Автор работы: Пользователь скрыл имя, 01 Декабря 2009 в 15:55, Не определен
Солнце представляет собой центральное тело нашей планетной системы и ближайшую к нам звезду
ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА СОЛНЦА
Солнце представляет собой центральное тело нашей планетной системы и ближайшую к нам звезду.
Среднее расстояние Солнца от Земли равно 149,6*106 км, его диаметр в 109 раз больше земного, а объем в 1300 000 раз больше объема Земли. Так как масса Солнца составляет 1,98*1033 г (333000 масс Земли), то в соответствии с его объемом находим, что средняя плотность солнечного вещества равна 1,41 г/см3 (0,26 средней плотности Земли). По известным значениям радиуса и массы Солнца можно определить, что ускорение силы тяжести на его поверхности достигает 274 м/сек2, или в 28 раз больше, чем ускорение силы тяжести на поверхность Земли.
Солнце вращается вокруг оси против хода часовой стрелки при наблюдении с северного полюса эклиптики, т. е. в том же направлении, в каком обращаются вокруг него все планеты. Если смотреть, на диск Солнца, то его вращение совершается от восточного края диска к западному. Ось вращения Солнца наклонена к плоскости эклиптики под углом 83°. Но Солнце вращается не как твердое тело. Сидерический период вращения его экваториальной зоны равен 25 сут, близ 60° гелиографической (отсчитанной от солнечного экватора) широты он составляет 30 сут, а у полюсов достигает 35 сут.
При наблюдении Солнца в телескоп заметно ослабление его яркости к краям диска, так как через центр диска проходят лучи, идущие из более глубинных и горячих частей Солнца.
Слой, лежащий на границе прозрачности вещества Солнца и испускающий видимое излучение, называется фотосферой. Фотосфера не является равномерно яркой, а обнаруживает зернистое строение. Светлые зерна, покрывающие фотосферу, называются гранулами. Гранулы -- неустойчивые образования, продолжительность их существования -- около 2--3 мин, а размеры колеблются в пределах от 700 до 1400 км. На поверхности фотосферы выделяются темные пятна и светлые области, называемые факелами. Наблюдения за пятнами и факелами позволили установить характер вращения Солнца и определить его период.
Над поверхностью фотосферы расположена солнечная атмосфера. Ее нижний слой имеет толщину около 600 км. Вещество этого слоя избирательно поглощает световые волны таких, длин, которые оно само способно излучать. При переизлучении происходит рассеяние энергии, что и является непосредственной причиной появления основных темных фраунгофероных линий в спектре Солнца.
Следующий слой солнечной атмосферы -- хромосфера имеет ярко-красный цвет и наблюдается при полных солнечных затмениях в виде алого кольца, охватывающего темный диск Луны. Верхняя граница хромосферы постоянно волнуется, и поэтому толщина ее колеблется от 15000 до 20000 км.
Из хромосферы выбрасываются протуберанцы -- фонтаны раскаленных газов, видимые невооруженным глазом во время полных солнечных затмений. Со скоростью 250--500 км/сек они поднимаются от поверхности Солнца на расстояния, равные в среднем 200000 км, а некоторые из них достигают высоты до 1500 000 км.
Над хромосферой расположена солнечная корона, видимая при полных солнечных затмениях в виде окружающего Солнце серебристо-жемчужного ореола.
Солнечную корону разделяют на внутреннюю и внешнюю. Внутренняя корона простирается до высоты около 500 000 км и состоит из разреженной плазмы - смеси ионов и свободных электронов. Цвет внутренней короны подобен солнечному, а излучение ее представляет собой свет фотосферы, рассеянный на свободных электронах. Спектр внутренней короны отличается от солнечного спектра тем, что в нем не наблюдаются темные линии поглощения, но зато наблюдаются на фоне непрерывного спектра линии излучения, наиболее яркие из которых принадлежат многократно ионизованному железу, никелю и некотооым другим элементам. Так как плазма весьма разрежена, то скорость движения свободных электронов (а соответственно и их кинетическая энергия) столь велика, что температура внутренней короны оценивается примерно в 1 млн. градусов.
Внешняя корона простирается до высоты более чем в 2 млн. км. В ее состав входят мельчайшие твердые частицы, которые отражают солнечный свет и придают ей светло-желтый оттенок.
В последние годы было установлено, что солнечная корона распространяется значительно дальше, чем предполагалось ранее. Наиболее удаленные от Солнца части солнечной короны -- сверхкорона -- простираются за пределы земной орбиты. По мере удаления от Солнца температура сверхкороны постепенно понижается, а на расстоянии Земли составляет приблизительно 200 000°
Сверхкорона состоит из отдельных разреженных электронных облаков, "вмороженных" в магнитное поле Солнца, которые с большими скоростями движутся от него и, достигая верхних слоев земной атмосферы, ионизируют и нагревают ее, оказывая тем самым влияние на климатические процессы.
Межпланетное пространство в плоскости эклиптики содержит мелкую пыль, производящую явление зодиакального света. Это явление состоит в том, что весной после захода Солнца на западе или осенью перед восходом Солнца на востоке иногда наблюдается слабое сияние, выступающее из-под горизонта в виде конуса.
Спектр Солнца является спектром поглощения. На фоне непрерывного яркого спектра располагаются многочисленные темные (фраунгоферовы) линии. Они возникают при прохождении луча света, испускаемого раскаленным газом через более холодную среду, образованную тем же газом. При этом на месте яркой линии излучения газа наблюдается темная линия его поглощения.
Каждый химический элемент имеет присущий только ему линейчатый спектр, поэтому по виду спектра можно определить химический состав светящегося тела. Если же излучающее свет вещество является химическим соединением, то в его спектре видны полосы молекул и их соединений. Определив длины волн всех линий спектра, можно установить химические элементы, образующие излучающее вещество. По интенсивности спектральных линий отдельных элементов судят о количестве принадлежащих им атомов. Поэтому спектральный анализ позволяет изучать не только качественный, но и количественный состав небесных светил (точнее, их атмосфер) и является важнейшим методом астрофизических исследований.
На Солнце найдено около 70 известных на Земле химических элементов. Но в основном Солнце состоит из двух элементов:
водорода (около 70% по массе) и гелия (около 30%). Из прочих химических элементов (всего 3%) наибольшее распространение имеют азот, углерод, кислород, железо, магний, кремний, кальций и натрий. Некоторые химические элементы, например хлор и бром, на Солнце еще не обнаружены. В спектре солнечных пятен найдены также полосы поглощения химических соединений: циана (СN), окиси титана, гидроксила (ОН), углеводорода (СН) и др.
Солнце представляет собой грандиозный источник энергии, непрерывно рассеивающий свет и тепло по всем направлениям. На Землю поступает около 1:2000000000 всей излучаемой Солнцем энергии. Количество энергии, получаемое Землей от Солнца, определяется по значению солнечной постоянной. Солнечной постоянной называется количество энергии, получаемой в минуту 1 см2 поверхности, расположенной на границе земной атмосферы перпендикулярно к солнечным лучам. В мерах тепловой энергии солнечная постоянная равна 2 кал/см2 *мин, а в системе механических единиц она выражается числом 1,4-10 6эрг/сек * см2.
Температура фотосферы близка к 6000°С.Она излучает энергию почти как абсолютно черное тело, поэтому эффективную температуру солнечной поверхности можно определить с помощью закона Стефана--Больцмана:
где Е -- количество энергии в эргах, излучаемое в 1 сек. 1 см2 солнечной поверхности; s=5,73*10-5 эрг/сек* град^4 * см2 -- постоянная, установленная из опыта, и Т -- абсолютная температура в градусах Кельвина.
Количество энергии, проходящей через поверхность шара, описанного радиусом в 1 а. е. (150 * 10" см), равно е=4*1033 эрг/сек*см2. Эта энергия излучается всей поверхностью Солнца, поэтому, разделив ее величину на площадь солнечной поверхности, можно определить значение Е и вычислить температуру поверхности Солнца. Получается E=5800°К.
Существуют и другие методы определения температуры поверхности Солнца, но все они разнятся по результатам их применения, так как Солнце излучает не совсем как абсолютно черное тело.
Непосредственное определение температуры внутренних частей Солнца невозможно, но по мере приближения к его центру она должна быстро возрастать. Температура в центре Солнца вычисляется теоретически из условия равновесия давлении и равенства прихода и расхода энергии в каждой точке объема Солнца. По современным данным, она достигает 13 млн. градусов.
При температурных условиях, имеющих место на Солнце, все его вещество находится в газообразном состоянии. Так как Солнце пребывает в тепловом равновесии, то в каждой его точке должны компенсироваться сила тяжести, направленная к центру, и силы газового и светового давлений, направленные из центра.
Высокая температура и большое давление в недрах Солнца обусловливают многократную ионизацию атомов вещества и значительную его плотность, вероятно превышающую 100 г/см3, хотя и в этих условиях вещество Солнца сохраняет свойства газа. Многочисленные данные приводят к выводу о том, что в течение многих миллионов лет температура Солнца остается неизменной, несмотря на большой расход энергии, вызываемый излучением Солнца.
Основным источником солнечной энергии являются ядернье реакции. Одна из наиболее вероятных ядерных реакций, называемая протон-протонной, заключается в превращении четырех ядер водорода (протонов) в ядро гелия. При ядерных превращениях выделяется большое количество энергии, которая проникает к солнечной поверхности и излучается в мировое пространство.
Энергию излучения можно подсчитать по известной формуле Эйнштейна: Е = тс2, где Е -- энергия; т -- масса и с -- скорость света в пустоте. Масса ядра водорода составляет 1,008 (атомных единиц массы), поэтому масса 4 протонов равна 4 * 1,008 = 4,032 а. е. м. Масса образовавшегося ядра гелия составляет 4,004 а. е. м. Уменьшение массы водорода на величину 0,028 а. е. м. (это составляет 5*10-26 г) приводит к выделению энергии, равной: