Тема: Сонце і його будова

Муніципальна загальноосвітня

Школа № 139 Жовтневого району.

Виконала: Учениця 8 "А" класу

Тишкова
Оксана

Керівник: Ярославцева Ольга

Олександрівна.

Зміст:

Мета работи___________________________________ стор.2

Хімічні властивості ___________________________ стор.3-4

Температура поверхні Солнца_________________ стор.5-6

Температура в надрах солнца_____________________ стор.7-8

Висновок, Список літератури__________________ стор.9

Рісункі_______________________________________ стор.10

Мета роботи

Мета моєї роботи розглянути Сонце і його властивості, що дозволить дізнатися про
Сонце багато нового: справжній вік Сонця, його хімічні складові,температуру як на поверхні так і в його надрах. І дізнатися вчених якіприсвятили себе вивченню Сонця

Хімічні властивості

Вік Сонця приблизно дорівнює 4,7 мільярда років. Хто знає, як довгоперебувало Сонце в своєму гордій самоті, перш ніж невідома мандрівницяоблагодіяв його родиною? Адже можливо, що планетна системаз'явилася порівняно недавно, а його власне існування обчислюєтьсядесятками чи навіть сотнями мільярдів років.
Подібний жахливий термін життя Сонця став здаватися реальним з тих пір,як був зрозумілий взаємний перехід маси в енергію і назад. Випромінювання Сонцяпідтримувалося за рахунок його маси, але хто міг сказати, якою була йогопервісна маса? Якщо вона була вдвічі більшою сучасної і убувалапостійно з теперішньою швидкістю, то для того, щоб володіти своєютеперішньої масою, Сонце повинне було проіснувати 1 500 мільярдів років.
І отже, за нинішньої потужності випромінювання йому належитьпроіснувати ще близько 1 500 мільярдів років, перш ніж воно зникнезовсім.
Проте видається надзвичайно малоймовірним, щоб маса губилася зоднаковою швидкістю до повного зникнення. Фізики, які працювали з атомнимиядрами, переконалися, що енергія виробляється за рахунок маси зазвичай в тихвипадках, коли ядра одного виду перетворювалися на ядра іншого виду. При цьомулише дуже незначна частина загальної маси перетворюється на енергію. Такимчином, якщо Сонце отримує свою енергію від проходять всередині ньогоядерних реакцій, воно може втратити лише незначну частку своєї маси.
Потім, коли всі ядра його речовини будуть перетворені в ядра новогоречовини, ядерні реакції припиняться. І хоча Сонце збереже ще величезнумасу, воно не буде виробляти дуже мало або зовсім ніякої енергії.
Отже, кількість міститься в Сонце енергії, а отже, і термінйого існування в минулому і в майбутньому залежать від характеру відбуваютьсяв ньому ядерних реакцій. Але як могли вчені визначити цей характер? Наперший погляд таке завдання стає нерозв'язною: адже спочатку потрібновизначити, з яких речовин складається Сонце і в яких умовах ці речовини знаходяться,а вже потім намагатися встановити, якого типу ядерні реакції будутьвідбуватися в таких речовинах за подібних умов.
Так, звичайно, це дуже складне завдання. По-перше як визначитихімічний склад Сонця з відстані 150 000 000 км. ? На початку XIX ст.здавалося безглуздим навіть мріяти про подібну можливість. Французький філософ
Огюст Конт (1798-1875), розглядаючи питання про абсолютні межахлюдського знання, як приклад непізнаних і навіки непізнаваних фактів привів хімічний склад небесних тіл.
Однак не все, що пов'язано з Сонцем, знаходиться від нас на відстані 150
000 000 км. Його випромінювання долає космічний простір і досягаєнас. У міру того як XIX ст. наближався до кінця, вчені знаходили все новіспособи витягувати все більше відомостей з цього випромінювання.
У 1929 р. американський астроном Генрі Норріс Рессела (1877-1957) вивчивсонячні спектри, і йому вдалося встановити, що сонце вражаюче багатоводнем. Він вирішив, що на водень припадає три п'ятих усього обсягу
Сонця. Це було абсолютною несподіванкою, оскільки водень, хоча і неє рідкісним елементом в точному значенні цього слова, становить усьоголише 0,14% земної кори.
Проте подальші дослідження показали, що Рессела був занадтообережний у своїй оцінці. Останні підрахунки американського астронома
Дональда Говарда Мензела (нар. 1901) показують, що водень становить
81,76% обсягу Сонця, а гелій 18,17%, так що на частку всіх іншихелементів залишається тільки 0,07%.
Мабуть можна з упевненістю сказати, що Сонце практичноявляє собою світиться суміш водню й гелію в пропорції (пообсягом) 4:1. Англійський астроном Джозеф Норман Лок'єра (1836-1920)припустив, що деякі непізнані лінії сонячного спектраналежать ще не відкритого елемента, який він на честь грецького богасонця Геліоса назвав гелієм. На Землі ж гелій був виявлений шотландськимхіміком вуликів Рамзеем (1852-1916) тільки в 1895 р.
Температура поверхні Сонця

Коли став відомий Хімічний склад Сонця, кількість ядерних реакцій,які могли б служити можливим джерелом величезної кількостівироблюваної Сонцем енергії, різко скоротилася. Само собою зрозуміло,що говорити можна було тільки про реакції, паливом в яких служи воденьі, можливо, частково гелій. Ніякі інші елементи не представлені на
Сонце в достатніх кількостях.
У такому випадку щосекундна втрата Сонцем 4 600 000т. маси - це втратамаси в результаті перетворення водню в гелій. Водень є ядерноюпаливом Сонця, а гелій - його ядерним "попелом". Оскільки втрата маси вході перетворення водню в гелій складає 0,73% всієї маси зливаєтьсяводню, щосекундна втрата 4 600 000т. маси означає, що кожнусекунду 630 000 000т. водню перетворюється на гелій.
Цей факт дозволяє приблизно оцінити вік Сонця. Загальну масу
Сонця можна обчислити, виходячи з сили, з якою воно притягує Землю навідстані 150 000 000 км; вона становить 2 220 000 000 000 000 000 000
000 000т. Кожну секунду додається 630 000 000т. водню, і якщо миприймемо, що спочатку Сонце складалося тільки з водню, що атомицього водню весь час зливалися в гелій з однією і тією ж швидкістю і щосонячне речовина завжди добре перемішувалося, то можна підрахувати,скільки потрібно секунд, щоб кількість водню зменшилася з 100 до
81,76%. Виявляється, на це було б 20 мільярдів років. А длятого, щоб витратити все що залишився водневе паливо, буде потрібноще 90 мільярдів років.
Зрозуміло, було б занадто сміливо вважати, що швидкість синтезу гелію зводню залишиться незмінною до повного виснаження запасу палива або щовона завжди була такою ж, як і тепер. Поза сумнівом, присутність різнихкількостей гелієвого "попелу" може вплинути на швидкість реакції абонавіть на її характер.
Але одного припущення, що сонячна енергія поповнюється за рахунок злиттяводню в гелій, було ще недостатньо. Необхідно було ще довести, щона Сонці існують умови для такого злиття. У нас на Землі євеликі запаси водню, хоча б у світовому океані, і все ж таки синтезу геліюз його атомів не відбувається. Якщо б вони почали зливатися, Земля вибухнулаб і випарувалася, в дуже маленьку і дуже недовговічні зірку. З іншогобоку, якщо б таку реакцію можна було проводити повільно і підконтролем, людство було б забезпечено енергією на мільйони років. Однакумови на Землі такі, що можливість мимовільного злиття атомівводню виключена, а вченим не вдалося створити умов для контрольованоїреакції. Єдине, що вони зуміли зробити, - це добитисянеконтрольованого перетворення в гелій невеликих кількостей водню, створившиводневу бомбу 50-х років.
У 1893 р. німецький фізик Вільгельм Він (1864-1928) докладно вивчив цеявище. Кожній температурі відповідає свій максимум випромінювання - хвиляпевної довжини, що переважає в цьому випромінюванні. Він виявив, що заміру підвищення температури цей пік зміщується в бік коротких хвиль,причому його зміщення може бути виражена простою математичною формулою.
Таким чином, якщо при випромінюванні спектру будь-якого предмета вдаєтьсявстановити пік випромінювання цього спектру, можна дізнатися температуру самогопредмета. Характер спектральних ліній теж міняється зі зміноютемператури, і вони теж допомагають її визначити.
За сонячного спектру вдалося встановити, що температура поверхні
Сонця становить 6 000'С. Таким же способом можна визначити температуруповерхні інших зірок, і деякі з них виявилися більш гарячими, ніж
Сонце. Температура поверхні Сіріуса, наприклад, дорівнює 11 000'C, а у
Альфи Південного Хреста вона досягає 21 000'C.
За земним уявленням дуже поверхня Сонця дуже гаряча. Вонадосить гаряча, щоб розтопити і звернути на пару всі відомі намречовини.

Температура в надрах Сонця.

Визначення властивостей поверхні Сонця було величезним досягненням - наперший погляд воно взагалі здавалося неможливим. Так наскільки ж важче,здається, має бути вивчення надр Сонця!
Однак деякі висновки про надра Сонця зробити досить легко. Наприклад,ми знаємо, що поверхня Сонця постійно випромінює в простір величезнекількість тепла, і тим не менше його температура не змінюється. Цілкомочевидно, що це тепло повинно надходити зсередини з тією ж швидкістю, зякий воно випромінюється в простір, а звідси випливає, що надра Сонцяповинні бути більш гарячими, ніж його поверхню.
Оскільки поверхня Сонця вже на стільки гаряча, що на ній перетворюютьсяв пар будь-які відомі речовини, і оскільки внутрішні області Сонця щегаряче, напрошується висновок, що всі Сонце газоподібному, що просто кулясверхраскаленного газу. Якщо це так, то можна вважати, що астрономамдуже пощастило, тому що властивості газу встановити легше, ніж властивості рідин ітвердих тіл.
У 20-х роках ХХ ст. питанням про внутрішню будови Сонця зайнявся англійськаастроном Артур Стенлі Еддінгтон (1882-1944), що йшов з припущення,що зірки є газові кулі.
Еддінгтон міркував так: раз Сонце - всього лише газова куля, то, якщо бна нього впливала тільки сила його власного тяжіння, вонострімко стислося б. А оскільки цього не відбувається, значить, силутяжіння врівноважує якась інша сила, дія якої направленозсередини назовні. Така спрямована назовні сила могла виникнути завдякипрагненню газів розширюватися під дією високої температури.
Виходячи зі значень маси Сонця і його сили тяжіння, Еддінгтон в 1926 р.розрахував, які температури необхідні для того, щоб врівноважувати силутяжіння на різній глибині під поверхнею Сонця. Він отримавприголомшливі цифри. Температура в центрі Сонця повинна була досягатигігантської величини в 15 000 000'C. Згідно з сучасними розрахунками вона щевище: 21 000 000'C.
Незважаючи на всю вражаюче цих результатів, більшість астрономівпогодилося з ними. По-перше, такі температури були необхідні для того,щоб могло відбуватися злиття атомів водню. Хоча поверхня Сонцянабагато холодніше, ніж потрібно для цієї реакції, внутрішні області,згідно з розрахунками Еддінгтона, виявилися, безумовно, досить гарячимидля неї.
По-друге, міркування Еддінгтона допомагали пояснити й деякі іншіявища. Сонце перебувало в стані чуйного рівноваги між силоютяжіння, що звернена всередину, і дією температури, спрямованим назовні.
Після того, як всі астрономи дійшли згоди щодо температури ітиску у внутрішніх областях Сонця, залишалося з'ясувати процеси,дозволяють водню при цих умовах перетворюватися на гелій зі швидкістю,яка була б достатня для пояснення загальної кількості сонячноговипромінювання. У 1939 р. американський фізик, німець за походженням, Ганс
Бете (нар. 1906 р.) зумів розробити проходить цикл ядернихреакцій. Швидкість їхнього протікання в умовах, що панують всередині Сонця, цілкомвідповідала цим вимогам.
Таким чином, питання про джерело сонячної енергії, поставленим
Гельмгольцем в 40-х роках XIX ст., Бете остаточно дозволив майже 100 роківпо тому. А разом з цим була також встановлена можлива тривалість життя
Сонця - 100 мільярдів років.

Висновок.

Як би там не було, астрономи одностайно сходяться на тому, що вся сонячнасистема - і Сонце і планети - утворилися в результаті загального процесу.
Іншими словами, якщо Земля в її нинішній формі існує 4,7 мільярдароків, то можна вважати, що і вся сонячна система (включаючи Сонце) в їїнинішній формі існує 4,7 мільярда років.

Список літератури.

А. Азімов "Всесвіт"