Сонце як зоря: енергія, будова та атмосфера. Реферат. Будова сонцяБудова Сонця14.05.2017 Сонце – центральне тіло Сонячної системи, розпечений плазмовий куля, типова зірка-карлик спектрального класу G2:
Період обертання (синодичний) змінюється від 27 діб на екваторі до 32 діб у полюсів, прискорення вільного падіння 274 м / с2. Хімічний склад, певний з аналізу сонячного спектра: водень – близько 90%, гелій – 10%, інші елементи – менше 0,1% (за кількістю атомів). Джерело сонячної енергії – ядерні перетворення водню в гелій в центральній області Сонця, де температура 15 млн. К. Енергія з надр переноситься випромінюванням, а потім в зовнішньому шарі товщиною близько 0,2 R – конвекцією. будова СонцяЩоб познайомитися з внутрішньою будовою Сонця, зробимо зараз уявну подорож з центру світила до його поверхні. Але як ми будемо визначати температуру і щільність сонячного кулі на різних глибинах? Як зможемо дізнатися, які процеси відбуваються всередині Сонця? Виявляється, більшість фізичних параметрів зірок (наше Сонце теж зірка!) Не вимірюються, а розраховуються теоретично за допомогою комп’ютерів. Вихідними для таких обчислень служать лише деякі загальні характеристики зірки, наприклад її маса, радіус, а також фізичні умови, що панують на її поверхні: температура, протяжність і щільність атмосфери тощо. Хімічний склад зірки (зокрема, Сонця) визначається спектральним шляхом. І ось на підставі цих даних астрофізик-теоретик створює математичну модель Сонця. Якщо така модель відповідає результатам спостережень, то її можна вважати досить хорошим наближенням до дійсності. А ми, спираючись на таку модель, постараємося уявити собі всю екзотику глибин великого світила. Центральна частина Сонця називається його ядром. Речовина всередині сонячного ядра надзвичайно стисло. Його радіус дорівнює приблизно 1/4 радіуса Сонця, а обсяг становить 1/45 частину (трохи більше 2%) від повного обсягу Сонця. Проте в ядрі світила упакована майже половина сонячної маси. Це стало можливо завдяки дуже високому ступені іонізації сонячної речовини. Умови там точно такі, які потрібні для роботи термоядерного реактора. Ядро є гігантською керовану силову станцію, де народжується сонячна енергія. Перемістившись з центру Сонця приблизно на 1/4 його радіуса, ми вступаємо в так звану зону перенесення енергії випромінюванням. Цю саму протяжну внутрішню область Сонця можна уявити собі зразок стінок ядерного котла, через які сонячна енергія повільно просочується назовні. Але чим ближче до поверхні Сонця, тим менше температура і тиск. В результаті виникає вихровий перемішування речовини і перенесення енергії відбувається переважно самим речовиною. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар Сонця, де вона відбувається, – конвективного зоною. Дослідники Сонця вважають, що її роль у фізиці сонячних процесів виключно велика. Адже саме тут зароджуються різноманітні рухи сонячної речовини і магнітні поля. Нарешті ми у видимій поверхні Сонця. Оскільки наше Сонце – зірка, розпечений плазмовий куля, у нього, на відміну від Землі, Місяця, Марса і їм подібних планет, не може бути справжньою поверхні, що розуміється в повному розумінні цього слова. І якщо ми говоримо про поверхні Сонця, то це поняття умовне. Видима світиться поверхню Сонця, розташована безпосередньо над конвективного зоною, називається фотосферою, що в перекладі з грецького означає “сфера світла”. Фотосфера – це 300-кілометровий шар. Саме звідси приходить до нас сонячне випромінювання. І коли ми дивимося на Сонце із Землі, то фотосфера є якраз тим шаром, який пронизує наше зір. Випромінювання ж з глибших шарів до нас вже не доходить, і побачити їх неможливо. Температура в фотосфері зростає з глибиною і в середньому оцінюється в 5800 К. З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця. Тут середня щільність газу становить менше 1/1000 щільності повітря, яким ми дихаємо, а температура в міру наближення до зовнішнього краю фотосфери зменшується до 4800 К. Водень при таких умовах зберігається майже повністю в нейтральному стані. Астрофізики за поверхню великого світила приймають підставу фотосфери. Саму ж фотосфери вони вважають самим нижнім (внутрішнім) шаром сонячної атмосфери. Над ним розташована ще два шари, які утворюють зовнішні шари сонячної атмосфери, – хромосфера і корона. І хоча різких кордонів між цими трьома шарами не існує, познайомимося з їх головними відмітними ознаками. Жовто-білий світ фотосфери має безперервним спектром, тобто має вигляд суцільної райдужної смужки з поступовим переходом кольорів від червоного до фіолетового. Але в нижніх шарах розрідженій хромосфери, в області так званого температурного мінімуму, де температура опускається до 4200 К, сонячне світло відчуває поглинання, завдяки якому в спектрі Сонця утворюються вузькі лінії поглинання. Їх називають фраунгоферовими лініями, по імені німецького оптика Йозефа Фраунгофера, який в 1816 році ретельно виміряв довжини хвиль 754 ліній. На сьогоднішній день в спектрі Сонця зареєстровано понад 26 тис. Темних ліній різної інтенсивності, що виникають через поглинання світла “холодними” атомами. І оскільки кожен хімічний елемент має свій характерний набір ліній поглинання, це дає можливість визначити його присутність в зовнішніх шарах сонячної атмосфери. Хімічний склад атмосфери Сонця подібний до складу більшості зірок, що утворилися протягом кількох останніх мільярдів років (їх називають зірками другого покоління). У порівнянні зі старими небесними світилами (зірками першого покоління) вони містять в десятки разів більше важких елементів, тобто елементів, які важче гелію. Астрофізики вважають, що важкі елементи вперше з’явилися в результаті ядерних реакцій, що протікають при вибухах зірок, а можливо, навіть під час вибухів галактик. В період утворення Сонця міжзоряне середовище вже була досить добре збагачена важкими елементами (саме Сонце ще не виробляє елементи важче гелію). Але наша Земля й інші планети конденсировались, мабуть, з того ж газопилової хмари, що і Сонце. Тому не виключено, що, вивчаючи хімічний склад нашого денного світила, ми вивчаємо також склад первинного протопланетного речовини. Оскільки температура в сонячній атмосфері змінюється з висотою, на різних рівнях лінії поглинання створюються атомами різних хімічних елементів. Це дозволяє вивчати різні атмосферні шари великого світила і визначати їх протяжність. Над фотосферою розташований більш розріджене шар атмосфери Сонця, який називається хромосферою, що означає “пофарбована сфера”. Її яскравість в багато разів менше яскравості фотосфери, тому хромосфера буває видно тільки в короткі хвилини повного сонячного затемнення, як рожеве кільце навколо темного диска Місяця. Червоний колір хромосфере надає випромінювання водню. У цього газу найбільш інтенсивна спектральна лінія – Н знаходиться в червоній області спектра, а водню в хромосфері особливо багато. За спектрами, отриманими під час сонячних затемнень, видно, що червона лінія водню зникає на висоті приблизно 12 тис. Км над фотосферою, а лінії іонізованого кальцію перестають бути видимими на висоті 14 тис. Км. Ось ця висота і розглядається як верхня межа хромосфери. У міру підйому зростає температура, досягаючи у верхніх шарах хромосфери 50 000 К. Із зростанням температури посилюється іонізація водню, а потім і гелію. Підвищення температури в хромосфері цілком зрозуміло. Як відомо, щільність сонячної атмосфери швидко зменшується з висотою, а розрідженому середовищі випромінює енергії менше, ніж щільна. Тому що надходить від Сонця енергія розігріває верхню хромосферу і лежить над нею корону. В даний час геліофізики за допомогою спеціальних приладів спостерігають хромосферу не тільки під час сонячних затемнень, а й в будь-який ясний день. Під час повного сонячного затемнення можна побачити саму зовнішню оболонку сонячної атмосфери – корону – ніжне перлинно-сріблясте сяйво, що тягнеться навколо затьмарить Сонце. Загальна яскравість корони становить приблизно одну мільйонну частку світла Сонця або половину світла повного Місяця. Сонячна корона являє собою сильно розріджену плазму з температурою, близькою до 2 млн К. Щільність корональної речовини в сотні мільярдів разів менше щільності повітря біля поверхні Землі. У подібних умовах атоми хімічних елементів не можуть перебувати в нейтральному стані: їх швидкість настільки велика, що при взаємних зіткненнях вони втрачають практично всі свої електрони і багаторазово іонізуются. Ось чому сонячна корона складається в основному з протонів (ядер атомів водню), ядер гелію і вільних електронів. Виключно висока температура корони призводить до того, що її речовина стає потужним джерелом ультрафіолетового і рентгенівського випромінювань. Для спостережень в цих діапазонах електромагнітного спектра використовуються, як відомо, спеціальні ультрафіолетові і рентгенівські телескопи, встановлені на космічних апаратах і орбітальних наукових станціях. За допомогою радіометодов (сонячна корона інтенсивно випромінює дециметрові і метрові радіохвилі) корональні промені “проглядаються” до відстаней в 30 сонячних радіусів від краю сонячного диска. З віддаленням від Сонця щільність корони дуже повільно зменшується, і самий верхній її шар випливає в космічний простір. Так утворюється сонячний вітер. Тільки за рахунок випаровування корпускул маса Сонця щосекунди зменшується не менш ніж на 400 тис. Т. Сонячний вітер обдуває все простір нашої планетної системи. Його початкова швидкість досягає більше 1000 км / с, але потім вона повільно зменшується. У орбіти Землі середня швидкість вітру близько 400 км / с. Він змітає на своєму шляху все гази, що виділяються планетами і кометами, дрібні метеорні порошинки і навіть частки галактичних космічних променів малих енергій, несучи весь цей “сміття” до околиць планетної системи. Образно кажучи, ми як би купаємося в короні великого світила … « Чому світить Сонце Сонячні плями »moyaosvita.com.ua енергія, будова та атмосфера. Реферат – Освіта.UAЕнергія Сонця. Будова Сонця. Сонячна атмосфера й сонячна активність. Сонячно-земні зв'язкиЕнергія Сонця Сонце - центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса в 333 000 раз більша за масу Землі й у 750 раз перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Сонце - могутнє джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль - від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі. Водночас Сонце - найближча до нас зоря, в якої на відміну від усіх інших зір можна спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на ньому невеликі деталі, розміром навіть до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зір взагалі. Видимий кутовий діаметр Сонця змінюється не на багато через еліптичність орбіти Землі. У середньому він становить близько 32' або 1/107 радіана, тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а. о., або приблизно 1 400 000 км, що в 109 раз перевищує діаметр Землі. На поверхню площею 1 м2, перпендикулярну до сонячних променів за межами земної атмосфери, припадає 1,36 кВт променистої енергії Сонця. Помноживши це число на площу поверхні кулі, радіус якої дорівнює відстані від Землі до Сонця, дістанемо потужність повного випромінювання Сонця (його світність), що становить близько 4 • 1023кВт. Так випромінює тіло сонячних розмірів, нагріте до температури близько 6000 К (ефективна температура Сонця). Земля дістає від Сонця приблизно 1/2000000000 частину випромінюваної ним енергії. Будова Сонця Як і всі зорі, Сонце - розжарена газова куля. В основному воно складається з водню з домішками 10% (за кількістю атомів) гелію. Кількість атомів усіх разом узятих інших елементів приблизно в 1000 раз менша. Однак маса цих важчих елементів становить 1 - 2% маси Сонця. На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу - плазми. Середня густина сонячної речовини g » 1400 кг/м3. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі - у 100 раз більша, ніж середня густина. Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця, в його надрах створюється величезний тиск. Коли б речовина всередині Сонця була розподілена рівномірно й густина скрізь дорівнювала середній, то внутрішній тиск було б легко обчислити. Зробимо приблизно такий розрахунок для глибини, що дорівнює 1/2 R¤. Силу тяжіння F = mg на цій глибині визначатимемо масою речовини, що міститься в радіальному стовпчику заввишки 1/2 R¤, площа якого S, а також значенням g на поверхні сфери радіуса 1/2 R¤.
Мал. 1. Сонце з плямами і протуберанцями. За газовими законами тиск пропорційний температурі й густині. Це дає можливість визначити температуру в надрах Сонця. Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5 • 105 кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск - близько 2 • 1018 Па, а температура - близько 15000 000 К. При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню - зменшується. Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від центра. Залежно від значення температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна умовно поділити на 4 частини:
Сонячна атмосфера й сонячна активність Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів. Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 - 300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього виходить майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра. У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуються внаслідок випромінювання з них у міжпланетний простір. На фотографіях фотосфери добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих "зерняток" - гра н у л розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, що відбувається в розміщеній під отосферою конвективній зоні Сонця. Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випромінювання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787-1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька сотень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим. У найвищих шарах фотосфери температура досягає близько 4000 К. При такій температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близько 0,01% атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери температура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. "Випаровуючись" у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром. Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях. Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіальне витягнутих фотосферних гранул.
Мал.2. Схема будови Сонця. Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони переміщуються по видимому диску Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб. Плями - нестійкі утворення. Кількість і форма їх на Сонці весь час змінюються. Звичайно сонячні плями з'являються групами. Біля краю сонячного диска навколо плям видно світлі утворення, які майже непомітні, коли плями близькі до центра сонячного диска. Ці утворення називаються факелами. Вони набагато контрастніші і їх видно по всьому диску, якщо Сонце фотографувати не в білому світлі, а в променях, що відповідають спектральним лініям водню, іонізованого кальцію та деяких інших елементів. Такі фотографії називаються спектрогеліограмами. За ними вивчають структуру верхніх шарів сонячної атмосфери і найчастіше хромосфери. Кількість активних ділянок і груп плям на Сонці періодично змінюється з часом у середньому протягом приблизно 11 років. Це явище називається циклом сонячної активності. На початку циклу плям майже немає, потім їх кількість збільшується спочатку далеко від екватора, а потім дедалі ближче до нього. Через кілька років настає максимум кількості плям, або, як кажуть, максимум сонячної активності, а після нього - спад. Головною особливістю плям, а також факелів є наявність магнітних полів. У плямах індукція магнітного поля велика й досягає інколи 0,4 - 0,5 Тл, у факелах магнітне поле слабше. Як правило, у групі плям є дві особливо великі плями - одна на західному, друга на східному боці групи, що мають протилежну магнітну полярність подібно до двох полюсів підковоподібного магніту. Магнітні поля відіграють дуже важливу роль у сонячній атмосфері, значно впливаючи на рух плазми, її густину й температуру. Зокрема, збільшення яскравості фотосфери у факелах і значне її зменшення (до 10 раз) в області плям спричиняються відповідно посиленням конвективних рухів у слабкому магнітному полі й великим їх послабленням при більшій індукції магнітного поля. Плями здаються чорними лише за контрастом з гарячішою і тому яскравішою фотосферою. Температура плям становить близько 3700 К, тому в спектрі плями є смуги поглинання найпростіших двохатомних молекул: СО, ТіО, СН, СN та ін., які в гарячішій фотосфері розпадаються на атоми. Хромосфера над факелами яскравіша завдяки більшій температурі й густині. Під час значних змін, які відбуваються в групах плям, у невеликій ділянці інколи виникають хромосферні спалахи: раптово, за якихось 10-15 хв., яскравість хромосфери дуже збільшується, викидаються згустки газу, прискорюються потоки гарячої плазми. Інколи деякі заряджені частинки прискорюються до дуже великих значень енергії. Потужність сонячного радіовипромінювання при цьому звичайно збільшується в мільйони раз (сплески радіовипромінювання). У короні спостерігаються ще грандіозніші за розмірами активні утворення - протуберанці. Це надзвичайно різноманітні за формою і характером свого руху хмари густіших газів порівняно з речовиною корони. Форма протуберанців та їхній рух пов'язані з магнітними полями, що проникають з фотосфери в корону. Сонячно-земні зв'язки Сонце дуже впливає на явища, які відбуваються на Землі. Його короткохвильове випромінювання зумовлює важливі фізико-хімічні процеси у верхніх шарах атмосфери. Видимі й інфрачервоні промені є основними "постачальниками" тепла для Землі. У різних країнах світу, в тому числі й у нас, ведуться роботи щодо ширшого використання сонячної енергії для господарських і промислових цілей (вироблення електроенергії, опалення будинків та ін.). У майбутньому використання енергії прямого сонячного випромінювання неминуче зросте. Сонце не лише освітлює й зігріває Землю. Вияви сонячної активності супроводяться цілим рядом геофізичних явищ. Потоки заряджених частинок, прискорені під час спалахів, впливають на магнітне поле Землі й спричиняють магнітні бурі, які сприяють проникненню заряджених частинок у нижчі шари атмосфери, від чого й виникають полярні сяйва. Короткохвильове випромінювання Сонця посилює іонізацію верхніх шарів земної атмосфери (іоносфери), що дуже впливає на умови поширення радіохвиль, іноді порушуючи радіозв'язок. Виявилося, що активні процеси на Сонці, впливаючи на атмосферу й магнітне поле Землі, опосередковано діють і на складні процеси органічного світу - як тваринного, так і рослинного. Ці впливи та їх механізм у наш час досліджують учені. 12.08.2011 osvita.ua енергія, будова та атмосфера. Реферат – Освіта.UAЕнергія Сонця. Будова Сонця. Сонячна атмосфера й сонячна активність. Сонячно-земні зв'язкиЕнергія Сонця Сонце - центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса в 333 000 раз більша за масу Землі й у 750 раз перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Сонце - могутнє джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль - від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі. Водночас Сонце - найближча до нас зоря, в якої на відміну від усіх інших зір можна спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на ньому невеликі деталі, розміром навіть до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зір взагалі. Видимий кутовий діаметр Сонця змінюється не на багато через еліптичність орбіти Землі. У середньому він становить близько 32' або 1/107 радіана, тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а. о., або приблизно 1 400 000 км, що в 109 раз перевищує діаметр Землі. На поверхню площею 1 м2, перпендикулярну до сонячних променів за межами земної атмосфери, припадає 1,36 кВт променистої енергії Сонця. Помноживши це число на площу поверхні кулі, радіус якої дорівнює відстані від Землі до Сонця, дістанемо потужність повного випромінювання Сонця (його світність), що становить близько 4 • 1023кВт. Так випромінює тіло сонячних розмірів, нагріте до температури близько 6000 К (ефективна температура Сонця). Земля дістає від Сонця приблизно 1/2000000000 частину випромінюваної ним енергії. Будова Сонця Як і всі зорі, Сонце - розжарена газова куля. В основному воно складається з водню з домішками 10% (за кількістю атомів) гелію. Кількість атомів усіх разом узятих інших елементів приблизно в 1000 раз менша. Однак маса цих важчих елементів становить 1 - 2% маси Сонця. На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу - плазми. Середня густина сонячної речовини g » 1400 кг/м3. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі - у 100 раз більша, ніж середня густина. Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця, в його надрах створюється величезний тиск. Коли б речовина всередині Сонця була розподілена рівномірно й густина скрізь дорівнювала середній, то внутрішній тиск було б легко обчислити. Зробимо приблизно такий розрахунок для глибини, що дорівнює 1/2 R¤. Силу тяжіння F = mg на цій глибині визначатимемо масою речовини, що міститься в радіальному стовпчику заввишки 1/2 R¤, площа якого S, а також значенням g на поверхні сфери радіуса 1/2 R¤.
Мал. 1. Сонце з плямами і протуберанцями. За газовими законами тиск пропорційний температурі й густині. Це дає можливість визначити температуру в надрах Сонця. Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5 • 105 кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск - близько 2 • 1018 Па, а температура - близько 15000 000 К. При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню - зменшується. Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від центра. Залежно від значення температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна умовно поділити на 4 частини:
Сонячна атмосфера й сонячна активність Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів. Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 - 300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього виходить майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра. У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуються внаслідок випромінювання з них у міжпланетний простір. На фотографіях фотосфери добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих "зерняток" - гра н у л розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, що відбувається в розміщеній під отосферою конвективній зоні Сонця. Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випромінювання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787-1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька сотень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим. У найвищих шарах фотосфери температура досягає близько 4000 К. При такій температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близько 0,01% атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери температура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. "Випаровуючись" у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром. Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях. Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіальне витягнутих фотосферних гранул.
Мал.2. Схема будови Сонця. Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони переміщуються по видимому диску Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб. Плями - нестійкі утворення. Кількість і форма їх на Сонці весь час змінюються. Звичайно сонячні плями з'являються групами. Біля краю сонячного диска навколо плям видно світлі утворення, які майже непомітні, коли плями близькі до центра сонячного диска. Ці утворення називаються факелами. Вони набагато контрастніші і їх видно по всьому диску, якщо Сонце фотографувати не в білому світлі, а в променях, що відповідають спектральним лініям водню, іонізованого кальцію та деяких інших елементів. Такі фотографії називаються спектрогеліограмами. За ними вивчають структуру верхніх шарів сонячної атмосфери і найчастіше хромосфери. Кількість активних ділянок і груп плям на Сонці періодично змінюється з часом у середньому протягом приблизно 11 років. Це явище називається циклом сонячної активності. На початку циклу плям майже немає, потім їх кількість збільшується спочатку далеко від екватора, а потім дедалі ближче до нього. Через кілька років настає максимум кількості плям, або, як кажуть, максимум сонячної активності, а після нього - спад. Головною особливістю плям, а також факелів є наявність магнітних полів. У плямах індукція магнітного поля велика й досягає інколи 0,4 - 0,5 Тл, у факелах магнітне поле слабше. Як правило, у групі плям є дві особливо великі плями - одна на західному, друга на східному боці групи, що мають протилежну магнітну полярність подібно до двох полюсів підковоподібного магніту. Магнітні поля відіграють дуже важливу роль у сонячній атмосфері, значно впливаючи на рух плазми, її густину й температуру. Зокрема, збільшення яскравості фотосфери у факелах і значне її зменшення (до 10 раз) в області плям спричиняються відповідно посиленням конвективних рухів у слабкому магнітному полі й великим їх послабленням при більшій індукції магнітного поля. Плями здаються чорними лише за контрастом з гарячішою і тому яскравішою фотосферою. Температура плям становить близько 3700 К, тому в спектрі плями є смуги поглинання найпростіших двохатомних молекул: СО, ТіО, СН, СN та ін., які в гарячішій фотосфері розпадаються на атоми. Хромосфера над факелами яскравіша завдяки більшій температурі й густині. Під час значних змін, які відбуваються в групах плям, у невеликій ділянці інколи виникають хромосферні спалахи: раптово, за якихось 10-15 хв., яскравість хромосфери дуже збільшується, викидаються згустки газу, прискорюються потоки гарячої плазми. Інколи деякі заряджені частинки прискорюються до дуже великих значень енергії. Потужність сонячного радіовипромінювання при цьому звичайно збільшується в мільйони раз (сплески радіовипромінювання). У короні спостерігаються ще грандіозніші за розмірами активні утворення - протуберанці. Це надзвичайно різноманітні за формою і характером свого руху хмари густіших газів порівняно з речовиною корони. Форма протуберанців та їхній рух пов'язані з магнітними полями, що проникають з фотосфери в корону. Сонячно-земні зв'язки Сонце дуже впливає на явища, які відбуваються на Землі. Його короткохвильове випромінювання зумовлює важливі фізико-хімічні процеси у верхніх шарах атмосфери. Видимі й інфрачервоні промені є основними "постачальниками" тепла для Землі. У різних країнах світу, в тому числі й у нас, ведуться роботи щодо ширшого використання сонячної енергії для господарських і промислових цілей (вироблення електроенергії, опалення будинків та ін.). У майбутньому використання енергії прямого сонячного випромінювання неминуче зросте. Сонце не лише освітлює й зігріває Землю. Вияви сонячної активності супроводяться цілим рядом геофізичних явищ. Потоки заряджених частинок, прискорені під час спалахів, впливають на магнітне поле Землі й спричиняють магнітні бурі, які сприяють проникненню заряджених частинок у нижчі шари атмосфери, від чого й виникають полярні сяйва. Короткохвильове випромінювання Сонця посилює іонізацію верхніх шарів земної атмосфери (іоносфери), що дуже впливає на умови поширення радіохвиль, іноді порушуючи радіозв'язок. Виявилося, що активні процеси на Сонці, впливаючи на атмосферу й магнітне поле Землі, опосередковано діють і на складні процеси органічного світу - як тваринного, так і рослинного. Ці впливи та їх механізм у наш час досліджують учені. 12.08.2011 ru.osvita.ua Внутрішня будова Сонця03.01.2016 Внутрішня будова Сонця Наше Сонце – це величезний сяючий газова куля, всередині якого протікають складні процеси і в результаті безперервно виділяється енергія. Внутрішній об’єм Сонця можна розділити на кілька областей; речовина в них відрізняється за своїми властивостями, і енергія розповсюджується за допомогою різних фізичних механізмів. Познайомимося з ними, починаючи з самого центру. У центральній частині Сонця знаходиться джерело його енергії, або, кажучи образною мовою, та “піч”, яка нагріває його і не дає йому охолонути. Ця область називається ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині Сонця стисло, причому чим глибше, тим сильніше. Щільність його збільшується до центру разом із зростанням тиску і температури. У ядрі, де температура сягає 15 млн. Кельвінів, відбувається виділення енергії. Ця енергія виділяється в результаті злиття атомів легких хімічних елементів в атоми більш важких. Реакції, що протікають в надрах Сонця, ми розглянемо пізніше більш докладно. Ядро має радіус не більше чверті загального радіусу Сонця. Проте в його обсязі зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, яка підтримує світіння Сонця. Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні, до поверхні Сонця. Існують різні способи передачі енергії в залежності від фізичних умов середовища, а саме: променистий перенесення, конвекція і теплопровідність. Необхідно відзначити, що теплопровідність не грає великої ролі в енергетичних процесах на Сонце і зірках, тоді як променистий і конвективний переноси дуже важливі і мають першорядне значення. Відразу навколо ядра починається зона променистої передачі енергії, де вона поширюється через поглинання і випромінювання речовиною порцій світла – квантів. Щільність, температура і тиск зменшуються в міру віддалення від ядра, і в цьому ж напрямку йде потік енергії. В цілому процес цей вкрай “повільний”. Щоб кванта дістатися від центру Сонця до фотосфери, необхідні мільйони років: адже, переізлучаясь, кванти весь час змінюють напрямок, майже настільки ж часто хаотично рухаючись назад, як і вперед. Але коли вони зрештою виберуться назовні, це будуть вже зовсім інші кванти. Що ж з ними сталося? У центрі Сонця народжуються гамма-кванти. Їх енергія в мільйони разів більше, ніж енергія квантів видимого світла, а довжина хвилі дуже мала. По дорозі кванти перетерплюють дивовижні перевтілення. Окремий квант спочатку поглинається якимось атомом, але тут же знову переизлучается; найчастіше при цьому виникає не один колишній квант, а два або навіть декілька. За законом збереження енергії їх загальна енергія зберігається, а тому енергія кожного з них зменшується. Так виникають кванти все менших і менших енергій. Потужні гамма-кванти як би дробляться на менш енергійні кванти – спочатку рентгенівських, потім ультрафіолетових і нарешті видимих і інфрачервоних променів. У підсумку найбільшу кількість енергії Сонце випромінює в видимому світлі. Процеси адсорбції та повторного випромінювання квантів настільки інтенсивні, що виділяється у вигляді гамма-випромінювання енергії, для того щоб вирватися на поверхню, потрібні мільйони років, тобто доходить до нас сьогодні світло Сонця народився від жару, що виник в його надрах мільйони років тому! Це означає, що кванту потрібно дуже багато часу, щоб просочитися через щільне сонячне речовина назовні. Так що, якби “піч” усередині Сонця раптом згасла, то ми б дізналися про це лише мільйони років по тому.У ході процесів зіткнення гамма-фотони втрачають енергію. В деякій точці їх енергія, спочатку дуже висока, стає дорівнює термічної енергії сонячної матерії. З цього моменту домінуючим стає процес конвекції. На відміну від зони радіаційного переносу, де енергія переноситься гамма-променями, в конвективної зоні випромінювання і матерія мають однакову температуру, і більшу частину енергії тут переносить матерія.На своєму шляху через внутрішні сонячні шари потік енергії зустрічає таку область, де непрозорість газу сильно зростає. Це конвективна зона Сонця. Тут енергія передається вже не випромінюванням, а конвекцією. Що таке конвекція? Це ні що інше, як перемішування, в даному випадку, аналог перемішування рідини при кипінні. Так само, як рідина, може поводитися і газ. Ось класичний приклад спостереження конвекції газів: в жаркий день, коли земля нагріта променями Сонця, на тлі віддалених предметів добре помітні піднімаються цівки гарячого повітря. Їх легко спостерігати і над полум’ям газового пальника, і над розпеченій конфоркою плити. Те ж саме відбувається і на Сонці в області конвекції. Величезні потоки гарячого газу піднімаються вгору, де віддають своє тепло навколишньому середовищу, а охолоджений сонячний газ опускається вниз. Схоже, що сонячне речовина кипить і перемішується, як в’язка крупінчатая маса на вогні. Конвективна зона починається приблизно на відстані 0,7 радіуса від центру і простягається практично до самої видимої поверхні Сонця (фотосфери), де перенесення основного потоку енергії знову стає променистим. Верхня межа конвективної зони виглядає у вигляді дрібних гранул, видозмінюються протягом декількох хвилин, так званих рисових зерен, видимих на сонячній поверхні навіть через телескоп з досить скромними можливостями. Однак за інерцією сюди все ж проникають гарячі потоки з глибших, конвективних шарів. Добре відома спостерігачам картина грануляції на поверхні Сонця є видимим проявом конвекції. « Що говорить наука про Сонце? Фотосфера – коротко »moyaosvita.com.ua З чого складається СонцеВеличезний куля, що світиться, іменований Сонцем, як і раніше таїть безліч загадок. Жоден з апаратів, створених людиною, не здатний досягти його поверхні. Тому вся інформація про найближчої до нас зірки отримана шляхом спостережень із Землі і навколоземної орбіти. Тільки на підставі відкритих фізичних законів, розрахунків та комп’ютерного моделювання вчені визначили, з чого складається Сонце.
|
|
||||||||||||||||||
|
|
||||||||||||||||||
|
Хімічний склад Сонця
Корона — зовнішня оболонка Сонця. У неї дуже низька щільність, з-за цього її видно тільки під час затемнення. Товщина зовнішньої атмосфери нерівномірна, тому час від часу у ній з’являються дірки. Через ці дірки в космос зі швидкістю 300-1200 мм. м/с спрямовується сонячний вітер — потужний потік енергії, який на землі стає причиною північних сяйв і магнітних бур.
Хромосфера — шар газів, що досягає товщини 16 тис. км. В ній відбувається конвекція розпечених газів, які, відриваючись від поверхні нижнього шару (фотосфери), знову опускаються тому. Саме вони «пропалюють» корону і утворюють потоки сонячного вітру довжиною до 150 тис. км.
Фотосфера — це щільний непрозорий шар товщиною 500-1 500 км, в якому відбуваються великі вогняні бурі діаметром до 1 тис. км. Температура газів фотосфери — 6 000 оС. Вони поглинають енергію з нижнього шару і виділяють її у вигляді тепла і світла. Структура фотосфери нагадує гранули. Розриви в шарі сприймаються, як плями на Сонці.
Конвективна зона товщиною 125-200 тис. км — сонячна оболонка, в якій гази постійно обмінюються енергією з радіаційною зоною, нагріваючись, піднімається до фотосфері і, охолоджуючись, знову спускаються вниз за новою порцією енергії.
Радіаційна зона має товщину 500 тис. км і дуже високу щільність. Тут речовина піддається бомбардуванню гамма-променями, які перетворюються в менш радіоактивні ультрафіолетові (UV) і рентгенівські (X) промені.
Кора, або ядро, — сонячний «котел», де постійно відбуваються протон-протонні термоядерні реакції, завдяки яким зірка і отримує енергію. Атоми водню перетворюються в гелій при температурі 14 х 10 у 6 степені оС. Тут титанічні тиск — трильйон кг на кожен кубічний див. Щомиті тут перетворюється 4,26 млн тонн водню в гелій.
