Солнце и его строение

Содержание:

1. Общие сведения о Солнце                   ...……………………………………………3
2. Спектр и химический состав солнца   …………………………………………......5
3. Внутреннее строение Солнца               ……………………………………………..8
4. Атмосфера Солнца                                 ……………………………………………10

4.1 Фотосфера                                         ……………………………………………10

4.2 Хромосфера                                       ……………………………………………11

4.3 Корона                                               …………………………………….………13

5. Грануляция и конвективная зона          ……………………………………………18
6. Цикл солнечной активности                  ……………………………………………19
7. Список используемой литературы

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1.Общие сведения о Солнце 

Солнце представляется кругом с резко очерченным краем (лимбом). Видимый радиус Солнца несколько  меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты.

Когда Земля в перигелии (начало января) видимый диаметр  Солнца составляет 32’35”, а в афелии (начало июля) —33'31". На среднем расстоянии от Земли видимый радиус Солнца составляет 960", что соответствует линейному радиусу

                  

Объем Солнца

а его масса

что дает среднюю плотность его  вещества

Ускорение силы тяжести на поверхности  Солнца

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца. Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7° 15' и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную точку на его поверхности называется гелиографической широтой.

Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая  скорость w убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам (рис. 122), так что в среднем w = 14°,4 - 2°,7 sin²В, где В — гелиографическая широта. В этой формуле угловая скорость w измеряется углом поворота за сутки.  

 

 

 

Таким образом, различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами. Для точек экватора сидерический период составляет 25 суток, а вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие движения Земли вокруг Солнца его  вращение представляется земному наблюдателю  несколько замедленным: период вращения на экваторе составляет 27 суток, а у  полюсов — 32 суток (синодический период вращения).

 

 

 

 

 

 

 

2.Спектр и химический состав Солнца

В видимой области излучение  Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения (рис. 123), называемых фраунгоферовыми по имени австрийского физика Фраунгофера, впервые описавшего эти линии в 1814 г. 

 

 

 

Наибольшей интенсивности  непрерывный спектр достигает в  сине-зеленой части спектра, у  длин волн 4300-5000 Å . В обе стороны  от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую  и длинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, полученные с ракет и искусственных спутников показывают, что до длин волн около 2000 Å характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, где темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными (рис. 124).  

 

 

 

Инфракрасная область солнечного спектра частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу (рис. 125). Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн больших , поглощение становится полным, и спектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосферными методами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной. При этом обнаруживается, что в радиодиапазоне интенсивность солнечного спектра значительно больше, чем должна быть у тела с температурой 6000°. Убывание интенсивности радиоспектра Солнца с ростом длины волны в диапазоне метровых волн происходит так же, как и у абсолютно черного тела, имеющего температуру в миллион градусов. Другой важной особенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, увеличивающаяся с ростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой области спектра, интенсивность которой исключительно постоянна. Подобной же переменностью обладает и рентгеновское излучение Солнца. 

 

 

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 Å до инфракрасного диапазона  является наличие темных фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они  в точности соответствуют линиям испускания разреженного светящегося  газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы  обусловлено значительно большей  ее непрозрачностью к излучению  в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым  в них мы наблюдаем излучение, исходящее от более наружных, а следовательно, и более холодных слоев. Дополнительное поглощение вызвано соответствующими атомами, которые возбуждаются за счет поглощенных квантов. Возбужденные атомы тут же переизлучают поглощенную энергию, причем одинаково по всем направлениям. Этот процесс называется атомным рассеянием. Он наиболее важен при образовании фраунгоферовых линий. Поэтому по их интенсивности можно судить о количестве рассеивающих атомов в атмосфере.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в далекой  ультрафиолетовой области. Это —  резонансная линия водорода L_a  (Лайман-альфа)  с длиной волны 1216 Å (рис. 124).

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии H и К ионизованного кальция (см. рис. 123). После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода Н_a , H_b  , Н_g  , затем резонансные линии натрия D₁ и D₂ , линии магния, железа, титана и других элементов (см. рис. 123). Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами примерно 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

 Результаты  показывают, что вещество Солнца  имеет тот же химический состав, что и другие космические объекты  (кроме Земли и других планет).

Преобладающим элементом  на Солнце является водород. По числу  атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов, и  на его долю приходится около 70% всей массы Солнца (водород — самый  легкий элемент).

Следующим по содержанию элементом является гелий — около 29% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится чуть больше 1%. В некоторых случаях важно  знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в  атмосфере Солнца почти в 10 000 раз  меньше, чем атомов водорода.

3.Внутреннее строение Солнца

 

Строение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро. Фотосфера — это видимая поверхность Солнца, которая и является основным источником излучения. Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разрежена, поэтому видима невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения.

Солнечное ядро

Центральная часть  Солнца с радиусом примерно 150—175 тыс. км (то есть 20—25 % от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ , а температура в центре ядра — более 14 млн.К. В ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности. В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26 млн. тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2·10²⁷ тонн. Мощность, выделяемая различными зонами ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам, 276,5 Вт/м³. Таким образом, на объём человека (0,05 м³) приходится выделение тепла 285 Ккал/день (1192 кДж/день), что на порядок меньше удельного тепловыделения живого бодрствующего человека. Удельное же тепловыделение всего объёма Солнца ещё на два порядка меньше. Благодаря столь скромному удельному энерговыделению запасов «топлива» (водорода) хватает на несколько миллиардов лет поддержания термоядерной реакции.

Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии.

Зона лучистого переноса

Над ядром, на расстояниях  примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого  переноса. В этой зоне перенос энергии  происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигает конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет.

Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн. К на поверхности до 7 млн. К в глубине. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит о том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия.

 

Конвективная зона

Ближе к поверхности  Солнца температуры и плотности  вещества уже недостаточно для полного  переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха.

Её роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества. Термики в конвекционной зоне вызывают на поверхности гранулы (которые по сути являются вершинами термиков) и супергрануляцию. Скорость потоков составляет в среднем 1—2 км/с, а максимальные её значения достигают 6 км/с. Время жизни гранулы составляет 10—15 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно, термики в конвекционной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновению ячеек Бенара. Также движения в этой зоне вызывают эффект магнитного динамо и, соответственно, порождают магнитное поле, имеющее сложную структуру.

4.Атмосфера Солнца

  4.1 Фотосфера

Фотосферой называется основная часть солнечной атмосферы, в  которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный спектр. Таким  образом, она излучает практически  всю приходящую к нам солнечную  энергию. Фотосфера видна при  непосредственном наблюдении Солнца в  белом свете в виде кажущейся  его “поверхности”. Первое, что  бросается в глаза во время  таких наблюдений, — плавное потемнение солнечного диска к краю. По мере удаления от центра яркость убывает  все быстрее и быстрее, особенно на самом краю, который оказывается  очень резким. На рис. 132 изображено изменение яркости диска Солнца с расстоянием от центра при наблюдении в различных лучах. 

 

 

 

Потемнение диска Солнца к краю объясняется тем, что в  фотосфере происходит рост температуры  с глубиной. Различные точки солнечного диска обычно характеризуют углом, который составляет луч зрения с нормалью к поверхности Солнца в рассматриваемом месте (рис. 133). В центре диска этот угол равен нулю и луч зрения совпадает с радиусом Солнца.