Характеристика Солнечной системы

      СОДЕРЖАНИЕ 

        Введение……………………………………………………………………3 

        История наблюдений за Солнцем………………………………………...4 

      Путь  Солнца среди звезд…………………………………………………14 

        Место Солнца в галактике……………………………………………….19 

        Как Солнце влияет на Землю……………………………………………22 

      Список  использованной литературы…………………………………….30 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

      ВВЕДЕНИЕ 

      Каждому наверняка известно, что на Солнце нельзя смотреть невооруженным глазом, а тем более в телескоп без  специальных, очень темных светофильтров  или других устройств, ослабляющих  свет. Пренебрегая этим советом, наблюдатель рискует получить сильнейший ожог глаза. Самый простой способ рассматривать Солнце – спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска. Что же мы можем увидеть на этом изображении? 

      Прежде  всего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце – газовый  шар, не имеющий четкой границы, а  плотность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видим  его резко очерченным? Дело все в том, что практически все видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который имеет специальное название – фотосфера (от греческого – "сфера света"). Его толщина не превышает 300 километров. Именно этот тонкий слой и создает у наблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет "поверхность"     
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

      1. ИСОРИЯ НАБЛЮДЕНИЙ ЗА СОЛНЦЕМ 

      История телескопических  наблюдений Солнца начинается с наблюдений, выполненных  Г. Галлилеем в 1611 году; были открыты  солнечные пятна, определён период вращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 году немецкий астроном Г. Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие методов  спектрального анализа позволило изучить физические условия на Солнце. В 1814 году Й. Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглощения в спектре Солнца - это положило начало изучению химического состава Солнца. С 1836 года регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнаружению короны  и  хромосферы Солнца, а также  солнечных  протуберанцев. В 1913 году американский астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское  расщепление фраунгоферовых  линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на Солнце магнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б. Эдлен и другие отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями высокоионизированных элементов,  доказав этим высокую температуру в солнечной короне. В 1931 году Б. Лио изобрёл солнечный коронограф, позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений.  В начале 40-х годов  XX века было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для развития физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие  магнитной гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение ультрафиолетового и рентгеновского  излучения  Солнца  ведётся  методами внеатмосферной астрономии  с  помощью ракет,  автоматических орбитальных обсерваторий на спутниках Земли,  космических лабораторий  с  людьми  на борту.

      Солнце, центральное  тело  солнечной  системы, представляет   собой  раскалённый  плазменный  шар;  Солнце - ближайшая к Земле звезда.  Масса Солнца 1,990•10530 кг (в 332958 раз больше массы Земли).  В Солнце сосредоточено  99,866%  массы  Солнечной  системы.  Солнечный параллакс равен 8,794" (4,263•105 радиан).  Расстояние от Земли до Солнца  меняется  от 1,4710•10511 м (в январе) до 1,5210•10511 (в июле),  составляя в среднем 1,4960•10511 м. Это расстояние принято считать одной астрономической единицей.  Средний  угловой  диаметр Солнца составляет 1919,26" (9,305•105-3 рад),  чему соответствует линейный диаметр Солнца,  равный 1,392•х1059м (в 109  раз больше  диаметра  экватора  Земли).  Средняя плотность Солнца 1,41•1053кг/м.  Ускорение свободного  падения на  поверхности   Солнца составляет 273,98  м/сек.  Вторая  космическая скорость на поверхности Солнца равна 6,18•1055 м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца, определяемая согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному излучению Солнца равна 5770 К. 

      Вращение  Солнца вокруг оси происходит в том  же направлении,  что  и вращение Земли,  в  плоскости,  наклонённой  на 7°15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике).  Скорость вращения определяется по видимому  движению различных деталей  в  атмосфере  Солнца и по сдвигу спектральных линий в спектре края диска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было обнаружено, что период вращения Солнца неодинаков на разных широтах. Положение различных деталей на поверхности Солнца определяется  с  помощью гелиографических координат,  отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографическая широта) и от центрального меридиана видимого  диска  Солнца или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так называемого меридиана Каррингтона).  При этом считают,  что Солнце вращается как твёрдое  тело.  Один  оборот  относительно Земли точки с гелиографической широтой 17° совершают за 27,275 суток (синодический период). Время оборота  на той же широте Солнца относительно звёзд (сидерический период) - 25,38 суток.  Угловая скорость вращения 7f 0для сидерического вращения изменяется с гелиографической широтой 7w0 по закону:7w0=14,33°-3°sin527f в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца - около 2000 м/сек.  

           Солнце как звезда является  типичным жёлтым карликом и  располагается в средней части  главной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74, абсолютная визуальная звёздная величина M4v равна +4,83. Показатель цвета Солнца составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра M4B0-M4V0=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7•1053 м/сек. Солнце расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс от её центра.  Период обращения Солнца вокруг центра Галактики около 200 миллионов лет. Возраст Солнца - около 5•1059лет.

      Внутреннее  строение Солнца определено в предположении,  что оно является сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение переноса энергии,  закон  сохранения энергии, уравнение состояния идеального газа, закон Стефана-Больцмана и условия гидростатического, лучистого и конвекционного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости,  полной массы и радиуса Солнца и данным о его химическом составе  дают возможность построить модель внутреннего строения Солнца.  Полагают,  что содержание водорода в Солнце по массе  около 70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре  Солнца составляет 10-15•1056К, плотность около 1,5•1055 кг/м, давление 3,4•10516 н/м(около 3•10511 атмосфер).Считается, что источником энергии, пополняющим потери  на  излучение  и поддерживающим высокую температуру Солнца, являются ядерные реакции,  происходящие в недрах Солнца.  Среднее  количество энергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек. Выделение энергии определяется ядерными реакциями,  при которых  водород превращается в  гелий.  На Солнце возможны две группы термоядерных реакций: так называемый протон-протонный (водородный)  цикл  и  углеродный цикл (цикл Бете).  Наиболее вероятно,  что на Солнце преобладает протон-протонный цикл,  состоящий из трёх реакций, в первой из которых из ядер водорода образуются  ядра  дейтерия  (тяжёлый  изотоп водорода,  атомная масса;  во второй из ядер водорода образуются ядра  изотопа  гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4. 

      Перенос энергии  из  внутренних  слоёв Солнца в основном происходит путём поглощения  электромагнитного  излучения,  приходящего  снизу, и последующего переизлучения.  В результате понижения температуры при удалении от Солнца постепенно увеличивается длина  волны  излучения,  переносящего большую часть энергии в верхние слои. Перенос энергии движением горячего вещества из внутренних слоёв, а охлаждённого внутрь (конвекция) играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях,  образующих конвективную зону Солнца, которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 1058 м. Скорость конвективных движений растёт с удалением от центра Солнца и во внешней части  конвективной зоны достигает (2-2,5)х1053 м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере Солнца) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях атмосферы Солнца  (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется механическими и магнитогидродинамическими волнами,  которые генерируются в конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верхней атмосфере очень мала,  и необходимый отвод энергии за счёт излучения и теплопроводности возможен только, если кинетическая энергия этих слоёв достаточно велика.  Наконец,  в верхней части солнечной  короны  большую часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называемый солнечный ветер.  Температура в каждом слое устанавливается на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергии за счёт поглощения всех  видов  излучения,  теплопроводностью или  движением  вещества  равно  сумме всех энергетических потерь слоя. 

        Полное излучение  Солнца определяется  по освещённости,  создаваемой  им на поверхности Земли,  –  около 100 тыс. лк, когда Солнце  находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127 тысяч лк. Сила света Солнца составляет 2,84•10527 свечей. Количество энергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 см, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами  атмосферы  на  среднем расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общего излучения Солнца - 3,83•10526 ватт, из которых на Землю попадает около 2•10517 ватт,  средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли) составляет 1,98•1059 нт,  яркость центра диска Солнца  - 2,48•1059 нт.  Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю,  причём это уменьшение зависит от длины волны,  так что яркость  на  краю  диска Солнца для света с длиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра, а для 5000А - около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска Солнца яркость  падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой. 

      Атмосферу Солнца образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти всё излучение Солнца исходит из нижней части его атмосферы,  называемой фотосферой.  На основании уравнений лучистого переноса энергии,  лучистого и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока излучения можно теоретически построить модель распределения  температуры и плотности с глубиной в фотосфере.  Толщина фотосферы около трёхсот километров, её средняя плотность  3•104-5 кг/м.  Температура  в  фотосфере падает по  мере перехода к более внешним слоям,  среднее её значение порядка 6000 К,  на границе фотосферы около 4200 К.  Давление меняется  от 2•1054 до 1052 н/м.  Существование конвекции в подфотосферной зоне Солнца проявляется в неравномерной яркости фотосферы,  видимой её зернистости - так называемой грануляционной структуре.  Гранулы представляют собой яркие пятнышки более или менее круглой формы. Размер гранул 150 - 1000 км, время жизни 5 - 10 минут,  отдельные гранулы удаётся наблюдать в течении 20 минут.  Иногда гранулы образуют скопления размером до 30 тысяч километров. Гранулы ярче  межгранульных промежутков на 20 - 30%,  что соответствует разнице в температуре в среднем на 300 К.  В отличие от других образований, на  поверхности Солнца грануляция одинакова на всех  гелиографических широтах и не зависит от солнечной активности.  Скорости хаотических движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по различным определениям 1-3 км/сек.  В  фотосфере  обнаружены  квазипериодические колебательные  движения в радиальном направлении.  Они происходят на площадках размерами 2-3 тысячи километров с периодом около пяти минут и амплитудой скорости порядка 500 м/сек. После нескольких периодов колебания в данном месте затухают,  затем могут возникнуть снова. Наблюдения показали также существование ячеек, в которых движение происходит в горизонтальном направлении от центра ячейки к её границам.  Скорости таких движений около 500 м/сек.  Размеры ячеек - супергранул составляют 30 - 40 тысяч километров.  По положению супергранулы совпадают с ячейками  хромосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Предполагают, что супергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километров под поверхностью  конвективных  ячеек  такого же размера.  Первоначально предполагалось, что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линии поглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже было установлено,  что в фотосфере образуются и спектральные линии, и непрерывный спектр.   Однако  для упрощения математических  выкладок  при расчете спектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.

      Часто в  фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы. Солнечный пятна – это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного дра (тени) и окружающей его полутени.  В активных областях Солнца наблюдаются факелы -  яркие  фотосферные образования, видимые  в  белом  свете  преимущественно вблизи края диска Солнца. Обычно факелы появляются раньше  пятен  и  существуют  некоторое время после их исчезновения.  Площадь факельных площадок в несколько раз превышает площадь соответствующей группы пятен. 

      Выше  фотосферы  расположен  слой атмосферы  Солнца,  называемый хромосферой. Без  специальных телескопов хромосфера видна  только  во  время полных солнечных  затмений как розовое  кольцо,  окружающее тёмный диск в те минуты,  когда Луна полностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблюдать и спектр хромосферы. На краю диска Солнца хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска,  из которой выступают отдельные зубчики -  хромосферные спикулы. 

      Солнечная корона – самая внешняя и наиболее разрежённая часть  солнечной  атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. До 1931 года корону можно было наблюдать  только  во  время  полных солнечных  затмений  в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого Луной диска Солнца. В короне хорошо выделяются детали её структуры: шлемы, опахала,  корональные лучи и полярные щёточки. После изобретения коронографа солнечную корону стали наблюдать и вне  затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечной активности:  в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора,  в годы максимума она почти сферична. В  белом  свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца. Ее свечение образуется в основном в результате рассеяния   фотосферного  излучения  свободными  электронами. Практически все атомы в короне ионизированы.  Концентрация ионов и  свободных электронов у основания короны составляет 1059 частиц в 1 см. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы.  Наибольшее выделение энергии  происходит в нижней части короны,  но благодаря высокой теплопроводности корона почти изотермична - температура понижается наружу очень медленно.

           В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно кратковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральных линиях. Эти яркие образования существуют от нескольких минут до нескольких часов. Они называются солнечными вспышками (прежнее название - хромосферные вспышки).  Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии, но наиболее яркие видны иногда и в  белом  свете.