Воздух энергия солнца атмосфера

Реферат на тему: Атмосфера Земли и Солнца — строение и состав

Содержание:

• Данный тип работы не является научным трудом, не является готовой выпускной квалификационной работой!
• Данный тип работы представляет собой готовый результат обработки, структурирования и форматирования собранной информации, предназначенной для использования в качестве источника материала для самостоятельной подготовки учебной работы.

Если вам тяжело разобраться в данной теме напишите мне в whatsapp разберём вашу тему, согласуем сроки и я вам помогу!

Если вы хотите научиться сами правильно выполнять и писать рефераты по любым предметам, то на странице «что такое реферат и как его сделать» я подробно написала.

Введение

Атмосфера Земли — газовая оболочка, окружающая небесное тело. Его свойства зависят от размера, массы, температуры, скорости вращения и химического состава рассматриваемого небесного тела, а также определяются историей его образования с момента создания. Атмосфера Земли состоит из газовой смеси, называемой воздухом. Его основными составляющими являются азот и кислород в соотношении примерно 4:1.

На человека в основном влияет состояние нижних 15-25 км атмосферы, так как большая часть воздуха сосредоточена в этом нижнем слое. Наука об атмосфере называется метеорологией, хотя предметом этой науки является также погода и ее влияние на человека. Меняется также состояние верхних слоев атмосферы, которые находятся на высотах от 60 до 300 и даже 1000 км от поверхности Земли.

Существуют сильные ветры, бури и удивительные электрические явления, такие как аурора бореалис. Многие из этих явлений связаны с потоками солнечного излучения, космическими лучами и магнитным полем Земли. Высокие слои атмосферы также являются химической лабораторией, так как некоторые атмосферные газы подвергаются химическим реакциям под влиянием сильного потока солнечной энергии. Наука, изучающая эти взаимосвязанные явления и процессы, называется физикой высокой атмосферы.

Атмосфера Солнца состоит из фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера (светоизлучающий слой) достигает толщины

320 км и формирует видимую поверхность Солнца. Основная часть оптического (видимого) излучения Солнца поступает из фотосферы, но излучение из более глубоких слоев больше не достигает ее. Температура в фотосфере в среднем достигает 5800 К. Здесь средняя плотность газа составляет менее 1/1000 от плотности воздуха Земли, а температура падает до 4800 К по мере приближения к внешнему краю фотосферы.

В таких условиях водород практически полностью поддерживается в нейтральном состоянии. Фотосфера формирует видимую поверхность Солнца, из которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т.д.

Хромосфера (автор доктор — гречанка. χρομα — цвет, σφαίρα — сфера, глобус) — внешняя оболочка Солнца толщиной около 10 000 км, окружающая фотосфера. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с ее красноватым цветом, что обусловлено тем, что в ее видимом спектре доминирует красная H-альфа-линия водородного излучения серии Баллмер.

Верхняя граница хромосферы не имеет четкой гладкой поверхности, она постоянно производит горячие выбросы, называемые спицами (именно поэтому в конце 19 века, когда итальянский астроном Секки наблюдал за хромосферой в телескопе, он сравнивал ее с горящими прериями). Температура хромосферы повышается с высотой от 4000 до 15 000 градусов.

Плотность хромосферы низкая, поэтому ее яркость недостаточна для ее наблюдения в нормальных условиях. Но во время полного солнечного затмения, когда Луна покрывает яркую фотосферу, хромосфера над ней становится видимой и светится красным цветом. Его также можно наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров.

Корона — это последняя внешняя оболочка солнца. Несмотря на очень высокую температуру, которая составляет от 600 000 до 5 000 000 градусов, она видна невооруженным глазом только во время полного солнечного затмения, потому что плотность вещества в короне и, следовательно, его яркость низкая. Необычайно сильный нагрев этого слоя, по-видимому, вызван магнитными эффектами и ударными волнами (см. проблему нагрева короны).

Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности корона округляется и, по крайней мере, растягивается вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень высокая, она излучает интенсивное излучение в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проникают в атмосферу Земли, но в последнее время стало возможным изучать их с помощью космических аппаратов.

Радиация в различных зонах короны неравномерна. Имеются горячие активные и тихие участки и корональные отверстия с относительно низкой температурой 600 000 градусов, откуда магнитные линии силы уходят в космос. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно оставлять Солнце, поэтому солнечный ветер в основном испускается корональными отверстиями.

Общие характеристики земной атмосферы

Размеры

До тех пор, пока ракетные зонды и искусственные спутники не исследовали внешние слои атмосферы на расстояниях, во много раз превышающих радиус Земли, считалось, что чем дальше от поверхности Земли, тем более расколотой становится атмосфера, и считалось, что атмосфера будет постепенно становиться расколотой и перетекать в межпланетное пространство.

С тех пор было установлено, что энергетические потоки из глубоких слоев Солнца проникают далеко за пределы орбиты Земли во внешние границы Солнечной системы. Этот так называемый солнечный ветер протекает через магнитное поле Земли и образует вытянутую «полость», в которой сосредоточена атмосфера Земли. Магнитное поле Земли заметно сужено на дневной стороне, обращенной к Солнцу, образуя длинный язык, который, вероятно, простирается за пределы орбиты Луны — на противоположной стороне, ночью.

Предел магнитного поля Земли 0 называется магнитопаузой. С одной стороны, эта граница проходит на расстоянии около семи земных радиусов от поверхности, но в периоды повышенной солнечной активности она оказывается еще ближе к земной поверхности. Магнитопауза является также границей земной атмосферы, внешнюю оболочку которой также называют магнитосферой, поскольку она содержит заряженные частицы (ионы), движение которых обусловлено магнитным полем Земли.

Общий вес атмосферных газов составляет около 4,5Ч1015 т.. Таким образом, «вес» атмосферы на единицу площади, т.е. атмосферное давление, на уровне моря составляет около 11 т/м2.

Значение для жизни

Из этого следует, что Земля отделена от межпланетного пространства мощным защитным слоем. В космос проникает сильное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца и еще более жесткие космические лучи, и эти виды излучения разрушительны для всего живого. На внешней границе атмосферы интенсивность излучения смертельна, но большая его часть ограничена атмосферой вдали от поверхности. Поглощение этого излучения объясняет многие из свойств высоких слоев атмосферы, и особенно электрические явления, которые там происходят.

Самый нижний, поверхностный слой атмосферы особенно важен для человека, живущего в точке контакта между твердыми, жидкими и газообразными оболочками Земли. Верхняя оболочка «твердой» Земли называется литосферой. Около 72% поверхности Земли покрыто водой океанов, которые составляют большую часть гидросферы. Атмосфера граничит как с литосферой, так и с гидросферой. Человек живет на дне воздушного океана и вблизи или выше уровня воды. Взаимодействие этих океанов является важным фактором, определяющим состояние атмосферы.

Состав

Нижняя атмосфера состоит из смеси газов (см. таблицу). В дополнение к газам, перечисленным в таблице, другие газы содержатся в воздухе в виде мелких примесей: Озон, метан, такие вещества, как окись углерода (CO), оксиды азота и серы, аммиак.

СОСТАВ АТМОСФЕРЫ

Содержание в сухом воздухе, %

В высоких слоях воздуха состав воздуха меняется под действием сильного солнечного излучения, что приводит к разложению молекул кислорода на атомы. Атомный кислород является основным компонентом высоких слоев воздуха. Ведь в самых дальних слоях атмосферы основными компонентами являются самые легкие газы — водород и гелий. Поскольку большая часть вещества сконцентрирована в нижних 30 км, изменения состава воздуха на высотах более 100 км не оказывают заметного влияния на общий состав атмосферы.

Энергетический обмен

Солнце — главный источник энергии, который приходит на Землю. На расстоянии примерно в 150 миллионах километров от Солнца Земля получает примерно одну двухмиллиардную часть энергии, излучаемой Солнцем, в основном в видимой части спектра, которую люди называют «светом». Большая часть этой энергии поглощается атмосферой и литосферой. Земля также излучает энергию, в основном в виде длинноволнового инфракрасного излучения. Таким образом, устанавливается равновесие между энергией, получаемой от Солнца, которое согревает Землю и атмосферу, и возвратом тепловой энергии, излучаемой в космос. Механизм этого баланса чрезвычайно сложен.

Молекулы пыли и газа рассеивают свет и частично отражают его обратно в космос. Еще больше падающей радиации отражается в облаках. Часть энергии поглощается непосредственно молекулами газа, но в основном камнем, растительностью и поверхностными водами. Водяной пар и углекислый газ, присутствующие в атмосфере, испускают видимое излучение, но поглощают инфракрасное излучение. Тепловая энергия в основном накапливается в нижних слоях атмосферы.

Аналогичный эффект возникает в теплице, где стекло пропускает свет и нагревает почву. Поскольку стекло относительно непроницаемо для инфракрасного излучения, тепло накапливается в теплице. Потепление нижних слоев атмосферы за счет присутствия водяного пара и углекислого газа часто называют парниковым эффектом.

Облачный покров играет важную роль в поддержании тепла в нижних слоях атмосферы. Если облака рассеются или прозрачность воздушных масс повысится, температура неизбежно понизится, так как поверхность земли беспрепятственно излучает тепло в окружающее пространство. Вода на поверхности Земли поглощает солнечную энергию и испаряется, превращаясь в газ, водяной пар, который транспортирует огромное количество энергии в нижние слои атмосферы. Когда водяной пар конденсируется и образуются облака или туман, эта энергия выделяется в виде тепла. Около половины солнечной энергии, достигающей поверхности Земли, используется для испарения воды, которая переносится в нижние слои атмосферы.

Таким образом, парниковый эффект и испарение воды нагревают атмосферу снизу. Это отчасти объясняет высокую активность его циркуляции по сравнению с океанами, которые нагреваются только сверху и поэтому гораздо более стабильны, чем атмосфера.

Помимо общего потепления атмосферы солнечным светом, некоторые слои атмосферы значительно нагреваются ультрафиолетовым и рентгеновским излучением солнца.

Структура Земли

По сравнению с жидкостями и твердыми веществами притяжение между молекулами газообразных веществ минимально. Если расстояние между молекулами увеличивается, то газы могут расширяться бесконечно, если нет причин не делать этого. Нижняя граница атмосферы — поверхность земли. Строго говоря, этот барьер непроницаем, потому что существует газовый обмен между воздухом и водой и даже между воздухом и породой, но в этом случае этими факторами можно пренебречь. Поскольку атмосфера представляет собой сферическую оболочку, она не имеет боковых границ, а только нижнюю и верхнюю (внешнюю) границы, которые открыты из межпланетного пространства. Некоторые нейтральные газы выходят через внешнюю границу, так же как и вещества, поступающие из космоса. Большинство заряженных частиц, за исключением высокоэнергетических космических лучей, находятся в ловушке или отталкиваются от магнитосферы.

На атмосферу влияет также гравитация Земли, которая держит ее вблизи земной поверхности. Атмосферные газы сжимаются под действием собственного веса. Это сжатие находится максимум в нижней границе атмосферы, поэтому плотность воздуха самая высокая. На любой высоте над земной поверхностью давление воздуха равно весу колонны атмосферы над ней на единицу площади. Поэтому давление уменьшается монотонно с высотой, а так как это напрямую связано с плотностью, то плотность воздуха уменьшается с высотой.

Если бы атмосфера была «идеальным газом» с постоянным составом, не зависящим от высоты, температуры и гравитации, то давление снизилось бы в 10 раз на 20 км высоты. Реальная атмосфера несколько отличается от идеального газа на высоте около 100 км, а затем давление снижается медленнее с высотой по мере изменения состава воздуха. Небольшое изменение в описанной модели заключается в уменьшении гравитации по мере ее удаления от центра Земли, расположенного вокруг земной поверхности. 3% на каждые 100 км высоты.

В отличие от атмосферного давления, температура не падает постоянно на высоте. Это происходит, когда ультрафиолетовое излучение солнца поглощается кислородом. В результате образуется озоновый газ, молекулы которого состоят из трех атомов кислорода (O3). Она также поглощает ультрафиолетовое излучение, и поэтому этот слой атмосферы, называемый озоносферой, нагревается. При превышении этой температуры температура снова падает, потому что молекул газа меньше, а поглощение энергии соответственно снижается.

В еще более высоких слоях температура снова повышается по мере того, как атмосфера поглощает коротковолновые ультрафиолетовые и рентгеновские лучи солнца. Под воздействием этого сильного излучения атмосфера ионизируется, т.е. газовая молекула теряет электрон и получает положительный электрический заряд. Такие молекулы становятся положительно заряженными ионами. Благодаря наличию свободных электронов и ионов этот слой атмосферы приобретает свойства электрического проводника.

Предполагается, что температура продолжает повышаться до высот, на которых разбавленная атмосфера попадает в межпланетное пространство. На расстоянии нескольких тысяч километров от земной поверхности, вероятно, преобладают температуры от 5000 до 10 000°С. Хотя молекулы и атомы имеют очень высокие скорости и, следовательно, высокую температуру, этот разбавленный газ не является «горячим» в обычном смысле этого слова. Из-за малого количества молекул на больших высотах их общая тепловая энергия очень мала.

Поэтому атмосфера состоит из отдельных слоев (т.е. серии концентрических оболочек или сфер), высвобождение которых зависит от того, какое свойство является наиболее интересным.

Тропосфера

Нижний слой атмосферы, который простирается до первого теплового минимума (так называемая тропопауза). Верхняя граница тропосферы зависит от географической широты (18-20 км в тропиках, около 10 км в умеренных широтах) и сезона. Национальная метеорологическая служба США провела зондирование в районе Южного полюса и обнаружила сезонные колебания высоты тропопаузы. В марте трапопауза находится на высоте около 10 км. Высота 7,5 км. С марта по август или сентябрь тропосфера стабильно охлаждается, а в августе или сентябре граница на короткое время поднимается на высоту около 11,5 км. Затем, с сентября по декабрь, он быстро падает и достигает своей самой низкой позиции в 7,5 км, где остается до марта, с колебаниями всего 0,5 км.

В тропосфере именно погода определяет условия существования человека. Большая часть атмосферного водяного пара сконцентрирована в тропосфере, поэтому здесь в основном образуются облака, хотя некоторые из них, состоящие из кристаллов льда, можно встретить и в более высоких слоях. Тропосфера характеризуется турбулентностью и сильными воздушными потоками (ветрами) и бурями. В верхней тропосфере наблюдаются сильные потоки воздуха со строго определенным направлением. Турбулентные вихри, как малые водовороты, создаются трением и динамическим взаимодействием между медленно и быстро движущимися воздушными массами. Поскольку в этих высоких слоях обычно нет облачного покрова, такую турбулентность называют «турбулентностью ясного неба».

Стратосфера

Надземный атмосферный слой часто ошибочно описывают как слой с относительно постоянными температурами, в котором ветры дуют более или менее постоянно, а метеорологические элементы мало меняются. Верхние слои стратосферы нагреваются за счет поглощения кислородом и озоном ультрафиолетового солнечного излучения. Верхняя граница стратосферы (стратопауза) поддерживается там, где температура слегка повышается и достигает промежуточного максимума, часто сравнимого с температурой поверхностного слоя воздуха.

Наблюдения на самолетах и воздушных шарах, приспособленных для полетов на постоянной высоте, показывают, что стратосфера подвержена турбулентным возмущениям и сильным ветрам, дующим с разных направлений. Как и в тропосфере, существуют сильные воздушные вихри, которые особенно опасны для высокоскоростных самолетов. Сильные ветры, так называемые струйные потоки, дуют в узких местах по умеренным широтам в направлении полюсов. Однако, эти зоны могут смещаться, исчезать и появляться вновь.

Реактивные токи обычно проникают в тропопаузу и проявляются в верхних слоях тропосферы, но их скорость быстро уменьшается с уменьшением высоты. Не исключено, что часть энергии, поступающей в стратосферу (которая в основном используется для формирования озона), оказывает влияние на тропосферные процессы. Особенно активное смешивание связано с атмосферными фронтами, где большие потоки стратосферного воздуха регистрируются значительно ниже тропосферы, а тропосферный воздух засасывается в нижние слои стратосферы.

Значительный прогресс достигнут в изучении вертикальной структуры нижних слоев атмосферы благодаря усовершенствованию технологии запуска радиозондов на высоте 25-30 км.

Мезосфера

Над стратосферой находится огибающая, в которой температура на высоте 80-85 км падает до минимальных значений для всей атмосферы. Рекордно низкие температуры до -110° были зафиксированы метеорологическими ракетами, запущенными с американо-канадского объекта в Форт Черчилль, Канада. Верхняя граница мезосферы (мезопауза) примерно совпадает с нижней границей диапазона активного поглощения рентгеновского и коротковолнового ультрафиолетового излучения Солнца, которое сопровождается нагревом и ионизацией газа.

В полярных регионах облачные системы часто встречаются в мезопаузу летом, занимая большую площадь, но с незначительным вертикальным развитием. Такие светящиеся ночью облака часто позволяют обнаружить крупномасштабные волнообразные движения воздуха в мезосфере. Состав этих облаков, их источники влаги и ядра конденсации, их динамика и связь с метеорологическими факторами пока недостаточно изучены.

Термосфера

Это слой атмосферы, в котором температура постоянно повышается. Его пропускная способность может достигать 600 км. Давление и, следовательно, плотность газа на высоте постоянно снижается. У поверхности Земли в 1 м3 воздуха содержится около 2.5h1025 молекул, на высоте около 100 км, в нижних слоях термосферы — около 1019, на высоте 200 км, в ионосфере — 5Ч1015 и, согласно расчетам, на высоте около 5Ч1015. 850 км — около 1012 молекул. В межпланетном пространстве концентрация молекул составляет 108-109 на 1 м3.

На высоте около 100 км количество молекул невелико и они редко сталкиваются друг с другом. Среднее расстояние, которое хаотично движущаяся молекула проходит перед столкновением с другой молекулой того же типа, называется средним значением свободного пространства. Слой, в котором эта величина возрастает до такой степени, что вероятность межмолекулярных или межатомных столкновений можно пренебречь, расположен на границе между термосферой и оболочкой над ней (экзосфера) и называется термопаузой. Термический прорыв находится на расстоянии около 650 км от поверхности земли.

При определенной температуре скорость молекулы зависит от ее массы: Более легкие молекулы движутся быстрее, чем более тяжелые. В нижних слоях атмосферы, где свободное перемещение очень короткое, отсутствует заметное разделение газов по их молекулярному весу, но оно выражается на расстоянии более 100 км. Кроме того, под воздействием ультрафиолетовых и рентгеновских лучей Солнца молекулы кислорода распадаются на атомы, масса которых составляет половину массы молекулы. Чем дальше от земной поверхности находится атомный кислород, тем важнее он становится частью атмосферы и на высоте около 2200 км становится ее основным компонентом. Наверху, на расстоянии около 1200 км от земной поверхности, преобладают легкие газы — гелий и водород. Они образуют внешнюю оболочку атмосферы. Такое разделение по весу, известное как диффузная стратификация, аналогично разделению смесей с помощью центрифуги.

Экзосфера

Экзосфера — это внешний слой атмосферы, который высвобождается в результате изменения температуры и свойств нейтрального газа. Молекулы и атомы в экзосфере вращаются на баллистических орбитах вокруг Земли под действием силы тяжести. Некоторые из этих орбит параболические и похожи на траектории снарядов. Молекулы могут двигаться по орбите Земли и вращаться по эллиптическим орбитам, как спутники. Некоторые молекулы, в основном водород и гелий, имеют открытые орбиты и выходят в космос.

Структура Солнца

Фотосфера Солнца начинается на 200-300 км ниже видимого края солнечного диска. Эти глубочайшие слои атмосферы называются фотосферой. Поскольку ее толщина не превышает одной трехтысячной части радиуса Солнца, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как и в стратосфере Земли, и в сто раз меньше поверхности Земли. Температура фотосферы падает с 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в верхних слоях. Температура того же среднего слоя, чье излучение мы воспринимаем, составляет около 6000 K.

В таких условиях почти все газовые молекулы расщепляются на отдельные атомы. Только в верхних слоях фотосферы сохранилось относительно немного простых молекул и радикалов, таких как H2 , ON и СН.

Особая роль в солнечной атмосфере играет отрицательный водородный ион, который не происходит в природе земли I и является протоном с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком крайнем «холодном» слое фотосферы, когда оно «прилипает» к нейтральным атомам водорода с отрицательно заряженными свободными электронами, выделяемыми легко ионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. Когда возникают отрицательные ионы водорода, они излучают большую часть видимого света. Те же самые светлые ионы жадно поглощаются, поэтому непрозрачность атмосферы быстро увеличивается с глубиной. Вот почему видимый край солнца кажется нам очень острым.

Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра, узкой, разноцветной полосы, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые после того, как Ньютон поставил призму на путь солнца, он получил такую полоску и воскликнул «Спектрум!» (лат. «Зрение»).

Позже в солнечном спектре были замечены темные линии, которые считались цветовыми границами. В 1815 году немецкий физик Йозеф Фраунгофер первым подробно описал такие линии в солнечном спектре, и люди стали называть их по именам. Оказалось, что линии Фраунгофера соответствуют тем частям спектра, которые сильно поглощены атомами различных материалов (см. статью «Анализ видимого света»). Мелкие детали фотосферы можно наблюдать в телескопе с высоким увеличением: Кажется, что все покрыто мелкими светлыми зернами — гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек.

Грануляция является результатом смешивания более теплых газовых потоков, которые поднимаются, и более холодных, которые падают. Разница температур между ними в наружных слоях относительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит гораздо интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет важную роль и определяет общую структуру атмосферы.

В конечном итоге именно конвекция в результате сложного взаимодействия с магнитными полями Солнца вызывает всевозможные проявления солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Иногда концентрированные магнитные поля возникают в небольшом участке Солнечной атмосферы, который в несколько раз сильнее, чем на Земле. Ионизированная плазма является хорошим проводником, ее нельзя смешивать с линиями магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах замедляется перемешивание и подъем горячих газов снизу и появляется темная область — солнечное пятно. Перед ослепляющей фотосферой она выглядит абсолютно черной, хотя ее яркость слабее только в каждом десятом случае.

Со временем размер и форма пятен резко меняются. После появления пятна в виде едва заметной точки — пор — оно постепенно увеличивается в размерах до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна обычно состоят из темной части (ядра) и менее темной полутени, структура которой придает пятну закрученный вид. Пятна окружены более светлыми участками фотосферы, называемыми вспышками или факельными полями.

Фотосфера постепенно мигрирует в более редкие внешние слои солнечной атмосферы — хромосферу и корону.

Хромосфера (греческая «сфера цвета») называется так из-за ее красновато-фиолетового цвета. Он виден во время полного солнечного затмения в виде ярких фрагментов кольца вокруг черного лунного диска, только что затмившего солнце. Хромосфера очень неоднородна и состоит в основном из вытянутых, удлиненных языков (шипов), которые придают ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а их плотность в сто тысяч раз ниже. Общая протяженность хромосферы составляет 10-15 тысяч километров.

Повышение температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, поступающих в хромосферу из зоны конвекции. Вещество нагревается, как в гигантской микроволновой печи. Скорость теплового движения частиц увеличивается, столкновения между ними учащаются, а атомы теряют внешние электроны: вещество превращается в горячую ионизированную плазму. Эти же физические процессы поддерживают необычайно высокую температуру крайних слоев солнечной атмосферы, расположенных над хромосферой.

Часто во время затмений (и с помощью специальных спектральных приборов — и без ожидания затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливые формы «фонтанов», «облаков», «воронки», «кусты», «дуги» и другие яркие сияющие образования хромосферного вещества. Они могут быть фиксированными или медленно изменяющимися, окруженными плавно изогнутыми лучами, текущими внутри и снаружи хромосферы и охватывающими десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы, протуберанцы. Если посмотреть на них в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, то на фоне солнечного диска они выглядят как темные, длинные и изогнутые волокна.

Протуберанцы имеют примерно такую же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они расположены выше и окружены более высокими, более редкими верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не попадают в хромосферу, поскольку их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.

Спектр протуберанецов затмения впервые был замечен в 1868 году французским астрономом Пьером Жансеном и его английским коллегой Жозефом Локье. Щель спектроскопа устроена так, что она пересекает край Солнца, и если в его окрестностях есть протуберанец, то виден спектр его излучения. Направляя щель на различные части протуберанса или хромосферы, Вы можете изучать их по частям. Как и хромосфера, спектр протуберанцев состоит из ярких линий, главным образом, водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов также присутствуют, но они гораздо слабее.

Некоторые протуберанцы взрываются внезапно через долгое время без каких-либо заметных изменений, и их вещество выбрасывается в межпланетное пространство со скоростью сотен километров в секунду. Виды хромосферы также часто меняются, что свидетельствует о непрерывном движении газов, которые ее образуют.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит на очень маленьких участках солнечной атмосферы. Это так называемые хромосферные вспышки. Обычно они длятся несколько десятков минут. При вспышках в спектральных линиях водорода, гелия, ионизированного кальция и некоторых других элементов свечение определенной части хромосферы внезапно увеличивается в десять раз. Ультрафиолетовые и рентгеновские лучи увеличиваются особенно быстро: иногда их мощность в несколько раз превышает суммарную мощность солнечного излучения в этой коротковолновой области спектра до вспышки.

Пятна, вспышки, протуберанцы, хромосферные вспышки — все это проявления солнечной активности. По мере роста активности, количество этих образований на Солнце увеличивается.

В отличие от фотосферы и хромосферы, крайняя часть солнечной атмосферы — корона — имеет огромную протяженность: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а самое слабое ее расширение идет еще дальше.

Плотность вещества в солнечной короне уменьшается с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при его повышении определяется гравитацией Земли. На поверхности Солнца сила гравитации намного больше, а его атмосфера не выглядит высокой. На самом деле, он необычайно большой. Следовательно, есть некоторые силы, которые действуют против гравитации солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями атомов и электронов в короне, которые нагреваются до температуры 1-2 миллиона градусов!

Лучше всего корону можно наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Однако за считанные минуты очень сложно нарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва привыкает к внезапным сумеркам, а яркий луч солнечного света, появляющийся из края луны, уже сигнализирует об окончании затмения. Поэтому эскизы короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, часто были очень разными. Не удалось даже определить его точный цвет.

Изобретение фотографии предоставило астрономам объективный и документальный метод исследования. Тем не менее, было также нелегко получить хороший снимок короны. Дело в том, что ближайшая к солнцу часть, так называемая внутренняя коронка, сравнительно яркая, в то время как широко выступающая внешняя коронка кажется очень бледной. Поэтому, если внешняя коронка хорошо видна на фотографиях, то внутренняя коронка оказывается переэкспонированной, а на фотографиях, где видны детали внутренней коронки, внешняя коронка полностью невидима.

Чтобы преодолеть эту сложность, во время солнечного затмения обычно стараются сделать сразу несколько фотографий короны, с большими и малыми выдержками. Или же заводная головка фотографируется путем установки специального «радиального» фильтра перед фотопластинкой, который ослабляет области кольца ярких внутренних частей заводной головки. На таких снимках его структура прослеживается на расстояния во многих солнечных радиусах.

Даже первые удачные фотографии позволили распознать большое количество деталей в короне: Корональные лучи, всевозможные «арки», «шлемы» и другие сложные образования, четко ассоциирующиеся с активными зонами.

Главной особенностью короны является сияющая структура. Корональные лучи имеют различные формы: иногда они короткие, иногда длинные, есть прямые лучи, иногда они сильно изогнуты.

Еще в 1897 году астроном Пулкова Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид короны Солнца периодически меняется. Оказалось, что это связано с 11-летним циклом солнечной активности.

Как общая яркость, так и форма солнечной короны меняются с 11-летним периодом. В возрасте максимального количества солнечных пятен имеет относительно круглую форму. Линейные и направленные коронные лучи вдоль солнечного радиуса наблюдаются как на солнечном экваторе, так и в полярных областях. Когда солнечных пятен мало, корональные лучи образуются только в экваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У полюсов характерные короткие лучи, так называемые полярные щетки.

В этом случае общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность заводной головки, по-видимому, связана с постепенным движением в течение 11-летнего цикла зоны приоритетных точек. После минимума с обеих сторон экватора начинают появляться пятна на широте 30-40°. Затем зона наблюдения постепенно опускается к экватору.

Тщательные исследования показали, что существует некоторая связь между структурой короны и отдельными образованиями в солнечной атмосфере. Например, яркие и прямые корональные лучи обычно наблюдаются через пятна и вспышки. Соседние лучи изгибаются в их направлении. В основании корональных лучей увеличивается яркость хромосферы. Это область, которую обычно называют «взволнованной». Здесь жарче и плотнее, чем в соседних невозмутимых районах.

Здесь жарче и плотнее, чем в соседних, невозмутимых районах. Над пятнами в короне находятся яркие, сложные образования. Даже выступы часто окружены оболочками из коронального вещества.

Корона зарекомендовала себя как уникальная природная лаборатория, где материя может наблюдаться в самых необычных и недоступных условиях на Земле.

На рубеже XIX-XX веков, когда физики плазмы фактически не существовало, наблюдаемые черты короны были необъяснимой загадкой. Например, цвет короны удивительно похож на цвет солнца, как будто его свет отражается в зеркале. Однако характерные для солнечного спектра линии Фраунгофера полностью исчезают во внутренней короне. Они вновь появляются далеко от края солнца, в наружной короне, но уже очень слабые. Более того, свет короны поляризован: Плоскости, в которых колеблются световые волны, в основном тангенциальны к солнечному диску.

При удалении от Солнца доля поляризованных лучей сначала увеличивается (почти 50%), а затем уменьшается. Наконец, в коронном спектре появляются яркие линии излучения, которые не могли быть идентифицированы ни с одним из известных химических элементов почти до середины XX века.

Оказалось, что основной причиной всех этих свойств короны является высокая температура очень тонкого газа. При температуре более 1 миллиона градусов средняя скорость атомов водорода превышает 100 км/с, а в свободных электронах — 40. При таких скоростях, несмотря на сильное разбавление материи (только 100 миллионов частиц в 1 см3, что в 100 миллиардов раз реже, чем воздух на Земле!), частота столкновений атомов, особенно с электронами, сравнительно высока.

Силы электронного воздействия настолько велики, что атомы легких элементов теряют почти все свои электроны и от них остаются только «голые» ядра атомов. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки и переходят в состояние высокой ионизации.

Корональный газ, таким образом, является сильно ионизированной плазмой; он состоит из многих положительно заряженных ионов всех видов химических элементов и немного большего числа свободных электронов, которые образуются при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых атомов. Поскольку мобильные электроны играют главную роль в таком газе, его часто называют электронным газом, хотя это предполагает наличие такого количества положительных ионов, которое полностью гарантировало бы нейтралитет плазмы в целом.

Белизна короны объясняется рассеянием обычного солнечного света свободными электронами. Они не инвестируют свою энергию в рассеяние: колеблясь в световой волне, они только меняют направление рассеянного света, поляризуя его. Загадочные светлые линии в спектре создаются необычным излучением высокоионизированных атомов железа, аргона, кальция-никеля и других элементов, которое происходит только в условиях высокого разбавления. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием частиц пыли, постоянно присутствующих в межзвездной среде. И отсутствие линий во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстрых движущихся электронах все световые кванты испытывают таблицу значительных изменений частот, ци даже сильные линии Фраунгофера солнечного спектра полностью «смываются».

Итак, корона солнца — самая крайняя часть его атмосферы, самая редкая и жаркая. Добавим, что он также наиболее близок к нам, он простирается далеко от солнца в виде солнечного ветра, который постоянно движется из плазменного потока — солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость в среднем составляет 400-500 км/с, а иногда достигает почти 1000 км/с. Солнечный ветер распространяется далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, образуя огромную гелиосферу, граничащую с еще более редкой межзвездной средой.

На самом деле мы окружены солнечной короной, хотя и защищены от ее проникающего излучения надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).

Заключение

На пороге третьего тысячелетия нет необходимости доказывать срочность и масштабы, а значит и опасность нынешней глобальной экологической ситуации. Виновником экологического кризиса на земле стал человек. Он и субъект, и объект последнего. Ни один другой биологический вид не смог бы уничтожить столько других видов и необратимо изменить экологическую ситуацию на планете. Но остановить прогресс человечества невозможно, вряд ли можно отказаться от созданной им искусственной биосферы, от созданных им условий жизни.

Что мы можем сделать? Какими путями человечество может двигаться вперед? Какие приоритеты следует считать самыми важными? Что важнее экологии или научно-технического прогресса? Проблема выживания, проблема сохранения природной биосферы, может быть решена только путем компромиссов и поиска оптимальных решений, выхода в коэволюцию (совместную, взаимосвязанную эволюцию биосферы и человеческого общества).

Выживание человечества в условиях глобального экологического кризиса, несомненно, зависит от научных знаний и внедрения новых технологических достижений. Но эти достижения не принесут ожидаемых результатов, если мы не будем опираться на нравственное воспитание и определенные культурные традиции.

К сожалению, осознание важности экологического образования и подготовки кадров появилось только в последние годы. В то же время технократические установки настолько сильны, что решение экологического кризиса все еще ищется по обычным каналам: создание «экологически чистого» производства, принятие экологического законодательства, контроль за производством и т.д.

Иными словами, до тех пор, пока экологический кризис вызван технологическим прогрессом, просто необходимо вносить соответствующие коррективы в направлении этого прогресса. Экологический кризис считается чем-то внешним по отношению к человеку, а не чем-то внутренним.

Список литературы

1. Андреева, Е. В. Атмосфера и жизнь / Е.В. Андреева, Т.Н. Кладо. — М.: Гидрометеорологическое издательство, 1996.
2. География и землеведение. 6 класс. Атмосфера и биосфера. — М.: ИДДК, 2008.
3. Мирнова, С.С. Атмосфера. Все о воздушном океане Земли / С.С. Мирнова. — М.: Эксмо, 2012.
4. Солнце // Физика Космоса: Маленькая энциклопедия — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1988.

Присылайте задания в любое время дня и ночи в whatsapp.

Официальный сайт Брильёновой Натальи Валерьевны преподавателя кафедры информатики и электроники Екатеринбургского государственного института.

Все авторские права на размещённые материалы сохранены за правообладателями этих материалов. Любое коммерческое и/или иное использование кроме предварительного ознакомления материалов сайта natalibrilenova.ru запрещено. Публикация и распространение размещённых материалов не преследует за собой коммерческой и/или любой другой выгоды.

Сайт предназачен для облегчения образовательного путешествия студентам очникам и заочникам по вопросам обучения . Наталья Брильёнова не предлагает и не оказывает товары и услуги.

Источник