Заполните таблицу с основными характеристиками солнца среднее расстояние от земли линейный диаметр

Решебник по астрономии 11 класс на урок №19 (рабочая тетрадь) — Солнце как звезда

вкл. 28 Ноябрь 2016 .

Решебник по астрономии 11 класс на урок №19 (рабочая тетрадь) — Солнце как звезда

1. Руководствуясь схемой строения Солнца, укажите названия внутренних областей и слоёв атмосферы Солнца.

2. Заполните таблицу с основными характеристиками Солнца.

3. Определите линейный радиус Солнца (в радиусах Земли и километрах). Угловой радиус фотосферы и расстояние от Земли до Солнца Считайте известными.

4. Определите массу Солнца, если Земля обращается вокруг Солнца на расстоянии 1 а. е. с периодом один год. Орбиту Земли считайте круговой.

5. Звезда Ригель из созвездия Орион излучает света примерно в 60 тыс. раз больше нашего Солнца. Объясните почему же тогда Солнце выглядит ярче, чем Ригель?

Решение: Солнце — ближайшая к нам звезда, и она в 23 млн раз ближе, чем Ригель.

6. Определите светимость Солнца, если солнечная постоянная равна 1370 Вт/м, а расстояние от Земли до Солнца — 1 а. е.

7. Определите температуру фотосферы, если светимость Солнца равна 3,85 ⋅ 10 26 и радиус Солнца — 696 тыс. км.

Источник

Решебник по астрономии 11 класс на урок №10 (рабочая тетрадь) — Определение расстояний до небесных тел в Солнечной системе и их размеров

вкл. 27 Ноябрь 2016 .

Решебник по астрономии 11 класс на урок №10 (рабочая тетрадь) — Определение расстояний до небесных тел в Солнечной системе и их размеров

1. Закончите предложения.

Для измерения расстояний в пределах Солнечной системы используют астрономическую единицу (а. е.), которая равна среднему расстоянию от Земли до Солнца.

1 а.е. = 149 600 000 км

Расстояние до объекта по времени прохождения радиолокационного сигнала можно определить по формуле , где S = 1/2·ct, где S — расстояние до объекта, c — скорость света, t — время прохождения светила.

2. Дайте определения понятиям «параллакс» и «базис»; на рисунке 10.1 покажите эти величины.

Параллакс — угол p, под которым из недоступного места (точка C) будет виден отрезок AB, называемый базисом.

Базис — тщательно измеренное расстояние от точки A (наблюдатель) до какой-либо достигнутой для наблюдения точки B.

3. Как с помощью понятий параллакса и базиса определить расстояние до удаленного недоступного объекта С (рис. 10.1)?

По величине базиса и прилегающим к нему углам треугольника ABC найти расстояние AC. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.

4. Угол, под которым со светила S виден радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения, называется горизонтальным параллаксом p (рис, 10.2). Определите расстояния: а) до Луны, если ее горизонтальный параллакс p = 57′; б) до Солнца, горизонтальный параллакс которого p = 8,8″.

5. Дополните рисунок 10.3 необходимыми построениями и выведите формулу, позволяющую определить радиус небесного светила (в радиусах Земли), если известны угловой радиус светила p и его горизонтальный параллакс p.

r = D · sin(ρ); R = D · sin(ρ)/sin(p) · R; r = ρ»/p» · R.

6. Решите следующие задачи (при расчетах считайте, что c = 3 · 10 5 км/с, R₃ = 6370 км).

1. Радиолокатор зафиксировал отраженный сигнал от пролетающего вблизи Земли астероида через t — 0,667 с. На каком расстоянии от Земли находился в это время астероид?

2. Определите расстояние от Земли до Марса во время великого противостояния, когда его горизонтальный параллакс p = 23,2″.

3. При наблюдении прохождения Меркурия по диску Солнца определили, что его угловой радиус p = 5,5″, а горизонтальный параллакс p = 14,4″. Определите линейный радиус Меркурия.

1. Сигнал, посланный радиолокатором к Венере, возвратился назад через t — 4 мин 36 с. На каком расстоянии в это время находилась Венера в своем нижнем соединении?

Ответ: 41 млн км.

2. На какое расстояние к Земле подлетал астероид Икар, если его горизонтальный параллакс в это время был p = 18,0″?

Ответ: 1,22 млн км.

3. С помощью наблюдений определили, что угловой радиус Марса p = 9,0″, а горизонтальный параллакс p = 16,9″. Определите линейный радиус Марса.

Источник

Характеристика Солнца

Солнце – единственная звезда в нашей солнечной системе, являющаяся её центром и самым большим в ней объектом. 99,866% от всей массы солнечной системы приходиться на долю нашей звезды. Основная характеристика Солнца изложена в таблице 1.

Солнце, сравнительно, молодая звезда, по спектральному классу G2V (жёлтый карлик). Возраст составляет где-то приблизительно 4,57 млрд. лет. Это самый мощный источник энергии во всей солнечной системе. Например, за секунду, наше Солнце выделяет где-то в миллион раз больше энергии, чем всё население Земли потребляет за год.

Солнце на 73,46% состоит из водорода (состав приведён в таблице 2). При условиях, которые царят на нашем светиле, происходит так называемая протон-протонная термоядерная реакция. Она сопровождается огромным выбросом энергии и тепла. Которые, за 8 минут, доходят до Земли, и мы видим нашу звезду такой, какая она есть сейчас.

Но не всё так гладко. При такой ядерной реакции водород «выгорает», превращаясь в гелий. Так что эволюция Солнца очевидна – оно будет расширяться, и достигнет орбиты Юпитера включительно, став красным гигантом. Но это отдельная тема для разговора.

Все термоядерные реакции на Солнце протекают в его ядре. Радиус солнечного ядра составляет где-то от 150 до 175 тысяч км. и температура равна 13,5 млн. К. Плотность вещества, находящегося в ядре, равна 150000 кг/м³. Для примера, самый плотный металл на Земле – осмий. Но его плотность в 6,6 раз ниже плотности солнечного ядра.

Энергия, которая выделяется из ядра проходит через так называемую зону лучистого переноса. Эта зона, расположена прямо над солнечным ядром и находится на расстояниях от 0,2-0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его же центра. Перенос энергии в этой зоне происходит за счёт излучения и поглощения фотонов. Самое интересное в этом то, что один отдельный фотон может как переместится в следующий слой лучистой зоны, так и вернуться обратно. Поэтому, образовавшемуся в ядре фотону, чтобы выйти из зоны лучистого переноса, может потребоваться не один миллион лет! В среднем фотону нужно около 170 тыс. лет, чтобы дойти до следующего слоя Солнца – конвективной зоны.

В конвективной зоне происходит вихревое перемешивание плазмы, и дальнейший перенос солнечной энергии к поверхности Солнца осуществляемого движением, непосредственно, самого вещества. Охлаждённое на поверхности вещество фотосферы погружается в конвективную зону. С другой стороны, в нижней части зоны конвекции вещество получает излучение от лучистой зоны и поднимается вверх. Оба эти процесса идут с большой скоростью и называются конвекцией. Конвективная зона имеет толщину 200 тыс. км и находится под самой поверхностью Солнца. Всё вещество тут охлаждается до температуры в 5800 К. Эта зона имеет очень большое значение. Конвекция вызывает эффект магнитного динамо. И за счёт этого возникает магнитное поле.

Дальше характеристика Солнца такова.

Над конвективной зоной располагается фотосфера – это непосредственно видимая поверхность Солнца, толщиной приблизительно 100-400 км. Температура, возле края фотосферы уменьшается до 4400 К. Эффективная температура составляет 5778 градусов по Кельвину.

Внешняя оболочка Солнца, которая окружает фотосферу, называется хромосферой. Имеет толщину порядка 2000 км. Температура хромосферы увеличивается с возрастанием высоты над поверхностью Солнца. И составляет от 4400 К. – на поверхности, и 20000 К. на наибольшей высоте. Наблюдать хромосферу, без помощи специальных приспособлений, невозможно. Потому что её плотность очень невелика. Исключение составляют полные солнечные затмения. Когда диск Луны закрывает фотосферу, тогда расположенная над ней хромосфера видна, и светиться красным цветом.

Крайняя внешняя оболочка Солнца, именуемая солнечной короной и состоит из энергетических извержений и протуберанцев. Которые, отходя от Солнца, образуют солнечный ветер. Температура этой области составляет от одного до двух миллионов градусов по Кельвину. Максимальная корональная температура равна, на некоторых участках, от 8 млн. до 20 млн. К. Но существуют, так называемые, корональные дыры, в которых температура достигает 600 тыс. К. Как и хромосфера, солнечная корона имеет очень малую плотность, поэтому наблюдать её можно только когда происходят полные солнечные затмения или же с помощью приспособлений. Форма короны всегда разная и зависит от силы солнечной активности.

Из внешних частей солнечной короны устремляется солнечный ветер. Это направленное движение ионизированных частиц и доходит до самой границы солнечной системы — гелиосферы. Солнечный ветер бывает медленный (400 км/с) и быстрый (750 км/с). Отличаются они друг от друга не только скоростью, но и температурой, плотностью и своей структурой. Из-за солнечного ветра, на Земле происходит много явлений, такие как полярные сияния и геомагнитные бури. Так же он оказывает огромное влияние на работу электроники на Земле. От губительного воздействия солнечного ветра нашу Землю защищает её магнитное поле. На модели ниже видно, как меняется магнитное поле Земли под воздействием солнечного ветра.

В данной статье отображена не полная характеристика Солнца, а только лишь маленькая её часть. Которая, в общих чертах, рассказывает про нашу звезду.

Если Вам понравилась статья, поделитесь ней

Источник

Солнце, описание, интересные факты, характеристики

Солнце — описание, известные параметры.

Таблица параметров Солнца:

Наше Солнце является нормальной звездой G2, одной из более 100 миллиардов звезд в нашей галактике.

Солнце на сегодняшний день является крупнейшим объектом в Солнечной системе. Оно содержит более 99,8% от общей массы Солнечной системы (Юпитер содержит больше остальных планет).

Мы часто говорим, что Солнце является «обычной» звездой. Это верно в том смысле, что есть много других, подобных ему звезд. Но есть еще много меньших звезд, есть и значительно крупнее. Если все звезды расставить последовательно по массе от больших к меньшим, то Солнце войдет в первые 10% всех звезд. Средний размер звезд, по массе, в нашей галактике, вероятно, менее половины массы Солнца.

Солнце отражено во многих мифологиях: греки называли его Гелиос и римляне называли его Сол.

Солнце, в настоящее время состоит из около 70% водорода и 28% гелия по массе, все остальные элементы, в большинстве своем металлы, составляет менее 2% массы Солнца. Состав Солнца медленно изменяется с течением времени, поскольку Солнце превращает водород в гелий в своем ядре.

Внешние слои обладают дифференцированным вращением: на экваторе поверхность делает один оборот каждые 25,4 дней, вблизи полюсов, примерно за 36 дней. Это странное поведение связано с тем, что Солнце не является твердым телом, как на Земле. Аналогичные эффекты наблюдаются в газовых планетах Солнечной системы. Дифференцированное вращение распространяется и вниз в недра Солнца, но ядро Солнца вращается как твердое тело.

Ядро, это, скорее всего 25% радиуса Солнца. Температура ядра 15600000 градусов Кельвина и давление 250 000 000 000 атмосфер. В центре ядра плотность Солнца в 150 раз больше, чем воды.

Энергетическая мощность Солнца около 386 000 000 000 млрд. МВт. Каждую секунду около 700 000 000 тонн водорода превращается в 695 000 000 тонн гелия и 5000000 тонн вещества (= 3.86e33 эрг) выделяется в виде энергии гамма-лучей.

Поверхности Солнца, называется фотосферой , температура на поверхности около 5800 К. Температура на солнечных пятнах только 3800 К (они выглядят темными по сравнению с окружающими областями Солнца). Размер солнечных пятен может составлять до 50000 км в диаметре. Солнечные пятна вызваны сложным, и пока, досконально не изученным взаимодействием с магнитным полем Солнца.

Выше поверхности Солнца лежит хромосфера.

Сильно разреженная область выше хромосферы, называемая короной, она простирается на миллионы километров в пространстве, но видна только во время полного солнечного затмения. Температура короны более 1000000 К.

По совпадению Луна и Солнце имеют один угловой размер, если смотреть с Земли. Затмения Солнца происходят раз или два в год в конкретных областях Земли.

Магнитное поле Солнца очень сильное и сложное по строению, магнитосфера Солнца (также известная как гелиосфера) простирается далеко за пределы орбиты Плутона.

В дополнение к теплу и свету, Солнце испускает поток заряженных частиц (в основном протонов и электронов), известный как солнечный ветер, распространяющийся по всей Солнечной системе со скоростью в 450 км/сек.

Последние данные с космического аппарата Ulysses , показывают, что во время минимума солнечного цикла, солнечный ветер, испускаемый из полярных полюсов, движется со скоростью 750 километров в секунду, что в два раза меньше скорости солнечного ветра, испускаемого на экваторе.

В состав солнечного ветра, как представляется, также отличаются в полярных регионах. Во время солнечного максимума, однако, солнечный ветер движется с промежуточной скоростью.

Солнечный ветер оказывает большое влияние на хвосты комет и даже имеет заметное воздействие на траектории космических кораблей.

Возраст Солнца составляет около 4,5 миллиарда лет. С момента своего рождения оно уже истратило около половины водорода в своем ядре. Он будет продолжать излучать тепло еще 5 миллиардов лет. Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо.

Источник