реферат скачать
 

Реферат: Наше Солнце

Реферат: Наше Солнце

Содержание работы:

1. Общие сведения о Солнце

1.1. Введение

1.2. Эволюция Солнца и Солнечной системы

1.3. Вид Солнца в телескоп

1.4. Вращение Солнца

1.5. Положение Солнца в галактике

1.6. Характеристики Солнца

2. Строение Солнца

2.1. Внутренние слои Солнца

2.2. Атмосфера Солнца

2.2.1. Фотосфера

2.1.2. Хромосфера

2.1.3. Корона

2.3. Солнечная активность

2.4. Солнечные пятна

3. Солнечный цикл

4. Солнце – источник энергии

5. Солнце и жизнь Земли

6. Солнечное затмение

7. Проблема «Солнце – Земля»

8. Заключение

9. Литература

1. Общие сведения о Солнце

1.1. Введение

Солнце играет исключительную роль в жизни Земли. Весь органический мир нашей

планеты обязан Солнцу своим существованием. Солнце - не только источник света

и тепла, но и первоначальный источник многих других видов энергии (энергии

нефти, угля, воды, ветра).

Издавна у разных народов Солнце было объектом поклонения. Его считали самым

могущественным божеством. Культ непобедимого Солнца был одним из самых

распространённых (Гелиос – греческий бог Солнца, Аполлон – бог Солнца у

римлян, Митра – у персов, Ярило – у славян и т. д.). В честь Солнца

воздвигали храмы, слагали гимны, приносили жертвы. Ушло в прошлое религиозное

поклонение дневному светилу. Сейчас учёные исследуют природу Солнца, выясняют

его влияние на Землю, работают над проблемой применения практически

неиссякаемой солнечной энергии.

Солнце – это наша звезда. Изучая Солнце, мы узнаём о многих явлениях и

процессах, происходящих на других звёздах и недоступных непосредственному

наблюдению из-за огромных расстояний, которые отделяют нас от звёзд.

1.2. Эволюция Солнца и Солнечной системы

Возраст Солнца примерно равен 4.5 миллиарда лет. С момента своего рождения

оно израсходовало половину водорода содержащегося в ядре. Оно будет

продолжать "мирно" излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя

его светимость возрастет примерно вдвое за это время). Но, в конце концов,

оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что

является обычным для звезд, но увы приведет к полному уничтожению Земли (и

созданию планетарной туманности).

Эволюция Солнца:

A. На Солнце начинают идти ядерные реакции в ядре. Это называется

рождением звезды, до начала ядерных реакций объект называют протозвездой, и в

ядре еще слишком низкая температура для того, что бы началось ядерное

горение.

B. К этому времени, примерно половина водорода в ядре будет

преобразована в гелий. Это та ситуация в которой Солнце находится сейчас (с

момента рождения Солнца прошло примерно 4.5 миллиарда лет).

C. Водород в ядре практически полностью переработан, и начинается

горение водорода в слоевом источнике вокруг ядра. Это заставляет Солнце

раздуваться. Его радиус становится примерно на 40% больше, а светимость

удваивается.

D. Через полтора миллиарда лет, поверхность Солнца станет в 3.3 раза

больше чем сейчас, а температура опустится до 4300 градусов Кельвина. Если

глядеть с Земли, то Солнце будет выглядеть как большой оранжевый шар. Однако

главная проблема в том, что температура Земли при этом поднимется на 100

градусов и все моря испарятся, так что не останется наблюдателей этой

грандиозной картины. В последующие 250 миллионов лет радиус Солнца вырастет в

100 раз, и его светимость возрастет более чем в 500 раз. Оно займет

практически пол неба на планете, которая когда-то была Землей.

E. Температура ядра возрастет так высоко, что начнет протекать реакция

превращения гелия в углерод. Возможно, этот процесс будет носить взрывной

характер и одна треть солнечной оболочки будет рассеяна в космосе.

Что случится после этого в настоящее время неизвестно. Солнце станет ярче, и

все внешние слои будут унесены в космос очень сильным солнечным ветром. Это

явление называют образованием планетарной туманности; примеры таких объектов

часто наблюдаются в космосе (внутри планетарной туманности всегда есть

звезда, ее породившая).

После этого останется практически только ядро бывшего Солнца, так называемый

белый карлик, имеющий массу в два раза меньшую, чем масса современного

Солнца, но с ненормально высокой плотностью вещества: 2 тонны на кубический

сантиметр. Этот белый карлик будет медленно остывать, превращаться в черный

карлик и это будет конец Солнца.

1.3. Вид Солнца в телескоп

Наблюдения Солнца требуют большой осторожности. Нельзя смотреть на Солнце, не

защитив глаза очень плотным (тёмным) светофильтром! Но даже со светофильтром

не рекомендуется смотреть на Солнце в школьный телескоп. Лучше установить на

окулярном конце телескопа экран с листом белой бумаги и рассматривать

изображение Солнца на экране. Это позволит увидеть на Солнце тёмные пятна

(Солнечные пятна) и светлые участки (факелы), которые заметнее вокруг пятен

вблизи края Солнечного диска. На современных обсерваториях для наблюдения

Солнца применяют телескопы специальных конструкций – солнечные телескопы.

Таким телескопам оснащена, например, Крымская Астрофизическая Обсерватория.

1.4. Вращение Солнца

Если сравнить несколько последовательных фотографий Солнца, то можно

заметить, как меняется положение всех пятен на диске. Это происходит из-за

вращения Солнца. Солнце вращается не как твёрдое тело. Пятна, находящиеся в

близи экватора Солнца, опережают пятна, расположенные в средних широтах.

Следовательно, скорости вращения разных слоёв Солнца различны. Экваториальные

области делают один оборот вокруг оси Солнца за 25 земных суток, а области

вблизи полюсов Солнца – примерно за 30 суток. Линейная скорость вращения на

экваторе Солнца составляет 2 км./с. Наблюдения показывают, что все пятна

перемещаются от Восточного края к Западному. Следовательно, Солнце вращается

вокруг своей оси в направлении движения планет вокруг него.

1.5. Положение Солнца в галактике

Солнце – центральное тело Солнечной системы, раскаленный плазменный шар,

типичная звезда-карлик спектрального класса G2.

ü Расстояние от Солнца до центра галактики – 104пк~3/3*104 световых лет

ü Скорость движения Солнца вокруг центра Галактики – 250 км/с

ü Период обращения Солнца вокруг центра Галактики - 2*108 лет

ü Земной наблюдатель видит солнечный диск под углом 0,5°.

1.6. Характеристики Солнца

ü Масса MS~2*1023 кг,

ü RS~629 тыс км,

ü V= 1,41.1027 м3, что почти в 1300 тыс. раз превосходит объем Земли,

ü средняя плотность 1,41*103 кг/м,

ü светимость LS=3,86*1023 кВт,

ü эффективная температура поверхности (фотосфера) 5780 К,

ü период вращения (синодический) изменяется от 27 сут на экваторе до

32 сут у полюсов,

ü ускорение свободного падения 274 м/с2. (при таком

огромном ускорении силы тяжести человек массой 60 кг весил бы более 1,5 т.).

Химический состав был определен из анализа солнечного спектра. Оказалось, что

на Солнце больше всего водорода, а затем гелия. Открыто там много и других

химических элементов (кислород, кальций, железо, магний, натрий и др.), но

все вместо они составляют очень малую долю по сравнению с водородом. На

Солнце не обнаружено никаких химических элементов, помимо тех, которые

имеются на Земле. Это указывает на то, что небесные тела состоят из тех же

веществ, что и Земля. Но на разных небесных телах вещество может находиться в

самых различных состояньях.

Корона во внутренней части представляет собой чрезвычайно разреженное облако

легких частичек, главным образом частичек электричества – электронов,

выделяющихся из нижележащих слоев. Все они быстро движутся в разных

направлениях, но преимущественно в сторону от Солнца. Скорость их так же

велика, как у газа при температуре до миллиона градусов. Во внешней части

короны к ним примешаны и частички пыли, которая носится в межпланетном

пространстве.

2. Строение Солнца

Реферат: Наше Солнце

2.1. Внутренние слои Солнца

В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря

образным языком, та "печка", которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта

область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца

сжато, причем, чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру

вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15

млн. кельвинов, происходит выделение энергии.

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его

объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся

энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических

условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность.

Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце

и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.

Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она

распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов.

Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в

этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне

медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы

многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление,

почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когда они, в конце

концов, выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты. Что же с ними

произошло?

В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем

энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты

претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается

каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается; чаще всего при этом

возникает не один прежний квант, а два или даже несколько. По закону

сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из

них уменьшается. Так возникают кванты все меньших и меньших энергий. Мощные

гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты – сначала

рентгеновских, потом ультрафиолетовых и, наконец, видимых и инфракрасных

лучей. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете,

и не случайно наши глаза чувствительны именно к нему.

Как мы уже говорили, кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться

через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы "печка" внутри

Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую

область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона

Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией.

Суть конвекции состоит в том, что огромные потоки горячего газа поднимаются

вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ

опускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается, как

вязкая рисовая каша на огне.

Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и

простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где

перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции

сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких конвективных слоев.

Xорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца

является видимым проявлением конвекции.

2.2. Атмосфера Солнца

2.2.1. Фотосфера

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 глубже видимого края солнечного диска

называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной

трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют

поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в

сотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается

от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же

того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы.

Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного

простейших молекул и радикалов типа Н2, ОН, СН.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе

отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя

электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее

«холодном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода

отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко

ионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При

возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого

света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы

с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень

резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении его спектра.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся

она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными

сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания

всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность

температур между ними в наружных слоях значительно невелика (200-300 К), но

глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит

значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную

роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция

в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является

причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.

Магнитные поля участвую во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой

области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в

несколько тысяч раз более сильные чем на Земле. Ионизированная плазма –

хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции

сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем

горячих газов с низу тормозится, и возникает темная область – солнечное

пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в

действительности яркость его слабее раз в десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде

едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до

десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной

части (ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает пятну вид

вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми

факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной

атмосферы – хромосферу и корону.

2.2.2. Хромосфера

Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою

красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как

клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего

Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых

вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура

этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в

сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных

полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно

так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости

тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и

атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной

плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую

температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше

хромосферы.

Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов -- и не

дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы

"фонтаны", "облака", "воронки", "кусты", "арки" и прочие ярко светящиеся

образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно

изменяющимися, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в

хромосферу или вытекают из нее, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров.

Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы -- протуберанцы.

При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они

кажется на фоне солнечного диска темными, длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера.

Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными

верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу

потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей

Солнца.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки -- это все проявления

солнечной активности. С повышением активности число этих образований на

Солнце становится больше.

2.2.3. Корона

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца --

корона -- обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы

километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее слабое

продолжение уходит еще дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно

медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности

воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности

Солнца тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна

быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Следовательно,

имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны

с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до

температуры 1-2 млн градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения.

Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не

только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь

начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края

Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто

зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того

же затмения сильно различались. Не удавалось даже точно определить ее цвет.

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод

исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже не легко. Дело в

Страницы: 1, 2, 3, 4


ИНТЕРЕСНОЕ



© 2009 Все права защищены.