Могу скинуть если в компьютере осталось.
Добавлено через: 3 мин. 51 сек
Солнце – ближайшая к Земле звезда, все другие находятся от нас неизмеримо дальше. Например, ближайшая к нам звезда Проксима из системы a Центавра в 2500 раз дальше Солнца. Для Земли Солнце мощный источник космической энергии. Оно дает свет и тепло, необходимые для растительного и животного мира, и формирует важнейшие свойства атмосферы Земли. В целом Солнце определяет экологию планеты. Без него – не было бы и воздуха, необходимого для жизни: он превратился бы в жидкий азотный океан вокруг замерших вод и обледеневшей суши. Для нас, землян, важнейшая особенность Солнца в том, что около него возникла наша планета и на ней появилась жизнь.
Солнце и звезды. Из окружающих нас небесных тел Солнце – обыкновенная звезда, каких много можно найти на небе среди бесчисленного множества подобных звезд, различных по своим размерам, массам и светимостям. От них оно не отличается какими-либо заметными особенностями. Такие звезды называют нормальными, в отличие от тех, которые, например, входят в двойные или кратные звездные системы, или переменные звезды, определенным образом меняющие свои размеры и светимости и проявляющие те или иные признаки неустойчивости, выбрасывая вещество или даже взрываясь. Возникновение и эволюция звезд во Вселенной обеспечили возникновение жизни, потому что почти все атомы, из которых построены органические молекулы клеток растений и животных, возникли или когда-то побывали в недрах разных звезд. Для возникновения и обеспечения жизни особенно важна роль лучистой энергии Солнца, которая постоянно поддерживает необходимую для жизни среду обитания. Своим притяжением Солнце всегда удерживает Землю на почти одинаковом, среднем расстоянии от себя (астрономическая единица), обеспечивая тем самым достаточно стабильную экологию, пригодную для поддержания жизни. Наиболее энергичное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца создает в земной атмосфере слой озона, защищающий все живое от губительной ионизующей радиации самого Солнца. Наше светило могучий и энергичный источник жизни на Земле, но в общении с ним следует быть весьма осторожным (особенно на пляже). Необходимо учитывать его мощь и знать его характер, порою вспыльчивый и грозный: иногда на Солнце наблюдаются энергичные плазменные взрывы, называемые солнечными вспышками.
Общее строение Солнца. Теоретические исследования прошлого столетия, подтверждены экспериментальными данными последних десятилетий. Они показали, что внутренние (нами непосредственно не наблюдаемые) слои Солнца в целом состоят из трех основных частей, примерно одинаковых по глубине: 1) центральная часть (ядро), в котором максимального значения достигают температура, давление и плотность вещества, сжатого гравитацией и постоянно подогреваемого энергией термоядерных реакций; 2) лучистая зона, в которой энергия переносится наружу только излучением отдельных атомов, постоянно поглощающих и переизлучающих ее по всем направлениям; 3) конвективная зона (внешняя треть радиуса), в которой из-за быстрого охлаждения самых верхних слоев энергия переносится самим веществом. Это напоминает процесс кипения жидкости, подогреваемой снизу. Внешние, наблюдаемые слои Солнца называются его атмосферой. Их излучение, хотя и частично, непосредственно достигает наблюдателя. Солнечная атмосфера, в свою очередь, также состоит из трех основных слоев. Самый глубокий из них называется фотосферой (сфера света). Она очень тонка, всего несколько тысячных долей радиуса Солнца. Тем не менее, из этого тонкого слоя исходит почти вся энергия, излучаемая Солнцем. Фотосферу часто неправомерно называют «поверхностью Солнца», хотя у газообразного шарообразного тела поверхности нет и не может быть. Условились под радиусом Солнца понимать расстояние от центра до слоя с минимальным значением температуры.
(19.67 Кб)
Во внешних слоях фотосферы температура достигает минимального для всего Солнца – значения около 4200 К. При такой температуре только один из 10 000 атомов водорода ионизован. Вместе с тем во столько же раз меньше количество атомов тех элементов, которые легко ионизуются, отдавая хотя бы один электрон (в основном, это металлы). Поэтому в целом вещество фотосферы даже в области температурного минимума продолжает оставаться сильно ионизованной горячей плазмой. Выше этого слоя температура быстро возрастает, усиливается ионизация водорода и других элементов и начинается следующая важная часть атмосферы – хромосфера (сфера цвета). Там, где температура увеличится почти до миллиона кельвинов, хромосфера переходит в солнечную корону – горячую высокоионизованную плазму, расширяющуюся в межпланетное пространство в виде так называемого солнечного ветра – потока заряженных частиц (плазмы), увлекающего с собой силовые линии солнечных магнитных полей и «обдувающего» земную магнитосферу.
Что и как можно увидеть на Солнце? Не защитив тщательно глаза, смотреть на Солнце нельзя! Можно осторожно взглянуть на него через очень плотный специальный светофильтр или сильно засвеченную и хорошо проявленную фотоэмульсию. Иногда, если на горизонте видна дымка или легкие облака и Солнце выглядит красным диском, на него можно мельком взглянуть. Солнце выглядит очень резко очерченным диском почти такой же угловой величины, как и круг полной Луны. Вблизи горизонта оно кажется заметно приплюснутым из-за неодинаковой величины рефракции (преломления световых лучей в земной атмосфере). Из-за рефракции все объекты, наблюдаемые на небе, кажутся чуть выше, причем тем сильнее, чем они ближе к горизонту. Поэтому нами воспринимается, что нижний край Солнца поднят выше, чем верхний, и оно кажется сплюснутым. Фактически изображения Солнца мы видим, чуть ли не на каждом шагу! Особенно легко это заметить в летний, солнечный день, проходя по тенистой аллее и наблюдая круги – блики, создаваемые на земле солнечными лучами, проникающими через самые узкие просветы листвы. Эти круги – изображения Солнца, создаваемые малыми отверстиями (как в камере обскура). Одинокий солнечный луч, проникающий сквозь небольшое отверстие в темное помещение, создает на белом экране изображение Солнца, причем тем большее, чем дальше экран отстоит от отверстия. На нем можно даже заметить отдельные детали. Однако лучше всего они видны на экране, установленном после слегка выдвинутого окуляра телескопа. Рассматривая изображение Солнца на экране можно заметить, что у солнечного диска резкий край – лимб. Диск Солнца кажется налитым, подобно капле. От центра к краю яркость солнечного диска уменьшается, почти вдвое у самого лимба. Это следствие очень быстрого уменьшения прозрачности, а также излучательной способности и температуры Солнца в самых наружных его слоях: чем ближе к краю проходит луч зрения, тем более внешние слои солнечной атмосферы он пересекает, и по мере приближения к лимбу солнечный диск кажется темнее. Временами на Солнце видны небольшие темные округлые образования – пятна, которые нередко образуют целые группы солнечных пятен. Вблизи края на диске Солнца можно заметить волокнистые яркие точки и нити, напоминающие кружева и образующие яркие площадки – факелы. При особенно благоприятных атмосферных условиях удается заметить грануляцию – зернистую структуру на всем диске, состоящую из мелких ярких гранул, разделенных более темными промежутками.
Общие характеристики Солнца. По своим размерам Солнце относится к типичным звездам-карликам спектрального класса G2 диаграммы Герцшпрунга - Рассела. Это означает, что солнечный свет, который мы привыкли воспринимать как белый, на самом деле слегка желтоватый. Солнце удалено от Земли в среднем на расстояние 149 597 870 км. Поскольку это расстояние – важнейший масштаб в Солнечной системе, его принимают в качестве одной из основных единиц измерения расстояний в астрономии и называют астрономической единицей (а.е.). Солнце – центральное тело нашей Солнечной системы и в нем сконцентрировано более 99,86% всей ее массы. Полагают, что планеты и Солнце возникли 4–5 млрд. лет назад из гигантской газопылевой туманности. При этом Солнце вобрало в себя наибольшую часть массы, которая в настоящее время составляет около 2·1027 тонн, что в 333 тысячи раз больше массы Земли и в 743 раза превышает массу всех планет, вместе взятых. Зная расстояние до Солнца и видимый его угловой радиус, легко определить, что оно в 109 раз больше Земли, и его радиус достигает 696 тысяч километров. Следовательно, объем Солнца более, чем в 1 300 000 раз превышает земной, а потому средняя плотность оказывается почти в 4 раза меньше земной и составляет около 1,4 г/см3 (или 1410 кг/м3 ). По земным меркам светимость Солнца колоссальна и достигает 3,85·1023 кВт. Даже ничтожная доля этой энергии, которая облучает земной шар (а это, примерно, одна десятимиллиардная) по своей мощности в десятки тысяч раз больше, чем могут выработать все электростанции мира. Энергия солнечных лучей, падающих на перпендикулярную к ним площадку в 1 квадратный метр на Земле, могла бы заставить работать двигатель мощностью 1,4 кВт, а 1 м2 атмосферы Солнца излучает энергию с мощностью 60 МВт (мегаватт). Солнце излучает так же, как и абсолютно черное тело с температурой около 6000 кельвинов (точнее 5770 К).
Солнце в числах. В таблице 1 приведены значения основных параметров Солнца.
Таблица 1. ЗНАЧЕНИЯ ОСНОВНЫХ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЦА
Расстояние от Земли наибольшее 152,1·106 км
среднее 149,6·106 км
наименьшее 147,1·106 км
Диаметр угловой январь 32¢ 35²
Июль 31¢ 31²
Радиус угловой (средний) 959,6²
Радиус линейный 696 000 км
Масса 1,99·1030 кг
Средняя плотность 1,41 г/см2
Светимость 3,85·1026 Вт
Температура по излучению Эффективная 5770 К
Температура в центре 15 000 000 К
Спектральный класс G2,V
Возраст Около 4,6·109 лет
Доля массы Не в начале эволюции 0,27
Вращение Солнца. Наблюдаемые слои Солнца вращаются вокруг некоторой оси, немного отклоняющейся от нормали к плоскости эклиптики (на угол 7°15ў). Вращение происходит не как у твердого тела: его период относительно земного наблюдателя (т.е. синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов. Поэтому скорость вращения наружных слоев Солнца зависит от углового расстояния от экватора (гелиографической широты). На экваторе линейная скорость вращения составляет около 2 км/с. Такой характер вращения Солнца сохраняется вглубь на протяжении около 200 000 км, что установлено на основании исследования частот звуковых волн, которыми буквально пронизано все Солнце. Более детальный анализ позволил выявить неоднородности вращения солнечного вещества, как если бы в нем, помимо общего вращения, происходили крутильные колебания отдельных слоев. Однако глубже 200 000 км вращение становится более однородным, и основная масса Солнца вращается почти однородно, подобно твердому телу.
(36.29 Кб)
Спектр Солнца. Солнечный свет, разложенный на составные цвета, называется его спектром. Впервые в лаборатории спектр Солнца наблюдал Ньютон. Пропустив тонкий солнечный луч через призму, он увидел красочную полоску и так назвал новое явление (spectrum по латыни привидение). Однако в природе спектр Солнца часто наблюдается в виде радуги в дождливую погоду. Ее возникновение аналогично тому, что происходит в любом спектральном физическом приборе (например, спектрографе, предназначенном для фотографирования спектров). В приборе белый свет проходит через узкую щель, а затем через стеклянную призму или дифракционную решетку, которые разлагают свет на лучи всевозможных цветов в виде многоцветной полоски, состоящей из ряда цветных изображений щели. Полоска, соответствующая длине каждой световой волны, излучаемой источником, оказывается строго на своем месте (аналогично клавишам рояля). Свет может разлагаться так называемой дифракционной решеткой – зеркалом, на которое нанесены частые тончайшие штрихи, разделяющие его на очень большое число узеньких продолговатых зеркалец. На каждом из них свет рассеивается по всем направлениям (дифрагирует). В каком-либо одном направлении лучи складываются (интерферируют) так, что усиливается свет только строго одного цвета (монохроматический), а все остальные цвета – гасятся. В случае естественной радуги происходит то же самое, но роль решетки выполняют струи из капелек воды. Солнечные спектрографы, длина которых достигает десятка и более метров, создают полосу спектра, одна только видимая часть которого достигает многих метров. Самая замечательная особенность солнечного спектра – десятки тысяч узких темных полосок, многие из которых впервые описал в 1814 немецкий физик Йозеф Фраунгофер. Впоследствии эти темные линии поглощения стали называть фраунгоферовыми. Спектральные линии – как бы буквы огромной книги, по которой астрофизики могут узнать очень многое о солнечных газах в тех местах, где их пересекла щель спектрального аппарата. Каждая спектральная линия испускается атомом или ионом какого-либо определенного химического элемента, обладающим определенной энергией возбуждения. Если бы излучающие атомы были в небольшом количестве изолированы от остальной части солнечного вещества, подобно атомам неона в рекламной трубке, то в спектральном приборе мы увидели бы в излучении только одну (или несколько) ярких спектральных линий. Все атомы способны излучать свет и вне спектральных линий (непрерывный спектр). Однако в линиях, как правило, газ менее прозрачен и видны внешние слои атмосферы, расположенные выше слоев, наблюдаемых в непрерывном спектре. Если в атмосфере наружу температура убывает, то на фоне более яркого непрерывного спектра линии кажутся темными. Каждая спектральная линия несет в себе информацию о физических свойствах и движении излучающего ее вещества. Если она смещена в синюю часть спектра от своего нормального положения, то, согласно эффекту Доплера, – газ приближается к нам, если в красную – то удаляется от нас. Ширина и форма спектральной линии связаны с количеством излучающих и поглощающих атомов, скоростью их движения и температурой газа. Если газ находится в магнитном поле, линия расщепляется на две или три составляющие, которые в сильном магнитном поле видны раздельно
Инструменты для наблюдения Солнца. Сначала Солнце наблюдали в обычные рефракторы, ограничивая мощность попадающего в объектив света. Как правило, для наблюдений Солнца используют длиннофокусные сферические зеркала или линзовые объективы для получения большого диаметра изображения, вплоть до целого метра! При этом длина телескопа должна достигать сотни метров. Такой инструмент трудно наводить на Солнце и невозможно оснастить громоздкой дополнительной аппаратурой. Поэтому крупные солнечные телескопы делают неподвижными, освещая их солнечными лучами при помощи специальных вращающихся зеркал – целостатов. Для получения неподвижного изображения Солнца целостатное зеркало вращается вокруг оси, параллельной оси вращения Земли (оси мира), при помощи специального часового механизма. Если скорость этого вращения вдвое медленнее, чем у Земли, то солнечный луч всегда будет отражаться от целостатного зеркала в одном и том же направлении. При помощи второго (дополнительного) целостатного зеркала наблюдатель освещает солнечными лучами различные приборы, регистрирующие изображение Солнца и анализирующие его излучение. Джордж Хейл впервые использовал целостат для создания горизонтального солнечного телескопа, часто используемого в экспедиционных условиях. Современные большие солнечные телескопы строят в виде башни, на которой сверху устанавливают целостатные зеркала. Такие инструменты снабжены множеством дополнительных приборов, позволяющих регистрировать и анализировать излучения Солнца в различных точках его изображения. Основной инструмент – большой спектрограф, не уступающий по своим свойствам лучшим приборам современных физических лабораторий. Общая длина видимого спектра Солнца в таком приборе достигает десятка метров. Для исследования из него выбирается одна или несколько узких областей (спектральных линий), которые затем измеряются фотографическими или фотоэлектрическими методами.
(32.27 Кб)
Спектрогелиограф. В 1800 французский ученый Пьер Жансен и англичанин Локьер, наблюдая полное затмение Солнца, заметили, что когда затмение кончилось, протуберанцы на краю Солнца продолжали наблюдаться в спектроскоп. Используя этот опыт, американский астроном Хейл в 1889 изобрел спектрогелиограф. Чтобы получить изображение Солнца в свете некоторой спектральной линии, одновременно перемещают изображение Солнца перед щелью спектрографа и синхронно с ним кассету с фотопластинкой перед изображением спектра. В результате получается построчная развертка изображения большой области на Солнце, как на экране телевизора. В настоящее время разработаны специальные светофильтры, позволяющие получить изображение Солнца в одной какой-либо спектральной линии. Например, фильтр DayStar, (рассчитанный на пропускание красной спектральной линии водорода 0,6563 мкм) доступен даже любителям астрономии.
Космические аппараты исследуют Солнце. Солнце стало первым объектом внеатмосферных исследований в астрономии. Сначала использовались трофейные германские ракеты, благодаря которым в 1946 американские ученые впервые сфотографировали спектр Солнца вплоть до длины волны 0,22 мкм (с поверхности Земли можно наблюдать только до 0,29 мкм). В 1948 впервые было зарегистрировано излучение самой сильной линии солнечного спектра – линии Лайман альфа водорода с длиной волны 0,1024 мкм. Первые изображения Солнца в рентгеновских лучах были получены с ракеты только в 1960. Однако следующие – только через 13 лет, когда на смену ракетной техники пришли специализированные американские и европейские космические аппараты. Первыми из них была серия восьми спутников, названных «Орбитальными солнечными обсерваториями» (OSO, 1965–1985). Затем последовали четыре экспедиции с участием космонавтов «Небесной лаборатории» (SkyLab, 1973–1974), которые получили множество прекрасных рентгеновских снимков солнечной короны. Космический аппарат «Солнечный ветер» (SolarWind) работал на орбите с 1979 по 1985. «Миссия солнечного максимума» (SMM) функционировала в 1984–1989. Дольше этих аппаратов работал на орбите японский спутник Йоко (Yohkoh по-японски означает солнечный луч), запущенный в 1991. В 1995 был начат запуск российской серии космических аппаратов «Коронас», а также вышла на орбиту американо-европейская «Солнечная и гелиосферная орбитальная обсерватория» SOHO с множеством самой различной современной аппаратуры для исследования Солнца. В 1998 в Англии запущен и успешно работает космический аппарат Трейс, отличающийся высоким разрешением получаемых на нем изображений активных процессов на Солнце.
(27.56 Кб)
Модель внутреннего строения Солнца. В таблице 2 приведены результаты теоретического расчета так называемой стандартной модели Солнца, использующие наиболее надежные исходные параметры: R – расстояние от центра Солнца, выраженное в долях его радиуса; Т – температура, Р – давление; D плотность.
Таблица 2. СТАНДАРТНОЙ МОДЕЛИ СОЛНЦА
R T, K P, Па D, г/см3
Ядро энерговыделения
0 15 500 000 2,3·1016 149
0,1 13 100 000 1,3·1016 87,4
0,2 9 420 000 4,4·1015 35,3
Лучистая зона
0,3 6 810 000 1,1·1015 12,1
0,4 5 140 000 2,7·1014 3,94
0,5 3 980 000 7,0·1013 1,32
0,6 3 130 000 2,1·1013 0,50
Конвективная зона
0,7 2 340 000 6,4·1012 0,20
0,8 1 380 000 1,6·1012 0,09
0,9 602 000 2,0·1011 0,02
0,98 99 600 1,7·109 0,001
Фотосфера
1,00 4560 1,2·104 0,74·10–7
Предполагается, что в начале эволюции химический состав солнечного вещества был всюду одинаковый: по массе 71% водорода, 27% гелия и 2% всех остальных элементов. По числу атомов это соответствует: водорода 90 %, гелия менее 10%, углерода, азота и кислорода вместе взятых около 0,1%. На долю всех остальных химических элементов (в основном, металлов) приходится не более 0,01% от числа всех атомов. Считается, что в процессе дальнейшей эволюции химический состав изменяется только в ядре из-за термоядерных реакций превращения водорода в гелий.
Форум FlashPlayer.ru
