Контрольна робота з "Астрономії"

Наведені характеристики шарів атмосфери слід розглядати як усереднені. Залежно від географічної широти, пори року, доби і ін. вони можуть помітно мінятися.

Через атмосферу до поверхні Землі надходить електромагнітне  випромінювання Сонця — головне  джерело енергії фізичних, хімічних і біологічних процесів. У географічній оболонці Землі атмосфера прозора  для електромагнітного випромінювання в діапазоні довжин хвиль  від 0,3 мкм (3000 Å) до 5,2 мкм (у якім укладено близько 88% усієї енергії сонячного випромінювання) і радіодіапазоні — від 1 мм до 30 м. Випромінювання інфрачервоного діапазону поглинається в основному парами води й вуглекислим газом тропосфери й стратосфери. Непрозорість атмосфери в радіодіапазоні обумовлена відбиттям радіохвиль від її іонізованих шарів (іоносфери). Випромінювання ультрафіолетового діапазону поглинається озоном на висотах 15—60 км, а хвилі довжиною 1800—1000 Å і коротше — азотом, молекулярним і атомарним киснем (на висоті від декількох десятків до кількох сотень км над поверхнею Землі. Тверде короткохвильове випромінювання (рентгенівське й гамма-випромінювання) поглинається всією товщею атмосфери, до поверхні Землі воно не доходить. Таким чином, біосфера виявляється захищеної від згубного впливу короткохвильового випромінювання Сонця. У вигляді прямій і неуважної радіації поверхні Землі досягає лише 48% енергії сонячного випромінювання, що падає на зовнішню границю атмосфери. У той же час атмосфера майже непрозора для теплового випромінювання Землі (за рахунок присутності в атмосфері вуглекислого газу й пар води.

Гідросфера

Вода утворює переривчасту оболонку Землі. Близько 94% загального обсягу гідросфери зосереджене в океанах і морях; 4% укладене в підземних водах; близько 2% — у льодах і снігах (головним чином Арктики, Антарктики й Гренландії); 0,4% — у поверхневих водах суши (ріки, озера, болота). Незначна кількість води втримується в атмосфері й організмах. Усі форми водних мас переходять одна в іншу в процесі обігу. Щорічна кількість опадів, що випадають на земну поверхню, дорівнює кількості води, що випарувався в сумі з поверхні суши й океанів. У загальному круговороті вологи найбільш рухливі води атмосфери.

Внутрішня будова Землі.

[1] Товщина Земної кори (зовнішньої оболонки) змінюється від декількох кілометрів (в океанічних областях) до декількох десятків кілометрів (у гірських районах материків). Сфера земної кори дуже невелика, на її частку доводиться всього близько 0,5% загальної маси планети. Основна сполука кори - це окисли кремнію, алюмінію, заліза й лужних металів. У складі континентальної кори, що містить під осадовим шаром верхній (гранітний) і нижній (базальтовий), зустрічаються найбільш прадавні породи Землі, вік яких оцінюється більш ніж в 3 млрд. років. Океанічна ж кора під осадовим шаром містить в основному один шар, близький по сполуці до базальтових. Вік осадового чохла не перевищує 100-150 мільйонів років.

[1-2] Від ниж лежачої мантії земну кору відокремлює у в багато чому ще загадковий Шар Мохо (названий так на честь сербського сейсмолога Мохоровичича, що відкрив його в 1909 році), у якім швидкість поширення сейсмічних хвиль стрибкоподібно збільшується.

[2] На частку Мантії доводиться близько 67% загальної маси планети. Твердий шар верхньої мантії, що поширюється до різних глибин під океанами й континентами, разом із земною корою називають літосферою - самою твердою оболонкою Землі. Під нею відзначений шар, де спостерігається деяке зменшення швидкості поширення сейсмічних хвиль, що говорить про своєрідний стан речовини. Уважається, що речовина мантії перебуває в безперервному русі, і висловлюється припущення, що у відносно глибоких шарах мантії з ростом температури й тиску відбувається перехід речовини в більш щільні модифікації. Такий перехід підтверджується й експериментальними дослідженнями.

[3] У нижній мантії на глибині  2900 км відзначається різкий стрибок  не тільки у швидкості поздовжніх  хвиль, але й у щільності,  а поперечні хвилі тут зникають зовсім, що вказує на зміну речовинної сполуки порід. Це зовнішня границя ядра Землі.

[4-5] Земне ядро відкрите  в 1936 році. Одержати його зображення  було надзвичайне важко через  мале число сейсмічних хвиль,  що досягали його, що й верталися  до поверхні. Крім того, екстремальні температури й тиску ядра довгий час важкий було відтворити в лабораторії. Земне ядро розділяється на 2 окремі області: рідку (ЗОВНІШНЄ ЯДРО) і тверду (BHУTPEHHE), перехід між ними лежить на глибині 5156 км. Залізо - елемент, який відповідає сейсмічним властивостям ядра й рясно розповсюджений у Всесвіті, щоб представити в ядрі планети приблизно 35% її маси. За сучасним даними, зовнішнє ядро являє собою обертові потоки розплавленого заліза й нікелю, що добре проводять електрика. Саме з ним зв'язують походження земного магнітного поля, уважаючи, що, електричні струми, що течуть у рідкім ядрі, створюють глобальне магнітне поле. Шар мантії, що перебуває в зіткненні із зовнішнім ядром, випробовує його вплив, оскільки температури в ядрі вище, чим у мантії.

[6] ВНУТРІШНЄ ТВЕРДЕ  ЯДРО не пов'язане з мантією. Починають, що його твердий стан, незважаючи на високу температуру, забезпечується гігантським тиском у центрі Землі. Висловлюються припущення про те, що в ядрі крім залізо-нікелевих сплавів повинні бути присутнім і більш легкі елементи, такі як кремній і сірка, а можливо, кремній і кисень. Питання про стан ядра 3емли дотепер залишається дискусійним. У міру видалення від поверхні збільшується стиск, якому зазнає речовина. Розрахунки показують, що в земнім ядрі тиск може досягати 3 млн. атм. При цьому багато речовин як би металізуються - переходять у металевий стан. Існувала навіть гіпотеза, що ядро Землі складається з металевого водню.

4. Сонце –  найближча зоря.

 Атмосфера  і „поверхня” Сонця. Спостерігачеві Сонце здається ідеально круглим диском, яскравість якого дещо зменшується від центра до чітко окресленого краю. Цей факт дозволяє ввести поняття «поверхні» Сонця, хоча насправді, як у будь-якої газової кулі - поверхні у звичному для нас розумінні у нього немає. Є плавне зменшення густини з висотою від стану умовно щільного до дуже розрідженого.

Сонце має складну  будову як внутрішніх, так і зовнішніх  шарів. Зовнішні шари Сонця - це його атмосфера, яку умовно поділяють на три концентричні оболонки.

Фотосфера (з грец. - «сфера світла») - це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік сонячного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більше однієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно називають поверхнею Сонця.

Фотосфера має жовто-білий колір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, випромінювання якого сприймає людське око, має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі атоми і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростіших молекул, таких як Н₂, ОН, СН.

Розглядаючи фотографії Сонця, можна на його поверхні побачити тонкі деталі фотосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравими зернятками, розділеними вузькими темними доріжками. Ці зернятка називаються гранулами. Температура гранул у середньому на 500 К вища, ніж у проміжках між ними, розміри - близько 700 км. Гранули з'являються та існують пересічно близько 7 хв., після чого розпадаються, і на їхньому місці виникають нові. Дослідження показали, що гранули - це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у темних, дещо прохолодніших місцях, газ опускається вниз. Гранули свідчать про те, що під фотосферою у глибших шарах Сонця перенесення енергії до поверхні здійснюється шляхом конвекції.

Над фотосферою лежить наступний шар атмосфери Сонця -хромосфера (з грец. - «забарвлена сфера»). її можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця.

Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температура зростає  від 4 500 К на межі з фотосферою до 100 000 К у ЇЇ верхніх шарах.

Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожі на язики полум'я утворення - так звані спікули. Тому хромосфера нагадує траву, що горить. Час життя окремої спікули - до 5 хв., діаметр біля основи - від 500 до 3 000 км, температура у 2-3 рази вища, а густина менша, ніж у фотосфері. Речовина спікул піднімається із хромосфери в корону і розчиняється в ній. Таким чином, через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка лежить вище.

Над хромосферою знаходиться  найпротяжніший шар сонячної атмосфери - сонячна корона. Вона має сріблясто-білий колір і простягається на висоту в кілька сонячних радіусів, поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.

Корона у мільйон  разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця у повні а тому спостерігається лише під час повної фази сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. Корона не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.

Найвіддаленіші частини  корони не утримуються сонячним тяжінням, і тому речовина корони неперервна витікає в міжпланетне середовище, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається в основному з ядер водню (протонів) і гелію (а-частинок). Біля основи корони швидкості частинок не перевищують 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їхні швидкості досягають 500 км/с за концентрації частинок 1-10 в 1 см³. Поширюючись на величезну відстань, аж за орбіту Сатурна, сонячний вітер утворює велетенську геліосферу, яка межує зі ще більш розрідженим міжзоряним середовищем.

 Радіус, маса  і світність Сонця. Уявлення про фотосферу, хромосферу і корону Сонця складались безпосередньо зі спостережень, зокрема під час повних сонячних затемнень. Але про такі параметри Сонця як радіус, маса чи світність, можна було отримати певні дані лише після того, як вдалося встановити відстань до нього, тобто з другої половини XVII ст. Знаючи відстань Земля-Сонце (1 а. о. = 150 млн. км) і кутовий радіус Сонця r_o = 16', можна знайти його лінійний радіус r_о = 700 000 км = 109 r_о.

Маса Сонця визначається за третім узагальненим законом Кеплера (3.2): М_о = 330000М_о = 2 • 10³⁰ кг. Відповідно середня густина Сонця = 1,4 г/см³, що в 4 рази менше від середньої густини Землі.

Вимірявши сонячну сталу - енергію, що надходить від Сонця на одиницю поверхні Землі за одиницю часу (з урахуванням поглинання в земній атмосфері), q = 1,9 кал/см² • хв = 1,37 кВт/м², можна знайти повну енергію, яка проходить через сферу радіуса а, тобто світність Сонця L_о:

L_о = 4 a²q = 3,85 • 10²⁶ Вт,

де а - відстань від Землі до Сонця.

Розрахунки показують, що Земля отримує лише одну двохмільярдну  частку цієї енергії.

Температура і спектр Сонця. Якщо радіус Сонця r_о і його світність L_о відомі, то можна знайти кількість енергії, яку Сонце випромінює з одиниці своєї поверхні за секунду:

Е_o = = 6,3 • 10⁷ Вт/м² .

Знаючи кількість енергії, яку випромінює тіло, і враховуючи відомі залежності між температурою і енергією, можна знайти температуру  сонячної поверхні. Вона виявилася  рівною 5 770 К. Проте ця температура має нерівномірний розподіл по поверхні Сонця. Встановлено, що в окремих спектральних діапазонах температура сонячної поверхні досягає 6 500 К, але в середньому її можна приймати рівною 6 000 К.

Неперервний спектр Сонця  містить понад 10 000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими. Як виявилося, фраунгоферові лінії відповідають вузьким ділянкам спектра, які сильно поглинаються атомами різних речовин. Загальна кількість ліній становить близько ЗО 000. Але значна їх частина, особливо в інфрачервоній ділянці спектра, - це лінії телуричні (від лат. «телус» - «земний»). Вони утворюються внаслідок поглинання світла Сонця молекулами газів земної атмосфери.

 Хімічний  склад Сонця. Й. Фраунгофер описав у спектрі Сонця понад 570 окремих темних ліній. Найвиразніші з них він позначив великими літерами латинського алфавіту (від червоного до фіолетового діапазону спектра) -А, В, С, D, Е, F, G, Н. У 1857 p. німецькі фізики Г. Кірхгоф і Р. Бунзен порівняли довжини хвиль фраунгоферових ліній з досліджуваними в земних лабораторіях довжинами хвиль, що їх випромінюють (і поглинають) відомі хімічні елементи. Так було ототожнено близько десяти елементів. А справжнім тріумфом астрофізики стало відкриття нового хімічного елемента - гелію. Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів, визначено їхню відносну кількість. Найбільше у речовині Сонця водню, друге місце посідає гелій. Разом вони складають 98% маси Сонця. Кількість усіх інших елементів (за масою) не перевищує 2%.

 Обертання  Сонця. Регулярні спостереження поверхні Сонця, зокрема за положенням на ній окремих деталей, привели до висновку, що Сонце обертається навколо своєї осі в тому ж напрямку, що і планети навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розглядати цей рух з боку Північного полюса світу. Було визначено і кут нахилу осі обертання Сонця до площини екліптики: 82°45'.

Виявилося також, що Сонце  обертається не як тверде тіло: його кутова швидкість зменшується з  віддаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб; а біля полюсів - ЗО діб. Для спостерігача, якай разом із Землею рухається навколо Сонця, ці періоди відповідно дорівнюють 27 і 33 доби.

1) Будова Сонця. Джерела його енергії

Умова рівноваги і  температура в центрі Сонця. Сонце - велетенська газова куля. Кожен елемент її маси М, що знаходиться на відстані r від центра, притягається у напрямку до центра. Здавалося б, під дією сили тяжіння повинен настати колапс - швидке падіння речовини у центр Сонця. Тим часом Сонце існує близько 5 млрд років, і астрономи «віщують» йому ще стільки ж у майбутньому. Чому це можливо?