Реферат: Солнце

1. Общие сведения о  Солнце

Солнце- центральное тело Солнечной системы представляет собой очень горячийплазменный шар. Солнце — ближайшая к Земле звезда. Свет от него доходит до насза 8,3 минуты. Солнце решающим образом повлияло на образование всех телСолнечной системы и создало те условия, которые привели к возникновению иразвитию жизни на земле. Ещё  задолго до наступления НТР люди наблюдалиСолнце. Они знали его животворную силу, почитали и поклонялись ему как богу.Кроме того,  люди использовали его для исчисления времени.

Культовыесооружения в древние времена строились большей частью так, чтобы по ним можнобыло определить точки восхода и захода Солнца в начале весны и лета.

2. Всегда ли существовало Солнце?

НашеСолнце светит уже много млн. лет.  Сегодня известно, что оно возникловместе с планетами своей системы из большого холодного облака газа и пыли.Сначала образовалось сферическое облако, которое, сжимаясь, вращалось всёбыстрее. Под действием центробежных сил  оно превратилось в диск.Почти всё вещество облака сгустилось в центре этого диска в большой шар. Именнотак, по-видимому, возникло Солнце. По краям диска сформировались меньшиенебесные тела, планеты и луны. Только что родившееся Солнце сначала былохолодным, но оно всё время сжималось, становясь, становясь при этом горячее игорячее. Так родилась новая звезда. Она окружена планетами. Есть среди них иЗЕМЛЯ. Благодаря Солнцу на ней появилась жизнь.

3. Как устроено Солнце.

Солнцеявляется массивным самосветящимся газовым шаром. Человеку трудно дажепредставить, что такое Солнце на самом деле. В центре его температура15 000 000 градусов, давление в 200   раз выше, чемдавление воздуха в земной атмосфере, плотность вещества в 7 раз больше чем усамого плотного земного металла. Перенос энергии из центра наружу занимаетоколо 10млн. лет. Излучающая поверхность Солнца называется Фотосферой.Фотосфера имеет зернистую структуру, называемую грануляцией. Каждое такое «зерно» размером почти с Германию, и представляет собой поднявшийся наповерхность поток горячего вещества. На фотосфере часто можноувидетьотносительно небольшие тёмные области — Солнечные пятна. Над Фотосферойследующий слой, разреженный слой, называемый  Хромосферой, т.е. «окрашеннойсферой». Такое название хромосфера получила благодаря красному цвету. И,наконец, над ней находится очень горячая, но чрезвычайно разряженная частьсолнечной атмосферы -  корона.

4. Солнечная активность.

 Сильныйисточник теплового  радиоизлучения – Солнце. В периоды повышеннойсолнечной активности появляется радиоизлучение нетеплового характера.Нетепловое  радиоизлучение наблюдается и у планет Солнечной системы. Нанекоторых больших планетах, особенно на Юпитере, происходят сильные всплескинетеплового радиоизлучения – облака ионизированного межзвездного газа.Солнечная активность – совокупность явлений, периодически возникающих всолнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесно связаны с магнитнымисвойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области начинается спостепенного увеличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. Всоответствующих местах хромосферы вскоре после этого наблюдается увеличениеяркости в линиях водорода  и кальция. Такие области называют флоккулами.Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т.е. несколько глубже). Приэтом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете — факелы.Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, являетсяследствием увеличивающейся до нескольких десятков эрстед напряженности

Магнитногополя. Через 1 -2 дня после появления флоккула в активной области появляютсясолнечные пятна в виде маленьких черных точек – пор. Многие из них вскореисчезают, и лишь отдельные  поры за два – три дня превращаются в крупныетемные образования. Типичное солнечное пятно  имеет  размеры  внесколько  десятков тысяч километров и состоит из темной центральной части– тени и волокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен – наличие в нихсильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряженности, внесколько тысяч эрстед. В целом пятно представляет собой выходящую в фотосферутрубку силовых линий магнитного поля, целиком заполняющих одну или несколькоячеек хромосферной сетки. Верхняя часть трубки расширяется, и силовые линии вней расходятся, как колосья в снопе.

Поэтомувокруг тени магнитные силовые линии принимают направление, близкое кгоризонтальному. Полное, суммарное давление в пятне включает в себя давлениемагнитного поля и уравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтомугазовое  давление в пятне оказывается в меньшим, чем в фотосфере.Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитное полеподавляет конвективные движения газа, переносящие энергию из глубины вверх.Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньше примернона  1000 К. Пятно как бы охлажденная и скованная магнитным полем яма всолнечной фотосфере.

Большейчастью пятна возникают целыми группами, в которых, однако, выделяются двабольших пятна. Одно, небольшое, — на западе, а другое, чуть поменьше, — навостоке. Вокруг и между ними часто бывает множество мелких пятен. Такая группапятен называется биполярной, потому что у обоих больших пятен всегдапротивоположная полярность магнитного поля. Они как бы связаны с одной и той жетрубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из – под фотосферы, оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубокихслоях. То пятно, которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы,имеет северную полярность, а то, в области которого силовые линии входятобратно под фотосферу,  - южную.

Самоемощное проявление солнечной активности – это вспышка. Они происходят всравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группамисолнечных пятен. По своей сути вспышка — это взрыв, вызванный внезапным сжатиемсолнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит кобразованию длинного плазменного жгута или ленты.  Длина такого образованиясоставляет десятки, и даже сотни тысяч километров. Общее количество энергии,выделяющееся в результате взрыва, может составлять в зависимости от его силыот  100000000000000000000 до 10000000000000000000000000 Дж. Продолжаетсявспышка обычно около часа.

Мощностьэнерговыделения 1 г. вещества в области вспышки в среднем в десять вдвенадцатой степени раз больше, чем мощность энерговыделения  1 г.веществавсего Солнца. Это говорит о том, что источник энергии вспышек отличается отисточника энергии всего Солнца. Хотя детально физические процессы, приводящие квозникновению вспышек, еще не изучены, ясно, что они имеют электромагнитнуюприроду. Основной жгут вспышки обычно располагается вдоль нейтральной линиимагнитного поля – направления, разделяющего области различной полярности. Принекоторых условиях возникает неустойчивость, магнитные поля вблизи нейтральнойлинии сильно сближаются, сливаются и нейтрализуются (аннигилируют). При этомэнергия магнитного поля переходит в другие формы: в излучение, тепло икинетическую энергию движущихся газов. В электромагнитное излучение переходитпримерно половина всей энергии. Это излучение может наблюдаться в видимыхультрафиолетовых, рентгеновских лучах и даже гамма – лучах. Особенно многоэнергии излучается в красной спектральной линии водорода, в которой вспышкичаще всего и наблюдаются при помощи узкополосных светофильтров. Энергия,излучаемая вспышкой в коротковолновой области спектра, состоит изультрафиолетовых и рентгеновских лучей. Эти лучи испускаются очень сильноионизованными атомами. Например, во время некоторых вспышек наблюдалось рентгеновское излучение, характерное для атома железа, лишенного 25 электров,которые, по сути дела, представляет собой атомное ядро, обладающее подобноводороду, только одним электроном!

 Другаяполовина энергии вспышки идет на ускорение, иногда до релятивистских скоростей,элементарных частиц, главным образом электронов и протонов. Поток таких частицдобавляется во время вспышек к общему потоку космических лучей, наблюдаемых вблизиЗемли. Сталкиваясь с другими атомами, энергетические ядра вызывают ихнеобычайно сильную рентгеновскую ионизацию, а в некоторых случаях проникаютдаже через электронные оболочки атомов и приводят к ядерным превращениям,сопровождающимся испусканием гамма – квантов. Как и всякий сильный взрыв,вспышка порождает ударную волну, распространяющуюся как вверх  в корону,так и горизонтально вдоль поверхностных слоёв солнечной атмосферы. Излучениесолнечных вспышек оказывает особо сильное воздействие на верхний слой земнойатмосферы и ионосферу и приводит к возникновению целого комплекса геофизическихявлений. Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являютсяпротуберанцы – сравнительно плотные облака газов, возникающие в солнечнойкороне или выбрасываемые в нее из хромосферы. Типичный протуберанец имеет видгигантской светящейся арки, опирающейся  на хромосферу и образованнойструями и потоками более плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества.Иногда это вещество удерживается прогнувшимися под его тяжестью силовымилиниями магнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовыхлиний. Имеется множество различных типов протуберанцев. Области Солнца, вкоторых наблюдаются интенсивные проявления солнечной активности, называютсяцентрами солнечной активности. Общая активность Солнца, характеризуемаяколичеством и силой проявления центров солнечной активности, периодическиизменяется. Обычно пользуются наиболее простым и раньше всех введенным индексомсолнечной активности – числами Вольфа(W). Числа  Вольфапропорциональны  сумме полного числа пятен, наблюдаемых в данный момент наСолнце(f), и удесятеренного числа групп, которые они образуют(g).

W=R (f+10g)

ГдеR– коэффициент, учитывающий качество инструмента и производимых с его помощьюнаблюдении. Эпоху, когда количество центров активности  наибольшее,считают максимумом солнечной активности, а когда их совсем нет или почти нет –минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом в 11 лет. Этосоставляет 11 циклов солнечной активности.

5. Строение Солнца:

а)Солнечная Корона

СолнечнаяКорона – самые внешние, очень разряженные слои атмосферы Солнца. Во времяполной фазы солнечного затмения вокруг диска Луны, который закрывает отнаблюдателя яркую фотосферу, внезапно как — бы вспыхивает лучистое жемчужноесияние. Это на несколько секунд становится видимой солнечная Корона. Важнойособенностью короны является ее лучистая структура. Лучи бывают различнойдлины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. После изобретениякоронографа, солнечную корону можно наблюдать вне затмений. Общая форма короныменяется с фазами цикла солнечной активности: в годы максимума корона почтисферична, в годы минимума она сильно вытянута вдоль экватора. Коронапредставляет собой сильно разреженную высокоионизированную плазму стемпературой 1 – 2 млн. градусов. Причина столь большого нагрева солнечнойкороны связана с волновыми движениями, возникающими в конвективной зоне Солнца.Это связано с тем, что находящиеся в короне свободные электроны, возникающие врезультате сильной ионизации газов, рассеивают излучения, приходящие отфотосферы.

б)Фотосфера.

Доступнаянепосредственному наблюдению светящаяся « поверхность» Солнца называетсяфотосферой. Фотосфера представляет собой нижний слой солнечной атмосферы,толщина которого 300 – 400 км. Именно она излучает практически всю приходящую кнам солнечную энергию, так как из-за непрозрачности вещества фотосферысолнечное излучение из более глубоких слоев Солнца к нам уже не доходит и ихувидеть невозможно. Плотность фотосферы не превышает порядка  — 10000кг\м3, а число атомов преобладающего в фотосфере водорода- порядка100000000000000000 в объеме 1 см3. Температура в фотосфере нарастает сглубиной, в среднем она близка к 6000 К.

в) Хромосфера.

Хромосфера- внешняя область атмосферы Солнца. Яркость хромосферы во много раз меньшеяркости фотосферы. Из-за рассеяния солнечного света в земной атмосфере этислабосветящиеся внешние оболочки не удается видеть вне затмения без специальныхприспособлений.

Хромосферапростирается до высоты 10 – 14 тыс. км. В самых нижних слоях температура около5000 К, она начинает постепенно расти, достигая в верхних слоях атмосферы (от20000 до 50000 К). В хромосфере наблюдаются самые мощные и быстроразвивающиесяпроцессы, называемые вспышками.

6. Служба Солнца.

Сильнаязависимость жизни всей Земли от деятельности Солнца и особенно воздействиепроявлений солнечной активности на состояние верхних слоёв земной атмосферыопределяют большое значение  контроля за состоянием Солнца дляпрактической деятельности людей. Радиационная опасность для космонавтов,возникающая во время солнечных вспышек, требует постоянного наблюдения этихявлений и поисков способов их предсказаний. Связанные со вспышками нарушениесвязи, магнитные бури представляют серьезные препятствия для навигации судов ипилотирования самолетов. Существует зависимость важнейших биологическихпроцессов  от солнечной активности. Для решения подобных задач вмеждународном масштабе организована система непрерывных наблюдений Солнца,называемая службой Солнца. В этих наблюдениях участвуют все крупныеастрофизические обсерватории, а также множество специальных станции. Онирасположены почти равномерно по всем географическим долготам с тем, чтобыобеспечивалось непрерывная слежение за Солнцем, по возможности не слишкомзависящее от погодных условии.

Основныезадачи службы Солнца – регистрация  центров солнечной активности(например, определение ежедневных чисел Вольфа и др.), а также всех солнечныхвспышек. Собранные материалы сопоставляются с данными геофизическихисследований. Для более эффективного решения проблем, связанных ссолнечно-земными связями, организуется специальные международные комплексныепрограммы исследовании, выполняемые в определенные периоды времени, напримермеждународный геофизический год, год спокойного Солнца и т.д.

7. Солнечное затмение.

ЕслиЛуна оказывается между Солнцем и Землей в новолуние, тогда случаются солнечныезатмения. При полном затмении Луна совсем закрывает солнечный диск. Среди бела днявдруг на несколько минут наступают сумерки и невооруженному глазу становятсявидны  слабо светящаяся корона Солнца и ярчайшие звезды.

8. Конец Солнца.

Мызнаем, что Солнце имело запас топлива на 10-11 млрд. лет. Для того, чтобы точнопредсказать, сколько еще будет светить Солнце, мы должны знать, какую частьжизни оно уже прожило. Если подсчитать, что метеоритам и лунным камням не более5 млрд. лет, значит  таков возраст Солнца. В конце своей жизни Солнце небудет просто медленно остывать, как думали раньше, Звезды не умирают тихо, азаканчивают существование в борьбе со смертью. Когда полностью выгоритсолнечное ядро, атомный огонь начнет медленно пожирать внешние слои звезды.Солнце начнет увеличиваться в размерах и превратится в огромную красную звезду.Оно поглотит Меркурии и Венеру и нагреет Землю до большой температуры. Жизньисчезнет, вода испарится из рек и океанов. Затем во внешних слоях Солнцавозникнет новый источник энергии: из гелия -  тяжелые атомы. Внешняяоболочка будет сброшена, а ядро сожмется до белого карлика. Но Солнце неостанется в состоянии белого карлика, а закончит жизнь в виде черной дыры.

Список литературы

Учебник«астрономия»  11 кл., «ПРОСВЕЩЕНИЕ» 1994

Книга«Солнце»., «ПРОСВЕЩЕНИЕ»  1997 

«Энциклопедияюного астронома»., 1981

Дляподготовки данной работы были использованы материалы с сайта www. bolshe.ru/