ПЕРЕЛІК ДИСЦИПЛІН:
  • Адміністративне право
  • Арбітражний процес
  • Архітектура
  • Астрологія
  • Астрономія
  • Банківська справа
  • Безпека життєдіяльності
  • Біографії
  • Біологія
  • Біологія і хімія
  • Ботаніка та сільське гос-во
  • Бухгалтерський облік і аудит
  • Валютні відносини
  • Ветеринарія
  • Військова кафедра
  • Географія
  • Геодезія
  • Геологія
  • Етика
  • Держава і право
  • Цивільне право і процес
  • Діловодство
  • Гроші та кредит
  • Природничі науки
  • Журналістика
  • Екологія
  • Видавнича справа та поліграфія
  • Інвестиції
  • Іноземна мова
  • Інформатика
  • Інформатика, програмування
  • Історичні особистості
  • Історія
  • Історія техніки
  • Кибернетика
  • Комунікації і зв'язок
  • Комп'ютерні науки
  • Косметологія
  • Короткий зміст творів
  • Криміналістика
  • Кримінологія
  • Криптология
  • Кулінарія
  • Культура і мистецтво
  • Культурологія
  • Російська література
  • Література і російська мова
  • Логіка
  • Логістика
  • Маркетинг
  • Математика
  • Медицина, здоров'я
  • Медичні науки
  • Міжнародне публічне право
  • Міжнародне приватне право
  • Міжнародні відносини
  • Менеджмент
  • Металургія
  • Москвоведение
  • Мовознавство
  • Музика
  • Муніципальне право
  • Податки, оподаткування
  •  
    Бесплатные рефераты
     

     

     

     

     

     

         
     
    Будівля Сонця
         

     

    Астрономія

    РЕФЕРАТ

    ПО АСТРОНОМІЇ

    НА ТЕМУ:

    БУДОВА СОНЦЯ.

    Сходненская середня школа № 2 2002 р.

    Бірюков Дмитро 11 «А».

    Сонце - центральне тіло Сонячної системи являє собою дужегарячий плазмовий кулю. Сонце - найближча до Землі зоря. Світло від ньогодоходить до нас за 8,3 хвилини. Сонце вирішальним чином вплинуло наосвіта всіх тіл Сонячної системи і створило ті умови, якіпризвели до виникнення і розвитку життя на землі.

    АТМОСФЕРА СОНЦЯ.

    Фотосфера.

    Щільність газів в фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, ів сотні разів менше ніж в поверхні Землі. Температура фотосферизменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К в самих верхніх шарах.
    Температура ж того середнього шару, випромінювання якого ми сприймаємо близько
    6000 К.
    За таких умов майже всі молекули газу розпадаються на окремі атоми.
    Лише в самих верхніх шарах фотосфери зберігається відносно небагатонайпростіших молекул і радикалів типу Н2, ОН, СН.
    Майже всі наші знання про Сонце засновані на випромінюванні його спектру.
    У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери:вся вона здається посипаної дрібними яскравими зернятками - гранулами,розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатомперемішування спливаючих більш теплих потоків газу і опускаються більшехолодних. Різниця температур між ними в зовнішніх шарах порівняноневелика (200-300 К), але глибше, в конвективної зоні, вона більше, іперемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція у зовнішніхшарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. Укінцевому рахунку саме конвекція в результаті складної взаємодії зсонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітнихпроявів сонячної активності.
    Фотосфера поступово переходить у більш розріджені зовнішні шари сонячноїатмосфери - хромосферу і корону.

    хромосфери.


    Хромосфера (грец. «сфера кольору») названа так за свою червонувато-фіолетовезабарвлення. Вона видно під час повного сонячного затемнення, як клочковатое яскравекільце навколо чорного диска Місяця, тільки що затьмарить Сонце.
    Температура речовини, з якої складається хромосфера, в два-три рази вище,ніж у фотосфері, а щільність у сотні тисяч разів менше. Загальна протяжністьхромосфери 10-15 тис.км.
    Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітнихполів, що проникають у неї з конвективної зони.

    КОРОНА.

    На відміну від фотосфери і хромосфери зовнішня частина атмосфери Сонця --корона - володіє величезною довжиною: вона простягається на мільйоникілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусів, а її слабкепродовження йде ще далі.
    Щільність речовини в сонячній короні зменшується з висотою значноповільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері.
    Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення.
    Цикл сонячної активності - 11 років. Тобто з 11-річним періодом змінюєтьсяяк яскравість так і форма сонячної корони. В епоху максимуму вона має майжеідеально круглу форму. Прямі і спрямовані вздовж радіусу Сонця променікорони спостерігаються як у сонячного екватора, так і в полярних областях.
    Коли ж плям мало, корональні промені утворюються лише в екваторіальних ісередніх широтах. Форма корони стає витягнутої. При цьому загальна яскравістькорони зменшується. Ця цікава особливість корони, очевидно, пов'язаназ поступовим переміщенням протягом 11-річного циклу зонипереважного утворення плям. Після мінімуму плями починаю виникатипо обидві сторони від екватора на широтах 30-40 градусів. Потім зонапятнообразованія поступово опускається до екватора.


    Корона Сонця - зовнішня частина його атмосфери, сама розріджена інайгарячіша. Вона і найближча до нас: вона тягнеться далеко від сонцяу вигляді постійно рухається від нього потоку плазми - сонячного вітру.
    Поблизу Землі його швидкість складає в середньому 400-500 км/с, а деколидосягає майже 1000 км/с.

    Будівля сонця

    СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬ.

    СОНЯЧНІ ПЛЯМИ.
    Щоб помітити об'єкт, як пляма на сонці, простим оком, необхідно,щоб його розмір на Сонці був не менш 50 - 100 тисяч кілометрів, що вдесятки разів перевищує радіус Землі.

    Головну роль у більшості спостережуваних на Сонце явищ відіграють магнітніполя. Сонячне магнітне поле має дуже складну структуру і безперервнозмінюється. Спільні дії циркуляції сонячної плазми в конвективноїзоні і диференціального обертання Сонця постійно порушує процеспосилення слабких магнітних полів і виникнення нових. Мабуть цеобставина і є причиною виникнення плям на Сонці. Плями тоз'являються, то зникають. Їх кількість і розміри змінюються. Але, приблизно,кожні 11 років кількість плям стає найбільшим. Тоді кажуть, що Сонцеактивно.

    Сонце складається з розпечених газів, які весь час рухаються іперемішуються, і тому нічого постійного і незмінного на сонячнійповерхні немає. Найбільш стійкими утвореннями є сонячні плями.
    Але і їх вигляд з дня на день змінюється, і вони теж то з'являються, то зникають.
    У момент появи сонячне пляма зазвичай має невеликі розміри, вономоже зникнути, але може і сильно збільшитися.


    Спочатку звичайно з `являються поодинокі плями, але потім з них виникає цілагрупа, до якої виділять два великі плями - одна - на західному, інше --на східному краю групи .. Полярності східних і західних плям завждипротилежні.
    Сонячні плями іноді бувають видно на його диску навіть неозброєним оком
    . Удавана чорнота цих утворень викликана тим, що їх температураприблизно на 1500 градусів нижче температури навколишнього їх фотосфери (івідповідно безперервне випромінювання від них набагато менше). Одиночнерозвинене пляма складається з темного овалу - так званої тіні плями,оточеного більш світлої волокнистої півтінню. Нерозвинені дрібні плямибез півтіні називають порами. Часто плями і пори утворюють складнігрупи.

    Плями бувають оточені більш яскравими ділянками фотосфери, званимифакелами або факельним полями.
    Часто під час затемнень над поверхнею Сонця можна спостерігатихимерної форми "фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" та іншіяскраво світяться освіти з хромосферної речовини. Вони буваютьнерухомими або повільно змінюються, оточеними плавними вигнутимиструменями, які втікають в хромосферу або випливають з неї, піднімаючись надесятки і сотні тисяч кілометрів. Це найграндіозніші освітисонячної атмосфери - протуберанці (величезні хмари газу, маса якихможе досягати мільярдів тонн).
    Протуберанці мають приблизно ту саму щільність і температуру, що іхромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені більш високими, сильнорозрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають вхромосферу тому, що їх речовина підтримується магнітними полямиактивних областей Сонця.
    Вони повільно змінюють свою форму і можуть існувати протягом декількохмісяців. У багатьох випадках у протуберанцях спостерігається упорядкованерух окремих згустків і струменів по криволінійним траєкторіями,що нагадує лінії магнітної індукції.
    Найбільш потужними проявами сонячної активності є спалахи, впроцесі яких за кілька хвилин іноді виділяється енергія до 1025 Дж.
    Їх тривалість в середньому близько 3 годин - великих, а слабких кількахвилин. Плазма в місцях спалахів нагрівається до 107 К. Потоки плазми,що утворюються під час спалаху, через добу (або трохи більше) досягаєоколиць Землі.


    Плями, факели, протуберанці і спалаху - це все прояви сонячноїактивності. З підвищенням активності число цих утворень на Сонцестає більше.

    Кінець Сонця.

    Ми знаємо, що Сонце мало запас палива на 10-11 млрд. років. Для того,щоб точно передбачити, скільки ще буде світити Сонце, ми повинні знати,яку частину життя вона вже прожила. Якщо підрахувати, що метеоритів і місячнимкамінню не більше 5 млрд. років, значить такий вік Сонця. Наприкінці свогожиття Сонце не буде просто повільно охолоджуватися, як думали раніше, Зіркине вмирають тихо, а закінчують існування в боротьбі зі смертю. Колиповністю вигорить сонячне ядро, атомний вогонь почне повільно пожиратизовнішні шари зірки. Сонце почне збільшуватися в розмірах і перетвориться навеличезну червону зірку. Воно поглине Меркурії і Венеру і нагріє Землю довеликої температури. Життя зникне, вода випарується з річок та океанів. Потімв зовнішніх шарах Сонця виникне нове джерело енергії: з гелію --важкі атоми. Зовнішня оболонка буде скинута, а ядро стиснеться до білогокарлика. Але Сонце не залишиться в стані білого карлика, а закінчитьжиття у вигляді чорної діри.


         
     
         
    Реферат Банк
     
    Рефераты
     
    Бесплатные рефераты
     

     

     

     

     

     

     

     
     
     
      Все права защищены. Reff.net.ua - українські реферати !