Череповецький ДЕРЖАВНИЙ УНІВЕРСИТЕТ

Реферат

з астрономії

Тема: «Фізичне будівлю Сонця».

Виконав студент групи 9 -- ФИ-51

Миронов Євген Миколайович

Череповець

2004

Зміст.

1 §. Сонячна атмосфера ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 2
2 §. Випромінювання Сонця ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .5
3 §. Сонячна активність ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 6
4 §. Сонячна корона ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. 8
5 §. Діаметр Сонця ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 9

Література ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 10

1 §. Сонячна атмосфера

Сонце - центральне тіло Сонячної системи - являє собоюрозпечений плазмовий кулю. Сонце - найближча до Землі зоря. Світло віднього до нас доходить за 8,3 хв. Сонце вирішальним чином вплинуло наосвіта всіх тіл Сонячної системи і створило ті умови, якіпризвели до виникнення і розвитку життя на Землі. Його маса в 333
000 разів більша за масу Землі й у 750 разів більша за масу всіх інших планет,разом узятих. За 5 мільярдів років існування Сонця вже близько половиниводню в його центральній частині перетворилося на гелій. У результаті цьогопроцесу виділяється та кількість енергії, яку Сонце випромінює усвітовий простір. Потужність випромінювання Сонця дуже велика: близько
3,8 * 410 520 0 ступеня МВт. На Землю потрапляє незначна частина Сонячноїенергії, що становить близько половини мільярдної частки. Вона підтримує вгазоподібному стані земну атмосферу, підтримує постійну температуру сушу іводойми, дає енергію природним явищам тощо, забезпечує життєдіяльністьтварин і рослин. Частина сонячної енергії запасена в надрах Землі у виглядікам'яного вугілля, нафти й інших корисних копалин. Видимий із Землідіаметр Сонця трохи змінюється через еліптичності орбіти іскладає, в середньому, 1 392 000 км. (що в 109 разів перевищує діаметр
Землі). Відстань до Сонця в 107 разів перевищує його діаметр. Сонцеявляє собою сферично симетричне тіло, що знаходяться в рівновазі.
Усюди на однакових відстанях від центру цієї кулі фізичні умовиоднакові, але вони помітно змінюються в міру наближення до центру. Щільністьі тиск швидко наростають усередину, де газ сильніше стиснутий тискомверхніх шарів. Отже, температура також зростає в мірунаближення до центру. В залежності від зміни фізичних умов Сонцеможна розділити на кілька концентричних шарів, поступово переходятьодна в одну.

У центрі Сонця температура становить 15 мільйонів градусів, атиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Газ стиснутий тут до щільностіблизько 150 000 кг/4м 53 0.Почті вся енергія Сонця генерується вцентральній області з радіусом приблизно 1/3 сонячного. Через шари,оточують центральну частину, ця енергія передається назовні. Протягомостанньої третини радіусу знаходиться конвективна зона. Причина виникненняперемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і вкиплячому чайнику: кількість енергії, що надходить від нагрівача, набагатобільше того, що відводиться теплопровідністю. Тому речовинавимушено починає рухатися і починає саме переносити тепло. Ядро іконвективна зона фактично не наблюдаеми. Про їх існування відомоабо з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних. Надконвективної зоною розташовуються безпосередньо спостережувані шари Сонця,звані його 1 Атмосферою 0.Оні краще вивчені, тому що про їх властивостіможна судити зі спостережень.

1а). Сонячна атмосфера також складається з декількох різних верств.
Самий глибокий і тонкий з них - фотосфера, безпосередньо спостерігається ввидимому безперервному спектрі. Товщина фотосфери приблизно близько 300 км.
Чим глибше шари фотосфери, тим вони гаряче. У зовнішніх більш холодних шарахфотосфери на тлі безперервного спектра утворюються фраунгоферових лініїпоглинання. Під час найбільшого спокою земної атмосфери можнаспостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленькихсвітлих цяток - гранул - розміром близько 1000 км., оточених темнимипроміжками, створює враження комірчастої структури - грануляції.
Виникнення грануляції пов'язане з яка відбувається під фотосферою конвекцією.
Окремі гранули на кілька сотень градусів гаряче навколишнього їхгазу, і протягом декількох хвилин їх розподіл по диску Сонцязмінюється. Спектральні вимірювання свідчать про рух газу вгранулах, схожих на конвективні: у гранулах газ піднімається, а між ними
- Опускається. Цей рух газів породжують у сонячній атмосферіакустичні хвилі, подібні до звуковим хвилям в повітрі. Поширюючись уверхні шари атмосфери, хвилі, що виникли в конвективної зоні і в фотосфері,передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і виробляютьнагрівання газів наступних шарів атмосфери-хромосфери і корони. Урезультаті верхні шари атмосфери з температурою близько 4500К виявляютьсясамими «холодними» на Сонці. Як всередину, так і вгору від них температурагазів швидко зростає. Розташований над фотосферою шар називають хромосферою, підчас повного сонячного затемнення в ті хвилини, коли Місяць повністюзакриває фотосфери, видно як рожеве кільце, що оточує темнийдиск. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі язички полум'я --хромосферні спікули, що представляють собою витягнуті стовпчики зущільненого газу. Тоді ж можна спостерігати і спектр хромосфери, такзваний спектр вспишкі.Он складається з яскравих емісійних ліній водню,гелію, іонізованого кальцію та інших елементів, які раптовоспалахують під час повної фази затемнення. Виділяючи випромінювання Сонця вцих лініях, можна отримати його зображення. Хромосфера відрізняється відфотосфери значно більш неправильної неоднорідною структурою. Помітнодва типи неоднорідностей - яскраві і темні. За своїми розмірами вони перевищуютьфотосферних гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює такзвану хромосферної сітку, особливо добре помітну в лініїіонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком руху газів в під фотосферної конвективної зоні, тільки що відбуваються в більшвеликих масштабах. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи вверхніх її шарах десятків тисяч градусів. Сама верхня і сама розрядженнячастина сонячної атмосфери - корона, яка простежується від сонячного лімбадо відстаней в десятки сонячних радіусів і має температуру близькомільйона градусів. Корону можна побачити тільки під час повного сонячногозатемнення або за допомогою коронографа.

Уся сонячна атмосфера постійно коливається. У ній поширюютьсяяк вертикальні, так і горизонтальні хвилі з довжиною в кілька тисячкілометрів. Коливання мають резонансний характер і відбуваються з періодомблизько 5 хв. У виникненні явищ, що відбуваються на Сонці велику рольвідіграють магнітні поля. Речовина на Сонце всюди являє собоюнамагнічені плазму. Іноді в окремих областях напруженість магнітногополя швидко і сильно зростає. Цей процес супроводжуєтьсявиникненням цілого комплексу явищ сонячної активності в різнихшарах сонячної атмосфери. До них відносяться факели і плями у фотосфері, флоккули в хромосфері, протуберанці в короні. Найбільш чудовимявищем, що охоплює всі шари сонячної атмосфери і зароджуються вхромосфері, є сонячні спалахи (див. Сонячна активність).

2 §. Випромінювання Сонця

Випромінювання Сонця. Радіовипромінювання Сонця має дві складові --постійну та змінну. Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання
Сонця зростає в тисячі і навіть мільйони разів у порівнянні зрадіовипромінювання спокійного Сонця. Рентгенівські промені виходять в основному відверхніх шарів атмосфери і корони. Особливо сильним випромінювання буває в рокимаксимуму сонячної активності. Сонце випромінює не тільки світло, теплоі всі інші види електромагнітного випромінювання. Воно також єджерелом постійного потоку часток - корпускул. Нейтрино, електрони,протони, Алфа-частинки, а так само більш важкі атомні ядраскладають корпускулярне випромінювання Сонця. Значна частина цьоговипромінювання являє собою більш-менш безперервне закінченняплазми - сонячний вітер, що є продовженням зовнішніх шарів Сонячноїатмосфери - сонячної корони. На фоні цього постійно дмеплазмового вітру окремі області на Сонце є джерелами більшеспрямованих, посилених, так званих корпускулярних потоків. Швидшеза все вони пов'язані з особливими областями Сонячної корони - короннимидірками, а також, можливо, з довгоживучими активними областями на Сонці
(див. Сонячна активність). Нарешті, з сонячними спалахами пов'язанінайпотужніші короткочасні потоки часток, головним чиномелектронів і протонів. У результаті найбільш потужних спалахів часткиможуть набувати швидкості, що становлять помітну частку швидкості світла.
Частка з такими великими енергіями називаються сонячними космічнимипроменями. Сонячне корпускулярне випромінювання впливає на
Землю, і перш за все на її верхні шари атмосфери й магнітне поле,викликаючи безліч цікавих геофізичних явищ.

3 §. Сонячна активність

Сонячна активність - сукупність явищ, що періодично виникаютьу сонячній атмосфері. Прояви сонячної активності тісно пов'язані змагнітні властивості сонячної плазми. Виникнення активної областіпочинається з поступового збільшення магнітного потоку в деякій областіфотосфери. У відповідних місцях хромосфери після цього спостерігаєтьсязбільшення яскравості в лініях водню і кальцію. Такі областіназивають флоккуламі. Приблизно в тих же дільницях на Сонцеу фотосфері (тобто дещо глибше) при цьому також спостерігається збільшенняяскравості у білому (видимому) світі - факели. Збільшення енергії, що виділяєтьсяв області факела і флоккула, є наслідком що збільшилися додекількох десятків екстред напруженості магнітного поля. Потім усонячної активності спостерігаються сонячні плями, що виникають через 1-2 дніпісля появи флоккула у вигляді маленьких чорних крапок - пор. Багатоз них незабаром зникають, і лише окремі пори за 2-3 дні перетворюються навеликі темні освіти. Типове сонячне пляма має розміри вкілька десятків тисяч кілометрів і складається з темної центральній частині
- Тіні і волокнистої півтіні. Найважливіша особливість плям - наявність у нихсильних магнітних полів, що досягають у області тіні найбільшоюнапруженості в кілька тисяч екстред. У цілому пляма представляєсобою виходить у фотосфери трубку силових ліній магнітного поля, цілкомзаповнюють одну або кілька клітинок хромосферної сітки (див. Сонячнаатмосфера). Верхня частина трубки розширюється, і силові лінії в нійрозходяться, як колосся в снопі. Тому навколо тіні магнітні силовілінії беруть напрямок, близьке до горизонтального. Повне, сумарнетиск у плямі включає в себе тиск магнітного поля іврівноважується тиском навколишнього фотосфери, тому газовий тиск вплямі виявляється меншим, ніж у фотосфері. Магнітне поле як бирозширює пляма зсередини. Крім того, магнітне поле пригнічує конвективніруху газу, що переносять енергію з глибини вгору. Внаслідок цього вобласті плями температура виявляється менше приблизно на 1000К.Пятно як биохолоджена та скована магнітним полем яма у сонячній фотосфері. Більшоїчастиною плями виникають цілими групами, в яких, проте, виділяються два великі плями. Одне, найбільша, - на заході, а друге, трохипоменше, - на сході. Навколо і між ними часто буває безлічдрібних плям. Така група плям називається біополярной, тому що уобох великих плям завжди протилежна полярність магнітного поля. Вонияк б пов'язані з однією і тією ж трубкою силових ліній магнітного поля,яка у вигляді гігантської петлі виринула з-під фотосфери, залишивши кінцідесь у неспостережний, глибоких шарах. Те пляма, яка відповідаєвиходу магнітного поля з фотосфери, має північну полярність, а те, вобласті якого силові лінії входять назад під фотосфери, - південну.

Саме потужне прояв фотосфери - це спалаху. Вони відбуваються впорівняно невеликих областях хромосфери і корони, розташованих надгрупами сонячних плям. За своєю суттю спалах - це вибух, викликанийраптовим стисненням сонячної плазми. Стиснення відбувається під тискоммагнітного поля і призводить до утворення довгого плазмового джгута абострічки. Довжина такого утворення складає десятки і навіть сотні тисячкілометрів. Триває спалах зазвичай близько години. Хоча детальнофізичні процеси, що призводять до виникнення спалахів, ще не вивчені,ясно, що вони мають електромагнітну природу.

Найбільш грандіозними утвореннями в сонячній атмосфері єпротуберанці - порівняно щільні хмари газів, що виникають у сонячнійкороні або викидаються в неї з хромосфери. Типовий протуберанець маєвид гігантської світиться арки, що спирається на хромосферу й освіченоїструменями і потоками більш щільного і холодного, ніж навколишня корона,речовини. Іноді ця речовина утримується прогнувшись під його вагоюсиловими лініями магнітного поля, а іноді повільно стікає уздовж магнітнихсилових ліній. Є безліч різних типів протуберанців. Деякіз них пов'язані зі вибухового викидами речовини з хромосфери вкорону.

Загальна активність Сонця, що характеризується кількістю і силоюпрояви центрів сонячної активності, періодично змінюється.
Існує безліч різних зручних засобів оцінювати рівень сонячноїактивності. Зазвичай користуються найбільш простим і введених раніше за всіхспособом - числами Вольфа. Числа Вольфа пропорційні сумі повного числаплям, які спостерігаються в даний момент на Сонце, і подесятереною числагруп, які вони утворюють. Період часу, коли кількість центрівактивності найбільше називають максимумом сонячної активності, а коли їхзовсім немає або майже зовсім немає - мінімумом. Максимуми і мінімумичергуються в середньому з періодом 11 років. Це складає так званий
11 5-й 0 річний цикл сонячної активності.

4 §. Сонячна корона

1г). Сонячна корона - самі зовнішні, дуже виряджені шариатмосфери Сонця. Під час повної фази сонячного затемнення навколо диска
Місяця, який закриває від спостерігача яскраву фотосфери, раптово як биспалахує перлове сяйво. Це на кілька десятків секунд стаєвидимої сонячна корона. Важливою особливістю корони є її променистаструктура. Промені бувають різної довжини, аж до десятка і більше сонячнихрадіусів. Загальна форма корони змінюється з фазами циклу сонячної активності:в роки максимуму корона майже сферична, у роки мінімуму вона сильновитягнута уздовж екватора. Корона являє собою сильно розрядженувисокоіонізоване плазму з температурою 1-2 мільйони градусів. Причинанастільки великого нагрівання сонячної корони пов'язана з хвильовими рухами,що виникають у конвективної зоні Сонця. Колір корони майже збігається зісвітлом випромінювання всього Сонця. Це пов'язано з тим, що вільні електрони,що знаходяться в короні, і що виникають в результаті сильної іонізаціїгазів, розсіюють випромінювання, що приходить від фотосфери. З-за величезноїтемператури частки рухаються так швидко, що під час зіткнень від атоміввідлітають електрони, які починають рухатися як вільні частинки. УВнаслідок цього легкі елементи повністю втрачають усі свої електрони,так що в короні практично немає атомів водню або гелію, а є тількипротони й альфа-частинки. Важкі елементи втрачають до 10-15 зовнішніхелектронів. З цієї причини в сонячній короні спостерігаються незвичайніспектральні лінії, які довгий час не вдавалося ототожнити звідомими хімічними елементами. Гаряча плазма сильно випромінює іпоглинає радіохвилі. Тому що спостерігається сонячне радіовипромінювання наметрових і дециметрових хвилях виникає у сонячній короні. Іноді всонячної корони спостерігаються області зниженого світіння. Їх називаютькорональної дірками. Особливо добре ці дірки помітні по знімках врентгенівських променях.

5 §. Діаметр Сонця

Діаметр Сонця. Точні виміри показують, що діаметр Сонця непостійна величина. Близько п'ятнадцяти років тому астрономи виявили,що Сонце худне і гладшає на декілька кілометрів кожні 2 години 40хвилин, причому цей період зберігається строго постійним. З період 2 часа
40 хвилин на частки відсотка меняется і світність Сонця, тобто випромінюванаїм енергія. Вказівки на те, що діаметр Сонця зазнає ще й дужеповільні коливання зі значним розмахом, були отримані шляхом аналізурезультатів астрономічних спостережень багаторічної давності. Точнівимірювання тривалості сонячних затемнень, а також проходження
Меркурія і Венери по диску Сонця показали, що в XVII столітті діаметр
Сонця перевищував нинішній приблизно на 2000 км, тобто на 0,1%.

Література.

1. Енцеклопедіческій словник юного астронома, М.: Педагогіка, 1980 р.
2. Астрономія: Учеб.для 11 кл.сред.шк., М: Провсещеніе, 1990 р.
3. Клушанцев П.В. «Чи самотні ми у всесвіті?»: Дет.літ., 1981р.
4. Еврика-89, М: Мол.гвардия, 1991 р.
5. Пошуки життя в Сонячній системі: Пер.с англ. М.: Світ, 1988 р.