Астрология


Последнии записи



  • СОЛНЦЕ - БЛИЖАЙШАЯ ЗАРЯ

    СОЛНЦЕ - БЛИЖАЙШАЯ ЗАРЯ

    1. Энергия Солнца. Солнце - центральное и самое массивное тело Солнечной системы. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце - могучий источник энергии, которую оно постоянно излучает во всех участках спектра электромагнитных волн, - от рентгеновских и ультрафиолетовых лучей к радиоволнам. Это излучение очень влияет на все тела Солнечной системы : нагревает их, отражается на атмосферах планет, дает светло и тепло, необходимые для жизни на Земле.

    В то же время Солнце - ближайшая к нам заря, у которой в отличие от всех других зрение можно наблюдать диск и с помощью телескопа изучать на нем небольшие детали, размером даже до нескольких сотен километров. Это типичная заря, потому ее изучение помогает понять природу зрение вообще.

    Видимый угловой диаметр Солнца изменяется не на много через еліптичність орбиты Земли. В среднем он представляет около 32' или 1/107 радиана, то есть диаметр Солнца равняется 1/107 а. о., или приблизительно 1 400 000 км, что в 109 раз превышает диаметр Земли.

    На поверхность площадью 1 м2, перпендикулярную к солнечным лучам за пределами земной атмосферы, приходится 1,36 кВт лучезарной энергии Солнца. Умножив это число на площадь поверхности пули, радиус которой равняется расстоянию от Земли к Солнцу, достанем мощность полного излучения Солнца его світність, что представляет близко 4 1023кВт. Так излучает тело солнечных размеров, нагретое к температуре около 6000 К эффективная температура Солнца. Земля достает от Солнца приблизительно 1/2000000000 часть излучаемой им энергии.

    2. Строение Солнца. Как и все зори, Солнце - накалена газовая пуля. В основном оно состоит из водорода с примесями 10 % за количеством атомов гелия. Количество атомов всех вместе взятых других элементов приблизительно в 1000 раз меньшая. Однако масса этих более тяжелых элементов представляет 1 - 2 % массы Солнца.

    На Солнце вещество очень ионизировано, то есть атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизированного газа - плазмы.

    Средняя плотность солнечного вещества g " 1400 кг/м3. Это значение соизмеримое с плотностью воды и в тысячу раз больше от плотности воздуха около поверхности Земли. Однако во внешних слоях Солнца плотность в миллионы раз меньшая, а в центре - в 100 раз больше, чем средняя плотность.

    Под действием сил гравитационного притягивания, направленных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление.

    Когда бы вещество внутри Солнца было распределено равномерно и плотность везде равнялась средний, то внутреннее давление было бы легко вычислить. Сделаем приблизительно такой расчет для глубины, которая равняется 1/2 R¤.

    Силу притяжения F = mg на этой глубине будем определять массой вещества, которое содержится в радиальном столбике высотой 1/2 R¤, площадь какого S, а также значением g на поверхности сферы радиуса 1/2 R¤. Масса солнечного вещества, которое содержится в этом столбике, равняется

    Рис. Солнце с пятнами и протуберанцами

    А гравитационное ускорение на расстоянии 1/2 R¤ от центра "однородного" Солнца по закону всемирного тяготения будет представлять:

    Поскольку объем упомянутой сферы представляет 1/8 всего объема Солнца и при постоянной плотности в нем содержится 1/8 M¤. Потому давление

    Отсюда имеем: Р = 6,6 1013Па, то есть давление в миллиард раз больше атмосферного давления.

    За газовыми законами давление пропорционально температуре и плотности. Это дает возможность определить температуру в недрах Солнца.

    Точные вычисления, которые учитывают рост плотности и температуры к центру, показывают, что в центре Солнца плотность газа представляет около 1,5 105 кг/м3 в 13 раз больше, чем у свинца!, Давление - около 2 1018 Па, а температура - около 15000 000 К.

    При такой температуре ядра атомов водорода протоны имеют очень большие скорости сотни километров по секунду и могут сталкиваться друг с другом, невзирая на действие электростатической силы отталкивания. Некоторые столкновения завершаются ядерными реакциями, в результате которых из водорода образуется гелий и выделяется большое количество тепло. Эти реакции являются источником энергии Солнца на современном этапе его эволюции. Вследствие этого количество гелия в центральной части светила постепенно увеличивается, а водороду - уменьшается.

    Поток энергии, которая возникает в недрах Солнца, передается во внешние слои и распределяется на все большую площадь. Вследствие этого температура солнечных газов спадает с отдалением от центра. В зависимости от значения температуры и характера процессов, что ею определяются, все Солнце можно условно разделить на 4 части рис. 67:

    1 внутренняя, центральная часть ядро, где давление и температура обеспечивают ход ядерных реакций; она пролегает от центра на расстояние приблизительно 1/3 /? ©;/

    2 "лучезарная" зона расстояние от 1/3 до 2/3 /?0, в которой энергия передается наружу от слоя к слою в результате последовательного впитывания и излучения квантов электромагнитной энергии;

    3 конвективная зона - от верхней части "лучезарной" зоны почти до самого видимого предела Солнца. Здесь температура быстро уменьшается с приближением к видимому пределу светила, в результате чего происходит перемешивание вещества конвекция, подобное кипению жидкости в сосуде, которая подогревается снизу;

    4 атмосфера, которая начинается сразу за конвективной зоной и протягивается далеко за пределы видимого диска Солнца. Нижний слой атмосферы содержит тонкий слой газов, который мы воспринимаем как поверхность Солнца. Верхних слоев атмосферы непосредственно не видно, их можно наблюдать или во время полных солнечных затмений, или с помощью специальных приборов.

    3. Солнечная атмосфера и солнечная активность. Солнечную атмосферу также можно условно разделить на несколько слоев чудес, рис. 67.

    Самый глубокий слой атмосферы, толщиной 200 - 300 км, называется фотосферой сфера светлая. Из него виходить'майже вся и энергия Солнца, которая наблюдается в видимой части спектра.

    В фотосфере, как и в более глубоких слоях Солнца, температура снижается с отдалением от центра, изменяясь приблизительно от 8000 до 4000 К: внешние слои фотосферы очень охолоджуют-ься в результате излучения из них в межпланетное пространство.

    На фотографиях фотосферы рис. 68 Хорошо заметная ее тонкая структура в виде ярких "зернышек" - игра н в л размером в среднем около 1000 км, разделенных узкими темными промежутками. Эта структура называется грануляцией. Она является результатом движения газов, шо происходит в размещенной под Ьотосферою конвективной зоне Солнца.

    Снижению температуры во внешних слоях фотосферы в спектре видимого излучения Солнца, которое почти полностью возникает в фотосфере, отвечают темные линии поглощения. Они называются фраунгоферовими в честь немецкого оптика Й. Фраунгофера 1787-1826, который впервые в 1814 г. зарисовал несколько сотен таких линий. По той же причине снижения температуры от центра Солнца солнечный диск ближе к краю кажется темнее.

    В наивысших слоях фотосферы температура достигает около 4000 К. При такой температуре и плотности 10~3-10~4 кг/м3 водород становится практически нейтральным. Ионизированно только около 0,01 % атомов, которые принадлежат по большей части металлам. Однако выше в атмосфере температура, а вместе с ней и ионизация опять начинают повышаться, сначала медленно, а потом очень быстро. Часть солнечной атмосферы, в которой повышается температура и последовательно ионизируются водород, гелий и другие элементы, называется хромосферой, ее температура представляет десятки и сотни тысяч кельвінів. В виде блестящего розового обрамления хромосферу видно вокруг темного диска Луны в нечастые моменты полных солнечных затмений. Выше от хромосферы температура солнечных газов достигает 106 - 2-Ю6 К и дальше в течение многих радиусов Солнца почти не изменяется. Эта разреженная и горячая оболочка называется солнечной короной рис. 69. В виде лучезарного перлового сияния ее можно наблюдать во время полной фазы затемнения Солнца, тогда она являет собой чрезвычайно хорошее зрелище. "Испаряющийся" в межпланетное пространство, газ короны образует поток горячей разреженной плазмы, которая постоянно течет от Солнца и называется солнечным ветром.

    Лучше всего хромосферу и корону наблюдать из спутников и орбитальных космических станций в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах.

    Временами в некоторых участках фотосферы темные промежутки между гранулами увеличиваются, образуются небольшие круглые поры, некоторые из них развиваются в большие темные пятна див. Мал. 68, Окруженные полутенью, которая состоит из вытянутых, радиальное вытянутых фотосферних гранул.

    Наблюдая солнечные пятна в телескоп, Галилей заметил, что они перемещаются по видимому диску Солнца. На этом основании он сделал вывод, что Солнце вращается вокруг своей оси. Угловая скорость вращения светила уменьшается от экватора к полюсам, точки на экваторе осуществляют полный оборот за 25 суток, а вблизи полюсов звездный период вращения Солнца увеличивается до 30 суток. Земля двигается по своей орбите в том же направлении, в котором вращается Солнце. Поэтому относительно земного наблюдателя период его вращения больше и пятно в центре солнечного диска опять пройдет через центральный меридиан Солнца через 27 суток.

    Пятна - неустойчивые образования. Количество и форма их на Солнце все время изменяются, рис. 70. Обычно солнечные пятна появляются группами.

    Около края солнечного диска вокруг пятен видно светлые образования, которые почти незаметные, когда пятна близки - к центру солнечного диска. Эти образования называются факелами. Они намного более контрастны и они видно по всему диску, если Солнце фотографировать не в белом свете, а в лучах, которые отвечают спектральным линиям водорода, ионизированного кальция и некоторых других элементов. Такие фотографии называются с п е к т р о г е л и о г р а м а м й. За ними изучают структуру верхних слоев солнечной атмосферы и чаще всего хромосферы.

    Количество активных участков и групп пятен на Солнце периодически изменяется со временем в среднем в течение приблизительно 11 лет. Это явление называется циклом солнечной активности. В начале цикла пятен почти нет, потом их количество увеличивается сначала далеко от экватора, а потом все ближе к нему. Через несколько лет наступает максимум количеству пятен, или, как говорят, максимум солнечной активности, а после него - спад.

    Главной особенностью пятен, а также факелов есть наличие м'агнітних полей. В пятнах индукция магнитного поля большая и достигает иногда 0,4 - 0,5 Тл, в факелах магнитное поле более слабо.

    Как правило, в группе пятен есть два особенно больших пятна - одна на западном, вторая на восточной стороне группы, которые имеют противоположную магнитную полярность подобно двум полюсам подковообразного магниту.

    Магнитные поля играют очень важную роль в солнечной атмосфере, значительно влияя на движение плазмы, ее плотность и температуру. В частности, увеличение яркости фотосферы в факелах и значительное ее уменьшение до 10 раз в области пятен влекутся соответственно усилениям конвективных движений в слабом магнитном поле и большим их послаблениям при большей индукции магнитного поля.

    Пятна кажутся черными лишь за контрастом с более горячей и потому более яркой фотосферой. Температура пятен представляет около 3700 К, потому в спектре пятна есть ему-, ги поглощения самых простых двухатомных молекул : СО, ТіО, СН, СN и др., которые в более горячей фотосфере распадаются на атомы.

    Хромосфера над факелами более ярка благодаря большей температуре и плотности. Во время значительных изменений, которые происходят в группах пятен, в небольшом участке иногда возникают хромосферні вспышки: внезапно, за каких-то 10-15 хв, яркость хромосферы очень увеличивается, выбрасываются сгустки газа, ускоряются потоки горячей плазмы. Иногда некоторые заряженные частицы ускоряются к очень большим значениям энергии. Мощность солнечного радиоизлучения при этом обычно увеличивается в миллионы раз всплески радиоизлучения. В короне наблюдаются еще более грандиозные за размерами активные образования - протуберанцы. Это чрезвычайно разнообразные по форме и характером своего движения тучи более густых газов сравнительно с веществом короны рис. 71. Форма протуберанцев и их движение связаны с магнитными полями, которые проникают из фотосферы в корону.

    4. Солнечно-земные связки. Солнце очень влияет на явления, которые происходят на Земле. Его коротковолновое излучение предопределяет важные физико-химические процессы в верхних слоях атмосферы. Видимые и инфракрасные лучи являются основными "поставщиками" тепла для Земли. В разных странах мира, в том числе и у нас, ведутся работы относительно более широкого использования солнечной энергии

    Для хозяйственных и промышленных целей выработки электроэнергии, отопления домов и ін. В будущем использования энергии прямого солнечного излучения неминуемо вырастет.

    Солнце не только освещает и согревает Землю. Проявления солнечной активности сопровождаются целым рядом геофизических явлений. Потоки заряженных частиц, ускоренные во время вспышек, влияют на магнитное поле Земли и влекут магнитные бури, которые способствуют проникновению заряженных частиц в низшие слои атмосферы, от чего и возникают полярные сияния. Коротковолновое излучение Солнца усиливает ионизацию верхних слоев земной атмосферы ионосферы, которая очень влияет на условия распространения радиоволн, иногда в нарушение радиосвязи. Оказалось, что активные процессы на Солнце, влияя на атмосферу и магнитное поле Земли, опосредствовано действуют и на сложные процессы органического мира - как животный, так и растительный. Эти влияния и их механизм в наше время исследуют ученые.


    Похожие записи: