Строение солнца астрономия доклад

Описание, состав и внутреннее строение Солнца

Издревле Солнце вызывало восторг у людей во всем мире. Не случайно в самых разных уголках нашей планеты существовали, а кое-где существуют и поныне солярные мифы и культы, которым в той или иной степени свойственно почитание Солнца. Они играли важную роль в религии египтян, индейцев, индийцев, а также, по мнению некоторых ученых, в славянских религиях. Еще не имея оборудования, которым располагают современные ученые, и не подозревая о том, каково внутреннее строение Солнца, наши предки понимали, что оно — источник жизни на Земле.

Солнце — одна из звезд Млечного Пути, единственная звезда в Солнечной системе. По спектральной классификации оно относится к классу желтых карликов. Солнце — не очень горячая и сравнительно небольшая звезда, но относительно Земли ее размеры огромны. Во всех точках Солнца всегда поддерживается равновесие гравитации и давления газа. Эти силы действуют в противоположных друг другу направлениях. Таким образом, благодаря их оптимальному соотношению Солнце остается достаточно стабильным астрономическим телом. Состав и внутреннее строение Солнца в данный момент достаточно хорошо изучены.

Состав Солнца

Солнце содержит приблизительно 75 % водорода и 25 % гелия по массе (92,1 % водорода и 7,8 % гелия по количеству атомов). Другие элементы (кремний, кислород, азот, сера, магний, кальций, хром, железо, никель, углерод и неон) составляют лишь 0,1 % от общей массы.

Ученые долго пытались составить представление о составе и внутреннем строении Солнца, используя такие методы астрономии, как наблюдение, спектроскопия, теоретический анализ и т.д. В результате они пришли к заключению, что благодаря взрыву родилась звезда, состоящая преимущественно из гелия и водорода. Их соотношение изменчиво, потому что в глубине Солнца водород преобразуется в гелий из-за постоянного процесса ядерного синтеза. Запуск этого процесса невозможен без крайне высокой температуры и большой массы небесного тела.

Внутреннее строение Солнца

Солнце является сферическим телом, находящимся в равновесии. На равных расстояниях от центра физические показатели везде одинаковы, но они неуклонно меняются, если двигаться от центра к условной поверхности. Солнце имеет несколько слоев, и их температура тем выше, чем они ближе к середине. Нельзя не упомянуть, что гелий и водород в разных слоях имеет разные характеристики.

Солнечное ядро

Ядро — центральная часть Солнца. Экспериментальным путем установлено, что солнечное ядро по размеру составляет примерно 25 % от всего радиуса Солнца и состоит из сильно сжатого вещества. Масса ядра — почти половина от общей массы Солнца. Условия в сердцевине нашего светила экстремальные. Температура и давление достигают там максимальных показателей: температура ядра составляет примерно 14 млн К, а давление в нем достигает 250 млрд атм. Газ в солнечном ядре более чем в 150 раз плотнее воды. Это именно то место, где протекает термоядерная реакция, сопровождаемая выделением энергии. Водород превращается в гелий, а вместе с ним появляются свет и тепло, которые затем доходят до нашей планеты и дают ей жизнь.

На расстоянии от ядра более 30 % радиуса температура становится менее 5 млн градусов, поэтому ядерные реакции там уже почти не происходят.

Зона лучистого переноса

Зона лучистого переноса расположена у границы ядра. Предположительно она занимает около 70 % всего радиуса звезды и состоит из горячего вещества, через которое тепловая энергия передается от ядра к внешнему слою.

В результате термоядерной реакции, протекающей в солнечном ядре, образуются различные радиационные фотоны. Пройдя сквозь зону лучистого переноса и все последующие слои, они выбрасываются в космос и блуждают по там вместе с солнечным ветром, доходящим от Солнца до Земли всего за 8 минут. Ученым удалось установить, что на преодоление этой зоны фотонам требуется приблизительно 200 000 лет.

Зона лучистого переноса есть не только у Солнца, но и у других звезд. Ее величина и сила зависят от размера звезды.

Конвективная зона

Зона конвекции — последняя во внутреннем строении Солнца и других подобных ему звезд. Она расположена снаружи зоны лучистого переноса и занимает последние 20 % от радиуса Солнца (около трети от объема звезды). Энергия в ней передается конвекцией. Конвекция — это передача тепла струями и потоками, посредством активного перемешивания. Этот процесс напоминает кипение воды. Потоки горячего газа перемещаются к поверхности и отдают тепло наружу, а остывший газ устремляется обратно, вглубь Солнца, благодаря чему реакция ядерного синтеза продолжается. По мере приближения к поверхности температура вещества в конвективной зоне падает до 5800 К. Конвективная зона, как и зона лучистого переноса, есть почти у всех звезд.

Все вышеперечисленные слои Солнца не наблюдаемы.

Атмосфера Солнца

Над конвективной зоной расположено несколько наблюдаемых слоев Солнца — атмосфера. Ее химический состав определяется методом спектрального анализа. Внутреннее строение атмосферы Солнца включает три слоя: фотосферы (в переводе с греческого — «световой сферы»), хромосферы («окрашенной сферы») и короны. Именно в последних двух слоях возникают магнитные вспышки.

Фотосфера

Фотосфера — единственный видимый с нашей планеты слой Солнца. Температура фотосферы — 6000 К. Она светится бело-желтым светом. Именно середина этого слоя и считается условной поверхностью Солнца и используется для расчета расстояний, то есть отсчета высоты и глубины.

Толщина фотосферы — около 700 км, она состоит из газа и испускает доходящее до Земли солнечное излучение. Верхние слои фотосферы более холодные и разряженные, чем нижние. Волны, возникающие в конвективной зоне и фотосфере, передают механическую энергию вышележащим областям и нагревают их. Вследствие этого верхняя часть фотосферы является самой холодной — около 4500 К. С обеих сторон от них температура быстро повышается.

Хромосфера

Хромосфера — следующая за фотосферой, сильно разреженная воздушная оболочка Солнца, состоящая преимущественно из водорода. В связи с ее необычайной яркостью ее можно увидеть лишь при полном солнечном затмении. Слово «хромосфера» в переводе с греческого означает «окрашенная сфера». Когда Луна заслоняет Солнце, хромосфера благодаря присутствию водорода становится розоватой. Этот слой холоднее предыдущего, поскольку его плотность ниже. Температура газов в верхних слоях хромосферы составляет 50 000 К.

На высоте 12 000 км над фотосферой линия спектра водорода становится неразличимой. Немного выше зафиксированы следы кальция. Его линия спектра кончается еще через 2 000 км. Чем дальше от поверхности Солнца, тем газ горячее и более разряжен.

Корона

Над высотой в 14 000 км над фотосферой начинается корона — третья внешняя оболочка Солнца. Корона состоит из энергетических извержений и протуберанцев — особых плазменных образований. Ее температура варьируется от 1 до 20 млн К, имеются также корональные дыры с температурой 600 тыс. К, откуда исходит солнечный ветер. Начиная от нижней части, температура растет, а на высоте 70 000 км от поверхности Солнца начинает снижаться.

Верхняя граница короны пока не установлена, как и точная причина необычно высокой температуры. Как и хромосфера, солнечная корона тоже видна только во время затмений или при использовании специального оборудования. Солнечная корона является мощным источником постоянного рентгеновского и ультрафиолетового излучения.

На сегодняшний день человечеству довольно много известно о внутреннем строении Солнца и о процессах, происходящих в нем. Прояснению их природы во многом способствовал технический прогресс. Благодаря получению знаний о Солнце можно составить представление и о других звездах. Но поскольку наблюдать за Солнцем можно только издалека, у него осталось еще немало неразгаданных тайн.

Источник

Строение Солнца

Ближайшая к нам звезда – это конечно Солнце. Расстояние от Земли до него по космическим параметрам совсем небольшое: от Солнца до Земли солнечный свет идет всего лишь 8 минут.

Солнце – это не обычный желтый карлик, как считали ранее. Это центральное тело солнечной системы, возле которой вертятся планеты, с большим количеством тяжелых элементов. Это звезда, образовавшаяся после нескольких взрывов сверхновых, около которой сформировалась планетная система. За счет расположения, близкого к идеальным условиям, на третьей планете Земля возникла жизнь. Возраст Солнца насчитывает уже пять миллиардов лет. Но давайте разберемся, почему же оно светит? Какое строение Солнца, и каковы его характеристики? Что ждет его в будущем? Насколько значительное влияние оно оказывает на Землю и ее обитателей? Солнце – это звезда, вокруг которой вращаются все 9 планет солнечной системы, в том числе и наша. 1 а.е. (астрономическая единица) = 150 млн. км – таким же является и среднее расстояние от Земли до Солнца. В Солнечную систему входят девять больших планет, около сотни спутников, множество комет, десятки тысяч астероидов (малых планет), метеорные тела и межпланетные газ и пыл. В центре всего этого и находится наше Солнце.

Солнце светит уже миллионы лет, что подтверждают современные биологические исследования, полученные из остатков сине-зелено-синих водорослей. Изменись температура поверхности Солнца хотя бы на 10 %, и на Земле, погибло бы все живое. Поэтому хорошо, что наша звезда равномерно излучает энергию, необходимую для процветания человечества и других существ на Земле. В религиях и мифах народов мира, Солнце постоянно занимало главное место. Почти у всех народов древности, Солнце было самым главным божеством: Гелиос – у древних греков, Ра – бог Солнца древних египтян и Ярило у славян. Солнце приносило тепло, урожай, все почитали его, потому что без него не было бы жизни на Земле. Размеры Солнца впечатляют. Например, масса Солнца в 330 000 раз больше массы Земли, а его радиус в 109 раз больше. Зато плотность нашего звездного светила небольшая – в 1,4 раза больше, чем плотность воды. Движение пятен на поверхности заметил еще сам Галилео Галилей, таким образом доказав, что Солнце не стоит на месте, а вращается.

Конвективная зона Солнца

Радиоактивная зона около 2/3 внутреннего диаметра Солнца, а радиус составляет около 140 тыс.км. Удаляясь от центра, фотоны теряют свою энергию под влиянием столкновения. Такое явление называют — феномен конвекции. Это напоминает процесс, происходящий в кипящем чайнике: энергии, поступающей от нагревательного элемента, намного больше того количества, которое отводится тепло проводимостью. Горячая вода, находящаяся в близости от огня, поднимается, а более холодная опускается вниз. Этот процесс называются конвенция. Смысл конвекции в том, что более плотный газ распределяется по поверхности, охлаждается и снова идет к центру. Процесс перемешивания в конвективной зоне Солнца осуществляется непрерывно. Глядя в телескоп на поверхность Солнца, можно увидеть ее зернистую структуру — грануляции. Ощущение такое, что оно состоит из гранул! Это связано с конвекцией, происходящей под фотосферой.

Фотосфера Солнца

Тонкий слой (400 км) — фотосфера Солнца, находится прямо за конвективной зоной и представляет собой видимую с Земли «настоящую солнечную поверхность». Впервые гранулы на фотосфере сфотографировал француз Янссен в 1885г. Среднестатистическая гранула имеет размер 1000 км, передвигается со скоростью 1км/сек и существует примерно 15 мин. Темные образования на фотосфере можно наблюдать в экваториальной части, а потом они сдвигаются. Сильнейшие магнитные поля, являются отличительно чертой таких пятен. А темный цвет получается вследствие более низкой температуры, относительно окружающей фотосферы.

Читайте также: Где сейчас взошло солнце

Хромосфера Солнца

Хромосфера Солнца (цветная сфера) – плотный слой (10 000 км) солнечной атмосферы, который находится прямо за фотосферой. Хромосферу наблюдать достаточно проблематично, за счет ее близкого расположения к фотосфере. Лучше всего ее видно, когда Луна закрывает фотосферу, т.е. во время солнечных затмений.

Солнечные протуберанцы – это огромные выбросы водорода, напоминающие светящиеся длинные волокна. Протуберанцы поднимаются на огромные расстояние, достигающие диаметра Солнца (1.4 млм км), двигаются со скоростью около 300 км/сек, а температура при этом, достигает 10 000 градусов.

Солнечная корона

Солнечная корона – внешние и протяженные слои атмосферы Солнца, берущие начало над хромосферой. Длина солнечной короны является очень продолжительной и достигает значений в несколько диаметров Солнца. На вопрос где именно она заканчивается, ученые пока не получили однозначного ответа.

Состав солнечной короны – это разряженная, высоко ионизированная плазма. В ней содержатся тяжелые ионы, электроны с ядром из гелия и протоны. Температура короны достигает от 1 до 2ух млн градусов К, относительно поверхности Солнца.

Солнечный ветер – это непрерывное истечение вещества (плазмы) из внешней оболочки солнечной атмосферы. В его состав входят протоны, атомные ядра и электроны. Скорость солнечного ветра может меняться от 300 км/сек до 1500 км/сек, в соответствии с процессами, происходящими на Солнце. Солнечный ветер, распространяется по всей солнечной системе и, взаимодействуя с магнитным полем Земли, вызывает различный явления, одним из которых, является северное сияние.

Характеристики Солнца

• Масса Солнца: 2∙1030 кг (332 946 масс Земли)
• Диаметр: 1 392 000 км
• Радиус: 696 000 км
• Средняя плотность: 1 400 кг/м3
• Наклон оси: 7,25° (относительно плоскости эклиптики)
• Температура поверхности: 5 780 К
• Температура в центре Солнца: 15 млн градусов
• Спектральный класс: G2 V
• Среднее расстояние от Земли: 150 млн. км
• Возраст: 5 млрд. лет
• Период вращения: 25,380 суток
• Светимость: 3,86∙1026 Вт
• Видимая звездная величина: 26,75m

Источник

Реферат: Строение Солнца

Сходненская средняя школа №2 2002 г.

Бирюков Дмитрий 11 «А».

Солнце — центральное тело Солнечной системы представляет собой очень горячий плазменный шар. Солнце — ближайшая к Земле звезда. Свет от него доходит до нас за 8,3 минуты. Солнце решающим образом повлияло на образование всех тел Солнечной системы и создало те условия, которые привели к возникновению и развитию жизни на земле.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного простейших молекул и радикалов типа Н2, ОН, СН.

Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении его спектра.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.

Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце.

Температура вещества ,из которого состоит хромосфера, в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс.км.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны.

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца — корона — обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее слабое продолжение уходит еще дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере.

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения.

Цикл солнечной активности — 11 лет. То есть с 11-летним периодом меняется как яркость так и форма солнечной короны. В эпоху максимума она имеет почти идеально круглую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинаю возникать по обе стороны от экватора на широтах 30-40 градусов. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.

Корона Солнца — самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Она и самая близкая к нам: она простирается далеко от солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы — солнечного ветра . Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400-500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с.

Чтобы заметить объект, как пятно на солнце, простым глазом, необходимо, чтобы его размер на Солнце был не менее 50 — 100 тысяч километров, что в десятки раз превышает радиус Земли.

Главную роль в большинстве наблюдаемых на Солнце явлений играют магнитные поля. Солнечное магнитное поле имеет очень сложную структуру и непрерывно меняется. Совместные действия циркуляции солнечной плазмы в конвективной зоне и дифференциального вращения Солнца постоянно возбуждает процесс усиления слабых магнитных полей и возникновения новых. Видимо это обстоятельство и является причиной возникновения на Солнце пятен. Пятна то появляются, то исчезают. Их количество и размеры меняются. Но, примерно, каждые 11 лет число пятен становится наибольшим. Тогда говорят, что Солнце активно.

Солнце состоит из раскаленных газов, которые все время движутся и перемешиваются, и поэтому ничего постоянного и неизменного на солнечной поверхности нет. Самыми устойчивыми образованиями являются солнечные пятна. Но и их вид изо дня в день меняется, и они тоже то появляются, то исчезают. В момент появления солнечное пятно обычно имеет небольшие размеры, оно может исчезнуть, но может и сильно увеличиться.

Сначала обычно появляются одиночные пятна, но затем из них возникает целая группа, в которой выделят два больших пятна — одно — на западном, другое — на восточном краю группы.. Полярности восточных и западных пятен всегда противоположны.

Солнечные пятна иногда бывают видны на его диске даже невооруженным глазом . Кажущаяся чернота этих образований вызвана тем, что их температура примерно на 1500 градусов ниже температуры окружающей их фотосферы (и соответственно непрерывное излучение от них гораздо меньше). Одиночное развитое пятно состоит из темного овала — так называемой тени пятна, окруженного более светлой волокнистой полутенью . Неразвитые мелкие пятна без полутени называют порами . Зачастую пятна и поры образуют сложные группы .

Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.

Часто во время затмений над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из нее, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы — протуберанцы (огромные облака газа, масса которых может достигать миллиардов тонн).

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.

Они медленно меняют свою форму и могут существовать в течение нескольких месяцев. Во многих случаях в протуберанцах наблюдается упорядоченное движение отдельных сгустков и струй по криволинейным траекториям, напоминающим линии магнитной индукции.

Самыми мощными проявлениями солнечной активности являются ВСПЫШКИ, в процессе которых за несколько минут иногда выделяется энергия до 10 25 Дж. Их продолжительность в среднем около 3 часов – крупных, а слабых несколько минут. Плазма в местах вспышек нагревается до 10 7 К. Потоки плазмы, образующиеся во время вспышки, через сутки(или чуть больше) достигает окрестностей Земли.

Пятна, факелы, протуберанцы и вспышки — это все проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

Мы знаем, что Солнце имело запас топлива на 10-11 млрд. лет. Для того, чтобы точно предсказать, сколько еще будет светить Солнце, мы должны знать, какую часть жизни оно уже прожило. Если подсчитать, что метеоритам и лунным камням не более 5 млрд. лет, значит таков возраст Солнца. В конце своей жизни Солнце не будет просто медленно остывать, как думали раньше, Звезды не умирают тихо, а заканчивают существование в борьбе со смертью. Когда полностью выгорит солнечное ядро, атомный огонь начнет медленно пожирать внешние слои звезды. Солнце начнет увеличиваться в размерах и превратится в огромную красную звезду. Оно поглотит Меркурии и Венеру и нагреет Землю до большой температуры. Жизнь исчезнет, вода испарится из рек и океанов. Затем во внешних слоях Солнца возникнет новый источник энергии: из гелия — тяжелые атомы. Внешняя оболочка будет сброшена, а ядро сожмется до белого карлика. Но Солнце не останется в состоянии белого карлика , а закончит жизнь в виде черной дыры.

Источник

➤

Название: Строение Солнца
Раздел: Рефераты по астрономии
Тип: реферат Добавлен 08:24:19 30 июня 2005 Похожие работы
Просмотров: 5188 Комментариев: 15 Оценило: 14 человек Средний балл: 4.6 Оценка: 5 Скачать