Сообщение по теме звезда по имени солнце

Звезда по имени Солнце

Солнце — центральная и единственная звезда нашей Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.

Скачать:

Предварительный просмотр:

Проект по астрономии

ученицы 8 класса Михейковской СШ

« Звезда по имени Солнце »

1. Определение. История исследования стр. 3-5
2. Происхождение стр. 6-7
3. Масса стр. 7
4. Химический состав стр. 8
5. Температура стр. 9
6. Строение солнца: ядро,фотосфера и т.д стр. 9-11
7. Солнечные пятна стр. 12
8. Факелы стр. 13
9. Протуберанцы солнца стр. 14
10. Влияние солнца на климат и жизнь на Земле стр.14-15
11. Как долго проживет солнце стр.16

Солнце — центральная и единственная звезда нашей Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.

С самых ранних времён человечество отмечало важную роль Солнца — яркого диска на небе, несущего свет и тепло. Во многих доисторических и античных культурах Солнце почиталось как божество. Культ Солнца занимал важное место в религиях цивилизаций Египта, инков, ацтеков. Древнегреческие астрономы, наблюдая видимое годовое движение Солнца вдоль эклиптики, считали его одной из семи планет. Одним из первых попытался взглянуть на Солнце с научной точки зрения греческий философ Анаксагор. Он говорил, что Солнце — это не колесница Гелиоса, как учила греческая мифология, а гигантский, «размерами больше, чем Пелопоннес», раскалённый металлический шар. За это еретическое учение он был брошен в тюрьму, приговорён к смерти и освобождён только благодаря вмешательству Перикла. Идея о том, что Солнце — это центр, вокруг которого обращаются планеты, высказывалась Аристархом Самосским и древнеиндийскими учёными. Эта теория была возрождена Коперником в XVI веке. Первым расстояние от Земли до Солнца пытался вычислить Аристарх Самосский. Китайские астрономы в течение столетий, со времён династии Хань, наблюдали солнечные пятна. Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского.

С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа — позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей признал пятна частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период.

В 1672 году, рассчитано расстояние от Земли до Солнца — 140 млн км. В начале XIX века отец Пьетро Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi), главный астроном Ватикана, положил начало такому направлению исследования в астрономической науке, как спектроскопия, разложив солнечный свет на составные цвета. Стало понятно, что таким образом можно изучать состав звёзд, и Фраунгофер обнаружил линии поглощения в спектре Солнца. Благодаря спектроскопии был обнаружен новый элемент в составе Солнца, который назвали Гелием в честь древнегреческого бога Солнца Гелиоса.

Долгое время непонятными оставались источники солнечной энергии. Во второй половине XIX века многими исследователями наиболее правдоподобной считалась теория, развитая Гельмгольцем (1853) и лордом Кельвином, которые предположили, что Солнце нагревается за счёт медленного гравитационного сжатия. Только в XX веке было найдено правильное решение этой проблемы. Первоначально Резерфорд выдвинул гипотезу, что источником внутренней энергии Солнца является радиоактивный распад. В 1920 году Артур Эддингтон предположил, что давление и температура в недрах Солнца настолько высоки, что там может идти термоядерная реакция, при которой ядра водорода (протоны) сливаются в ядро гелия-4. Так как масса последнего меньше, чем сумма масс четырёх свободных протонов, то часть массы в этой реакции переходит в энергию фотонов. То, что водород преобладает в составе Солнца, подтвердила в 1925 году Сесилия Пейн. Теория термоядерного синтеза была развита в 1930-х годах астрофизиками Чандрасекаром и Гансом Бете. Бете детально рассчитал две главные термоядерные реакции, которые являются источниками энергии Солнца. Наконец, в 1957 году появилась работа Маргарет Бербидж «Синтез элементов в звёздах», в которой было показано, что большинство элементов возникло в звёздах. В 1905 году Джордж Эллери Хейл (англ. George Ellery Hale) в обсерватории Маунт-Вилсон установил первый солнечный телескоп в построенной небольшой обсерватории, и занялся поиском ответа на происхождение пятен на Солнце, открытых Галилеем. Джордж Хейл открыл, что пятна на Солнце вызваны магнитным полем, поскольку оно приводит к снижению температуры поверхности. Именно магнитное поле на поверхности Солнца вызывает солнечные ветры — извержение плазмы солнечной короны на сотни тысяч километров в пространство.

Считается, что Солнце сформировалось примерно 4,59 миллиарда лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения. Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать в общей сложности примерно 10 миллиардов лет.

Масса Солнца составляет 99,8 % от суммарной массы всей Солнечной системы.

С глубиной температура увеличивается , в центре Солнца температура составляет 15000000 Кельвинов.

Химический состав Солнца определяется по спектрам поглощения . На сегодняшний день в спектре Солнца зарегистрировано свыше 26 тыс темных линий различной интенсивности, возникающих из-за поглощения света «холодными атомами».

В составе преобладает водород , второе место занимает гелий . Имеются в составе металлы . Преобладающим элементом в составе солнца является водород (около 70% от общей массы). Второе место занимает гелий(около 29% от общей массы) на остальные элементы приходиться порядка 1% .

Температура поверхности Солнца достигает 6000K, поэтому Солнце светит почти белым светом, но из-за более сильного рассеяния свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок.

Строение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро. Фотосфера — это видимая поверхность Солнца, которая и является основным источником излучения. Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разрежена, поэтому видима невооружённым глазом только в периоды полного солнечного затмения.

• Ядро.Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150 000 километров, в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м, а температура в центре ядра — более 14 миллионов градусов. Атмосфера Солнца начинается на 200 — 300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы — хромосферу и корону

• Фотосфера (слой, излучающий свет) достигает толщины

  320 км и образует видимую поверхность Солнца. Температура в фотосфере достигает в среднем 5800 К, по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается до 4800 К.

• Хромосфера — внешняя оболочка Солнца толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов.
• Корона — последняя внешняя оболочка Солнца. Несмотря на её очень высокую температуру, от 600 000 до 5 000 000 градусов, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость.

Наибольшее количество света испускает самый нижний слой солнечной атмосферы, так называемая «фотосфера» (что означает «светящаяся сфера»). Это и есть тот ослепительный диск, который мы наблюдаем па небе. Выше фотосферы находится сравнительно тонкий (около 14 000 км) красноватый слой — «хромосфера» (что означает «окрашенная сфера»), состоящая из водорода, кальция и некоторых других химических элементов. Над хромосферой на огромную высоту вздымаются гигантские газовые фонтаны — протуберанцы. Газы в протуберанцах движутся с колоссальными скоростями, иногда достигающими 400—500 км/сек. Наконец, еще выше располагается самый внешний слой солнечной атмосферы — солнечная корона, состоящая из протонно-электронного газа. Корона простирается в космическое пространство на несколько сотен миллионов километров, заходя далеко за орбиту Земли . Можно с полным правом сказать, что мы живем внутри солнечной атмосферы.

Это тёмные образования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение: тёмную область тени окружает полутень, диаметр которой более чем в два раза превышает размер тени. По величине пятна бывают очень разными — от малых, диаметром примерно 1000 — 2000 км, до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Самое большое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тыс. километров. Установлено, что пятна — это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными. Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен, и такие группы могут занимать значительные области на солнечном диске. Живут группы пятен долго, иногда на протяжении двух или трех оборотов Солнца(период вращения Солнца составляет примерно 27 суток.

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки — около 30 тыс. км. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.
Пятна , факелы , протуберанцы , хромосферные вспышки — всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

Протуберанцы – яркие вспышки или арки, огромные образования в короне Солнца. Температура протуберанцев около 20 000 К. Размеры разные, высота около 40000 км, дугообразных протуберанцев – 800 000 км

Влияние солнца на климат и жизнь на Земле

Огромная роль солнечной энергии в жизни нашей планеты стала очевидной довольно давно. Нагревая поверхность Земли , Солнце приводит в движение массы воздуха, заставляя их перемещаться из одних районов в другие. Таким образом, наше дневное светило является основным «виновником» всех явлений погоды.

Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твёрдых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света. На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и её потерями на планете в общем существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо бы постоянно повышалась , либо падала.

Как долго проживет солнце?

Каждую секунду Солнце перерабатывает 600 млн. тонн водорода, производя около 4 млн. тонн гелия. Сопоставляя такую скорость с массой Солнца, возникает вопрос: как долго просуществует наше светило?
Ясное дело, Солнце не будет существовать вечно, хотя впереди у него еще очень долгая жизнь. На переработку половины своего водородного топлива у него ушло 5 млрд. лет. В последующие годы Солнце будет постепенно увеличиваться в размере и разогреваться. Когда весь водород в центральном ядре Солнца израсходуется(т.е. еще примерно через 5 млрд. лет), оно будет в три раза больше, чем теперь. Все океаны Земли выкипят и сама планета превратится в сгусток лавы.
В глубине Солнца ядра гелия будут соединться , образуя ядра углерода, и, в конечном счете, Солнце остынет, превратившись в шар ядерных отходов, т.е. в белый карлик.

Источник

ВНУТРЕННЕЕСТРОЕНИЕ

Внутреннее строение Солнца определено в предположении, что оно являетсясферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение переносаэнергии, закон сохранения энергии, уравнение состояния идеального газа, законСтефана-Больцмана и условия гидростатического, лучистого и конвекционногоравновесия вместе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости, полной массы и радиуса Солнца и данным о его химическом составе даютвозможность построить модель внутреннего строения Солнца. Полагают, чтосодержание водорода в Солнце по массе около 70%, гелия около 27%, содержаниевсех остальных элементов около 2,5%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре Солнца составляет 10−15•10 56 К, плотность около 1,5•10 55 кг/м, давление 3,4•10 516 н/м (около 3•10 511 атмосфер).Считается, что источником энергии, пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру Солнца, являются ядерные реакции, происходящие в недрах Солнца. Среднее количествоэнергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек. Выделениеэнергии определяется ядерными реакциями, при которых водород превращается в гелий. На Солнце возможны две группы термоядерных реакций: так называемыйпротон-протонный (водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Наиболеевероятно, что на Солнце преобладает протон-протонный цикл, состоящий из трёхреакций, в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная масса; во второй из ядер водородаобразуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из нихобразуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4.

Перенос энергии из внутренних слоёв Солнца в основном происходит путёмпоглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и последующегопереизлучения. В результате понижения температуры при удалении от Солнцапостепенно увеличивается длина волны излучения, переносящего большую частьэнергии в верхние слои. Перенос энергии движением горячего вещества извнутренних слоёв, а охлаждённого внутрь (конвекция) играет существенную роль всравнительно более высоких слоях, образующих конвективную зону Солнца, котораяначинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 10 58 м. Скорость конвективных движений растёт с удалением от центра Солнца и во внешнейчасти конвективной зоны достигает (2−2,5)х10 53 м/сек. В ещё болеевысоких слоях (в атмосфере Солнца) перенос энергии опять осуществляетсяизлучением. В верхних слоях атмосферы Солнца (в хромосфере и короне) частьэнергии 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 счётизлучения и теплопроводности возможен только, если кинетическая энергия этихслоёв достаточно велика. Наконец, в верхней части солнечной короны большуючасть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называемыйсолнечный ветер. Температура в каждом слое устанавливается на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергииза счёт поглощения всех видов излучения, теплопроводностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь слоя.

Полное излучение Солнца определяется по освещённости, создаваемой имна поверхности Земли, — около 100 тыс. лк, когда Солнце находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127тысяч лк. Сила света Солнца составляет 2,84•10 527 свечей. Количествоэнергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 см, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянииЗемли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общего излученияСолнца — 3,83•10 526 ватт, из которых на Землю попадает около 2•10 517 ватт, средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли) составляет 1,98•10 59 нт, яркость центра диска Солнца — 2,48•10 59 нт. Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю, причём это уменьшениезависит от длины волны, так что яркость на краю диска Солнца для света сдлиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра, а для 5000А — около 0,3яркости центра диска Солнца. На самом краю диска Солнца яркость падает в 100раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска Солнцавыглядит очень резкой.

Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, то есть распределениеэнергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной атмосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределениюэнергии в излучении абсолютно чёрного тела с температурой около 6000 К. Однако в отдельных участках спектра имеются заметные отклонения. Максимумэнергии в спектре Солнца соответствует длине волны 4600 А. Спектр Солнца -это непрерывный спектр, ни который наложено более 20 тысяч линий поглощения (фраунгоферовых линий). Более 60% из них отождествлено со спектральными линиями известных химических элементов путём сравнения длин волн иотносительной интенсивности линии поглощения в солнечном спектре слабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых линий даёт сведения не толькоо химическом составе атмосферы Солнца, но и о физических условиях в тех слоях, в которых образуются те или иные поглощения. Преобладающим элементом на Солнце является водород. Количество атомов гелия в 4−5 раз меньше, чем водорода. Число атомов всех других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 разменьше числа атомов водорода. Среди них наиболее обильны кислород, углерод, азот, магний, железо и другие. В спектре Солнца можно отождествить также линии, принадлежащие некоторым молекулам и свободным радикалам: OH, NH, CH, CO и другим.

Магнитныеполя на Солнце измеряются главным образом по зеемановскому расщеплению линийпоглощения в спектре Солнца. Различают несколько типов магнитных полей наСолнце. Общее магнитное поле Солнца невелико и достигает напряжённости в 1этой или иной полярности и меняется со временем. Это поле тесно связано смежпланетным магнитным полем и его секторной структурой. Магнитные поля, связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных пятнахнапряжённости в несколько тысяч. Структура магнитных полей в активных областяхочень запутана, чередуются магнитные полюсы различной полярности. Встречаютсятакже локальные магнитные области с напряжённостью поля в сотни вне солнечныхпятен. Магнитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону.

Большуюроль на Солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы. Притемпературе 5000 — 10 000 К газ достаточно ионизирован, проводимость его великаи благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение электромеханических имагнитомеханических взаимодействий весьма велико.

АтмосферуСолнца образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти всё излучение Солнцаисходит из нижней части его атмосферы, называемой фотосферой. На основанииуравнений лучистого переноса энергии, лучистого и локальноготермодинамического равновесия и наблюдаемого потока излучения можнотеоретически построить модель распределения температуры и плотности с глубинойв фотосфере. Толщина фотосферы около трёхсот километров, её средняя плотность 3•10 4−5 кг/м. Температура в фотосфере падает по мере перехода кболее внешним слоям, среднее её значение порядка 6000 К, на границе фотосферыоколо 4200 К. Давление меняется от 2•10 54 до 10 52 н/м. Существование конвекции в подфотосферной зоне Солнца проявляется внеравномерной яркости фотосферы, видимой её зернистости — так называемойгрануляционной структуре. Гранулы представляют собой яркие пятнышки более илименее круглой формы. Размер гранул 150 — 1000 км, время жизни 5 — 10 минут, отдельные гранулы удаётся наблюдать в течении 20 минут. Иногдагранулы образуют скопления размером до 30 тысяч километров. Гранулы ярче межгранульных промежутков на 20 — 30%, что соответствует разнице втемпературе в среднем на 300 К. В отличие от других образований, на поверхности Солнца грануляция одинакова на всех гелиографических широтах и независит от солнечной активности. Скорости хаотических движений (турбулентныескорости) в фотосфере составляют по различным определениям 1−3 км/сек. В фотосфере обнаружены квазипериодические колебательные движения в радиальномнаправлении. Они происходят на площадках размерами 2−3 тысячи километров спериодом около пяти минут и амплитудой скорости порядка 500 м/сек. Посленескольких периодов колебания в данном месте затухают, затем могут возникнутьснова. Наблюдения показали также существование ячеек, в которых движениепроисходит в горизонтальном направлении от центра ячейки к её границам. Скорости таких движений около 500 м/сек. Размеры ячеек — супергранулсоставляют 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 километровпод поверхностью конвективных ячеек такого же размера. Первоначальнопредполагалось, что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линиипоглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже былоустановлено, что в фотосфере образуются и спектральные линии, и непрерывныйспектр. Однако для упрощения математических выкладок при расчетеспектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.

Частов фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы.

Солнечныйпятна — это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного дра (тени) и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают двухсот тысяч километров. Иногда пятно бывает окружено светлой каёмкой. Совсем аленькие пятна называютпорами. Время жизни пятен от нескольких часов до нескольких месяцев. Вспектре пятен ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре фотосферы, оннапоминает спектр звезды спектрального класса КО. Смещения линий в спектрепятен из-за эффекта Доплера указывает на движение вещества в пятнах -вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких, скоростидвижения достигают 3 тысячи м/сек. Из сравнений интенсивности линий инепрерывного спектра пятен и фотосферы следует, что пятна холоднее фотосферына 1−2 тысячи градусов (4500 К и ниже). Вследствие этого на фоне фотосферыпятна кажутся тёмными, яркость ядра составляет 0,2 — 0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80% фотосферной. Все солнечные пятна обладают сильныммагнитным полем, достигающим для крупных пятен напряжённости 5 тысяч эстердов. Обычно пятна образуют группы, которые по своему магнитному полюмогут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, то есть содержащимимного пятен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группыпятен всегда окружены факелами и флоккулами, протуберанцами, вблизи нихиногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаютсяобразования в виде лучей шлемов, опахал — всё это вместе образует активнуюобласть на Солнце. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с периодом около 11 лет. Это — средняя величина, продолжительность же отдельных циклов солнечнойактивности колеблется от 7,5 до 16 лет. Наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности Солнца, меняется для различных цикловболее чем в два раза. В основном пятна встречаются в так называемыхкоролевских зонах, простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обесторона солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, а в конце цикла — ниже, а на более высоких широтахпоявляются пятна нового цикла. Чаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух крупных пятен — головного и последующего, имеющихпротивоположную магнитную полярность, и несколько более мелких. Головные пятнаимеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности, эти полярности противоположны в северной и южной полусферах Солнца. По-видимому, пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотностьвещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне.

Вактивных областях Солнца наблюдаются факелы — яркие фотосферные образования, видимые в белом свете преимущественно вблизи края диска Солнца. Обычнофакелы появляются раньше пятен и существуют некоторое время после ихисчезновения. Площадь факельных площадок в несколько раз превышает площадьсоответствующей группы пятен. Количество факелов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный контраст (18%) факелы имеютвблизи края диска Солнца, но не на самом краю. В центре диска Солнцафакелы практически не видны, контраст их очень мал. Факелы имеют сложнуюволокнистую структуру, контраст их зависит от длины волны, на которойпроводятся наблюдения. Температура факелов на несколько сот градусов превышаеттемпературу фотосферы, общее излучение с одного квадратного сантиметрапревышает фотосферное на 3 — 5%. По-видимому, факелы несколько возвышаются надфотосферой. Средняя продолжительность их существования — 15 суток, номожет достигать почти трёх месяцев.

Вышефотосферы расположен слой атмосферы Солнца, называемый хромосферой. Безспециальных телескопов хромосфера видна только во время полных солнечных затмений как розовое кольцо, окружающее тёмный диск в те минуты, когда Лунаполностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблюдать и спектр хромосферы. Накраю диска Солнца хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска, из которой выступают отдельные зубчики — хромосферные спикулы. Диаметр спикул200−2000 километров, высота порядка 10 000 километров, скорость подъёма плазмы в спикулах до 30 км/сек. Одновременно на Солнцесуществует до 250 тысяч спикул. При наблюдении в монохроматическом свете надиске Солнца видна яркая хромосферная сетка, состоящая из отдельных узелков -мелких диаметром до 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км. Крупные узелки представляют собой скопления мелких. Размеры ячеек сетки 30 — 40 тысячкилометров. Полагают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосфернойсетки. Плотность в хромосфере падает с увеличением расстояния от центраСолнца. Число атомов в одном куб. сантиметре изменяется от 10 515 0вблизи фотосферы до 10 59 в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы привело к выводу, что в слое, где происходитпереход от фотосферы к хромосфере, температура переходит через минимум и помере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной 8 -10 тысячКельвинов, а на высоте в несколько тысяч километров достигает 15 — 20 тысячКельвинов.

Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое движение газовыхмасс со скоростями до 15•10 53 м/сек. В хромосфере факелы вактивных областях видны как светлые образования, называемые обычно флоккулами. В красной линии спектра водорода хорошо видны тёмные образования, называемые волокнами. На краю диска Солнца волокна выступают за диск инаблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы. Наиболее часто волокна ипротуберанцы встречаются в четырёх расположенных симметрично относительносолнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40°гелиографической широты и низкоширотных зонах около √(30°) в начале цикла солнечной активности и √(17°) в конце цикла. Волокна и протуберанцынизкоширотных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимумсовпадает с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость от фазцикла солнечной активности выражена меньше, максимум наступает через два года после максимума пятен. Волокна, являющиеся спокойными протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и существовать в течении несколькихоборотов Солнца. Средняя высота протуберанцев над поверхностью Солнцасоставляет 30 — 50 тысяч километров, средняя длина — 200 тысяч километров, ширина — 5 тысяч километров. Согласно исследованиям А. Б. Северного, всепротуберанцы по характеру движения можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядоченным искривлённымтраекториям — силовым линиям магнитного поля; хаотические, в которых преобладают неупорядоченные турбулентные движения (скорости порядка 10км/сек); эруптивные, в которых вещество первоначального спокойногопротуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается с возрастающейскоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от Солнца. Температура в протуберанцах (волокнах) 5 — 10 тысяч Кельвинов, плотность близка к среднейплотности хромосферы. Волокна, представляющие собой активные, быстро меняющиесяпротуберанцы, обычно сильно изменяются за несколько часов или даже минут. Форма и характер движений в протуберанцах тесно связаны с магнитным полем вхромосфере и солнечной короне.

солнечная корона

Солнечная корона — самая внешняя и наиболее разрежённая часть солнечнойатмосферы, 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. Вкороне хорошо выделяются детали её структуры: шлемы, опахала, корональные лучии полярные щёточки. После изобретения коронографа солнечную корону сталинаблюдать и вне затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечнойактивности: в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора, в годымаксимума она почти сферична. В белом свете поверхностная яркость солнечнойкороны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца. Ее свечение образуетсяв основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами. Практически все атомы в короне ионизированы. Концентрация ионови свободных электронов у основания короны составляет 10 59 частиц в 1 см. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее выделение энергии происходит в нижней части короны, но благодаря высокой теплопроводности коронапочти изотермична — температура понижается наружу очень медленно. Отток энергиив короне происходит несколькими путями.

В нижнейчасти короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводности. К потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых частиц. Во внешнихчастях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер — потоккоронального газа, скорость которого растёт с удалением от Солнца отнескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли. Температура в короне превышает 10 56 К. В активных слоях коронытемпература выше — до 10 57 К. Над активными областями могутобразовываться так называемые корональные конденсации, в которыхконцентрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутри короны -это линии излучения многократно ионизированных атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и других химических элементов. Они наблюдаются и в видимой части спектра и в ультрафиолетовой области. В солнечной коронегенерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское излучение, усиливающееся во много раз в активных областях. Как показалирассчёты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется сравнительнотонкий переходной слой, в котором происходит резкий рост температуры дозначений, характерных для короны. Условия в нём определяются потоком энергиииз короны в результате теплопроводности. Переходный слой является источникомбольшей части ультрафиалетового излучения Солнца. Хромосфера, переходной слойи корона дают всё наблюдаемое радиоизлучение Солнца. В активных областях структура хромосферы, короны и переходного слоя меняется. Это изменение, однако, ещё недостаточно изучено.

Вактивных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительнократковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральныхлиниях. Эти яркие образования существуют от нескольких минут до несколькихчасов. Они называются солнечными вспышками (прежнее название — хромосферныевспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии, но наиболееяркие видны иногда и в белом свете. В спектре солнечной вспышкинасчитывается несколько сотен эмиссионных линий различных элементов, нейтральных и ионизированных. Температура тех слоёв солнечной атмосферы, которые дают свечение в хромосферных линиях (1−2)х10 54 К, в болеевысоких слоях — до 10 57 К. Плотность частиц во вспышке достигает10 513 -10 514 в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может достигать 10 515 м. Обычно солнечные вспышки происходят вблизи быстро развивающихся группсолнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаютсяактивизацией волокон и флоккулов, а также выбросами вещества. При вспышкевыделяется большое количество энергии (до 10 521 — 10 525 джоулей). Предполагается, что энергия солнечной вспышки первоначальнозапасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что приводит клокальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызывающих дальнейшийразогрев газа, его свечение в различных участках спектра электромагнитногоизлучения, образование ударной волны. Солнечные вспышки дают значительноеувеличение ультрафиалетового излучения Солнца, сопровождаются всплескамирентгеновского излучения (иногда весьма мощными), всплесками радиоизлучения, выбросом карпускул высоких энергий вплоть до 10 510 эв. Иногданаблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения вхромосфере. Некоторые вспышки (они называются протонными) сопровождаютсяособенно сильными потоками энергичных частиц — космическими лучами солнечного происхождения. Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полёте космонавтов, так как энергичные частицы, сталкиваясь с атомамиоболочки корабля порождают рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда вопасных дозах.

Уровеньсолнечной активности (число активных областей и солнечных пятен, количество имощность солнечных вспышек ) изменяется с периодом около 11 лет. Существуют также слабые колебания величины максимумов 11-летнего цикла спериодом около 90 лет. На Земле 11-летний цикл прослеживается на целом рядеявлений органической и неорганической природы (возмущения магнитного поля, полярные сияния, возмущения ионосферы, изменение скорости роста деревьев спериодом около 11 лет, установленным по чередованиям толщины годовых колец, ит.д.). На земные процессы оказывают также воздействие отдельные активныеобласти на Солнце и происходящие в них кратковременные, но иногда очень мощныевспышки. Время существования отдельной магнитной области на Солнце можетдостигать одного года. Вызываемые этой областью возмущения в магнитосфере и верхней атмосфере Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Землипериодом вращения Солнца). Наиболее мощные проявления солнечной активности -солнечные (хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (чаще вблизи периодовмаксимальной активности), длительность их составляет 5−40 минут, редконесколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10 525 джоулей, из выделяющейся при вспышке энергии лишь 1−10% приходится наэлектромагнитное излучение в оптическом диапазоне. По сравнению с полнымизлучением Солнца в оптическом диапазоне энергия вспышки не велика, нокоротковолновое излучение вспышки и генерируемые при вспышек электроны, аиногда солнечные космические лучи могут дать заметный вклад в рентгеновское икарпускулярное излучение Солнца. В периоды повышения солнечной активности егорентгеновское излучение увеличивается в диапазоне 30 -10 нм в два раза, вдиапазоне 10 -1 нм в 3−5 раз, в диапазоне 1−0,2 нм более чем в сто раз. Помере уменьшения длины волны излучения вклад активных областей в полноеизлучение Солнца увеличивается, и в последнем из указанных диапазоновпрактически всё излучение обусловлено активными областями. Жёсткое рентгеновское излучение с длиной волны меньше 0,2 нм появляется в спектреСолнца всего лишь на короткое время после вспышек.

В ультрафиолетовом диапазоне (длина волны 180−350 нм) излучениеСолнца за 11-летний цикл меняется всего на 1−10%, а в диапазоне 290−2400 нмостаётся практически постоянным и составляет 3,6•10 526 ватт.

Постоянствоэнергии, получаемой Землёй от Солнца, обеспечивает стационарность тепловогобаланса Земли. Солнечная активность существенно не сказывается не энергетикеЗемли как планеты, но отдельные компоненты излучения хромосферных вспышек могут оказывать значительное влияние на многие физические, биофизические ибиохимические процессы на Земле.

Активныеобласти являются мощным источником корпускулярного излучения. Частицы сэнергиями около 1 кэв (в основном протоны), распространяющиеся вдоль силовыхлиний межпланетного магнитного поля из активных областей усиливают солнечныйветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветра повторяются через 27 дней иназываются рекуррентными. Аналогичные потоки, но ещё большей энергии иплотности, возникают при вспышках. Они вызывают так называемые спорадическиевозмущения солнечного ветра и достигают Земли за интервалы времени от 8 часовдо двух суток. Протоны высокой энергии (от 100 Мэв до 1 Гэв) от очень сильных»протонных» вспышек и электроны с энергией 10−500 кэв, входящие всостав солнечных космических лучей, приходят к Земле через десятки минутпосле вспышек; несколько позже приходят те из них, которые попали в»ловушки» межпланетного магнитного поля и двигались вместе ссолнечным ветром. Коротковолновое излучение и солнечные космические лучи (ввысоких широтах) ионизируют земную атмосферу, что приводит к колебаниям еёпрозрачности в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах, а также к изменениямусловий распространения коротких радиоволн (в ряде случаев наблюдаютсянарушения коротковолновой радиосвязи).

Усилениесолнечного ветра, вызванное вспышкой, приводит к сжатию магнитосферы Земли ссолнечной стороны, усилению токов на её внешней границе, частичномупроникновению частиц солнечного ветра в глубь магнитосферы, пополнениючастицами высоких энергий радиационных поясов Земли Эти процессысопровождаются колебаниями напряжённости геомагнитного поля (магнитной бурей), полярными сияниями и другими геофизическими явлениями, отражающими общее возмущение магнитного поля Земли. Воздействие активных процессов на Солнце (солнечных бурь) на геофизические явления осуществляется как коротковолновой радиацией, так и через посредство магнитного поля Земли. По-видимому, этифакторы являются главными и для физико-химических и биологических процессов. Проследить всю цепь связей, приводящих к 11-летней периодичности многих процессов на Земле пока не удаётся, но накопленный обширный фактическийматериал не оставляет сомнений в существовании таких связей. Так, былаустановлена корреляция между 11-летним циклом солнечной активности иземлетрясениями, урожаями сельхозкультур, числом сердечно-сосудистыхзаболеваний Эти данные указывают на постоянное действие солнечно-земныхсвязей.

Наблюдения Солнца ведутся с помощью рефракторов небольшого или среднего размера и больших зеркальных телескопов, у которых большая часть оптикинеподвижна, а солнечные лучи направляются внутрь горизонтальной или башеннойустановки телескопа при помощи одного или двух движущихся зеркал. Созданспециальный тип солнечного телескопа — внезатменный коронограф. Внутрикоронографа осуществляется затемнение Солнца специальным непрозрачным экраном. В коронографе во много раз уменьшается количество рассеянного света, поэтомуможно наблюдать вне затмения самые внешние слои атмосферы Солнца. Солнечныетелескопы часто снабжаются узкополосными светофильтрами, позволяющими вестинаблюдения в свете одной спектральной линии. Созданы также нейтральныесветофильтры с переменной прозрачностью по радиусу, позволяющие наблюдать солнечную корону на расстоянии нескольких радиусов Солнца. Обычно крупныесолнечные телескопы снабжаются мощными спектрографами с фотографической илифотоэлектрической фиксацией спектров. Спектрограф может иметь такжемагнитограф — прибор для исследования зеемановского расщепления иполяризации спектральных линий и определения величины и направления магнитного поля на Солнце. Необходимость устранить замывающее действиеземной атмосферы, а также исследования излучения Солнца в ультрафиолетовой, инфракрасной и некоторых других областях спектра, которые поглощаются ватмосфере Земли, привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределамиатмосферы, позволяющих получать спектры Солнца и отдельных образований на егоповерхности вне земной атмосферы.

ПУТЬ СОЛНЦАСРЕДИ ЗВЕЗД

Суточный путь Солнца

Каждый день, поднимаясь из-за горизонта в восточной стороне неба, Солнцепроходит по небу и вновь скрывается на западе. Для жителей Северного полушарияэто движение происходит слева направо, для южан ­- справа налево. В полденьСолнце достигает наибольшей высоты, или, как говорят астрономы, кульминирует.Полдень — это верхняя кульминация, а бывает еще и нижняя — в полночь. В нашихсредних широтах нижняя кульминация Солнца не видна, так как она происходит подгоризонтом. А вот за Полярным кругом, где Солнце летом иногда не заходит, можнонаблюдать и верхнюю, и нижнюю кульминации.

На географическом полюсе суточный путь Солнца практически параллеленгоризонту. Появившись в день весеннего равноденствия, Солнце четверть годаподнимается все выше и выше, описывая круги над горизонтом. В день летнегосолнцестояния оно достигает максимальной высоты (23,5˚). Следующиечетверть года, до осеннего равноденствия, Солнце спускается. Это полярный день. Затем на полгода наступает полярная ночь.

В средних широтах на протяжении года видимый суточный путь Солнца тосокращается, то увеличивается. Наименьшим он оказывается в день зимнегосолнцестояния, наибольшим — в день летнего солнцестояния. В дни равноденствийСолнце находится на небесном экваторе. В это же время оно восходит в точкевостока и заходит в точке запада.

Впериод от весеннего равноденствия до летнего солнцестояния место восхода Солнцанемного смещается от точки восхода влево, к северу. А место захода удаляется отточки запада вправо, хотя тоже к северу. В день летнего солнцестояния Солнцепоявляется на северо-востоке, а в полдень оно кульминирует на максимальной загод высоте. Заходит Солнце на северо-западе.

Затем места восхода и захода смещаются обратно к югу. В день зимнегосолнцестояния Солнце восходит на юго-востоке, пересекает небесный меридиан наминимальной высоте и заходит на юго-западе.

Источник