Размещено на http://www.allbest.ru/

Міністерство освіти і науки України

Харківська спеціалізована школа

I-III ступенів №156

Харківської міської ради

Харківської області

Проектна робота з астрономії на тему “Зірка Сонце”

Виконали учні 11-Б класу:

Темнохуд Михайло

Шабельнік Дарина

Харків 2016

Енергія Сонця

Сонце - центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса в 333 000 раз більша за масу Землі й у 750 раз перевищує масу всіх інших планет, разом узятих.

Сонце - могутнє джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль - від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.

Водночас Сонце - найближча до нас зоря, в якої на відміну від усіх інших зір можна спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на ньому невеликі деталі, розміром навіть до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зір взагалі.

Видимий кутовий діаметр Сонця змінюється не на багато через еліптичність орбіти Землі. У середньому він становить близько 1 400 000 км, що в 109 раз перевищує діаметр Землі.

На поверхню площею 1 м2, перпендикулярну до сонячних променів за межами земної атмосфери, припадає 1,36 кВт променистої енергії Сонця. Помноживши це число на площу поверхні кулі, радіус якої дорівнює відстані від Землі до Сонця, дістанемо потужність повного випромінювання Сонця (його світність), що становить близько 4 * 1023кВт. Так випромінює тіло сонячних розмірів, нагріте до температури близько 6000 К (ефективна температура Сонця). Земля дістає від Сонця приблизно 1/2000000000 частину випромінюваної ним енергії.

Будова Сонця

Як і всі зорі, Сонце - розжарена газова куля. В основному воно складається з водню з домішками 10% (за кількістю атомів) гелію. Кількість атомів усіх разом узятих інших елементів приблизно в 1000 раз менша. Однак маса цих важчих елементів становить 1 - 2% маси Сонця.

На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу - плазми.

Середня густина сонячної речовини g » 1400 кг/м3. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі - у 100 раз більша, ніж середня густина.

Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця, в його надрах створюється величезний тиск.

Коли б речовина всередині Сонця була розподілена рівномірно й густина скрізь дорівнювала середній, то внутрішній тиск було б легко обчислити. Зробимо приблизно такий розрахунок для глибини, що дорівнює 1/2 R.

Силу тяжіння F = mg на цій глибині визначатимемо масою речовини, що міститься в радіальному стовпчику заввишки 1/2 R¤, площа якого S, а також значенням g на поверхні сфери радіуса 1/2 R.

сонце світло пляма радіовипромінювання

Мал. 1. Сонце з плямами і протуберанцями.

За газовими законами тиск пропорційний температурі й густині. Це дає можливість визначити температуру в надрах Сонця.

Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5 * 105 кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск - близько 2 * 1018 Па, а температура - близько 15000 000 К.

При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню - зменшується.

Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від центра.

Залежно від значення температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна умовно поділити на 4 частини:

внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і температура забезпечують перебіг ядерних реакцій.

"промениста" зона (відстань від 1/3 до 2/3 /?0), в якій енергія передається назовні від шару до шару внаслідок послідовного вбирання і випромінювання квантів електромагнітної енергії;

конвективна зона - від верхньої частини "променистої" зони майже до самої видимої межі Сонця. Тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої межі світила, внаслідок чого відбувається перемішування речовини (конвекція), подібне до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;

атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери містить тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Верхніх шарів атмосфери безпосередньо не видно, їх можна спостерігати або під час повних сонячних затемнень, або за допомогою спеціальних приладів.

Сонячна атмосфера й сонячна активність

Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів.

Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 - 300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього виходить майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра.

У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуються внаслідок випромінювання з них у міжпланетний простір.

На фотографіях фотосфери добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих "зерняток" - гранул розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією.

Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випромінювання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787-1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька сотень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

У найвищих шарах фотосфери температура досягає близько 4000 К. При такій температурі й густині 10~3--10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близько 0,01% атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів.

У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. "Випаровуючись" у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.

Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.

Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіальне витягнутих фотосферних гранул.

Мал.2. Схема будови Сонця.

Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони переміщуються по видимому диску Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб.

Земля рухається по своїй орбіті в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.

Плями - нестійкі утворення. Кількість і форма їх на Сонці весь час змінюються. Звичайно сонячні плями з'являються групами.

Біля краю сонячного диска навколо плям видно світлі утворення, які майже непомітні, коли плями близькі до центра сонячного диска. Ці утворення називаються факелами. Вони набагато контрастніші і їх видно по всьому диску, якщо Сонце фотографувати не в білому світлі, а в променях, що відповідають спектральним лініям водню, іонізованого кальцію та деяких інших елементів. Такі фотографії називаються спектрогеліограмами. За ними вивчають структуру верхніх шарів сонячної атмосфери і найчастіше хромосфери.

Кількість активних ділянок і груп плям на Сонці періодично змінюється з часом у середньому протягом приблизно 11 років. Це явище називається циклом сонячної активності. На початку циклу плям майже немає, потім їх кількість збільшується спочатку далеко від екватора, а потім дедалі ближче до нього. Через кілька років настає максимум кількості плям, або, як кажуть, максимум сонячної активності, а після нього - спад.

Головною особливістю плям, а також факелів є наявність магнітних полів. У плямах індукція магнітного поля велика й досягає інколи 0,4 - 0,5 Тл, у факелах магнітне поле слабше.

Як правило, у групі плям є дві особливо великі плями - одна на західному, друга на східному боці групи, що мають протилежну магнітну полярність подібно до двох полюсів підковоподібного магніту.

Магнітні поля відіграють дуже важливу роль у сонячній атмосфері, значно впливаючи на рух плазми, її густину й температуру. Зокрема, збільшення яскравості фотосфери у факелах і значне її зменшення (до 10 раз) в області плям спричиняються відповідно посиленням конвективних рухів у слабкому магнітному полі й великим їх послабленням при більшій індукції магнітного поля.

Плями здаються чорними лише за контрастом з гарячішою і тому яскравішою фотосферою. Температура плям становить близько 3700 К, тому в спектрі плями є смуги поглинання найпростіших двохатомних молекул: СО, ТіО, СН, СN та ін., які в гарячішій фотосфері розпадаються на атоми.

Хромосфера над факелами яскравіша завдяки більшій температурі й густині. Під час значних змін, які відбуваються в групах плям, у невеликій ділянці інколи виникають хромосферні спалахи: раптово, за якихось 10-15 хв., яскравість хромосфери дуже збільшується, викидаються згустки газу, прискорюються потоки гарячої плазми. Інколи деякі заряджені частинки прискорюються до дуже великих значень енергії.

Потужність сонячного радіовипромінювання при цьому звичайно збільшується в мільйони раз (сплески радіовипромінювання). У короні спостерігаються ще грандіозніші за розмірами активні утворення - протуберанці. Це надзвичайно різноманітні за формою і характером свого руху хмари густіших газів порівняно з речовиною корони. Форма протуберанців та їхній рух пов'язані з магнітними полями, що проникають з фотосфери в корону.

Сонячно-земні зв'язки

Сонце дуже впливає на явища, які відбуваються на Землі. Його короткохвильове випромінювання зумовлює важливі фізико-хімічні процеси у верхніх шарах атмосфери. Видимі й інфрачервоні промені є основними "постачальниками" тепла для Землі. У різних країнах світу, в тому числі й у нас, ведуться роботи щодо ширшого використання сонячної енергії для господарських і промислових цілей (вироблення електроенергії, опалення будинків та ін.). У майбутньому використання енергії прямого сонячного випромінювання неминуче зросте.

Сонце не лише освітлює й зігріває Землю. Вияви сонячної активності супроводяться цілим рядом геофізичних явищ. Потоки заряджених частинок, прискорені під час спалахів, впливають на магнітне поле Землі й спричиняють магнітні бурі, які сприяють проникненню заряджених частинок у нижчі шари атмосфери, від чого й виникають полярні сяйва. Короткохвильове випромінювання Сонця посилює іонізацію верхніх шарів земної атмосфери (іоносфери), що дуже впливає на умови поширення радіохвиль, іноді порушуючи радіозв'язок.

Виявилося, що активні процеси на Сонці, впливаючи на атмосферу й магнітне поле Землі, опосередковано діють і на складні процеси органічного світу - як тваринного, так і рослинного. Ці впливи та їх механізм у наш час досліджують учені.

Цікаві факти про Сонце

* Маса Сонця займає 99,86% маси всієї Сонячної системи.

* Близько 74% ваги цієї зірки доводиться на водень, 24% -гелій, 1,5% -углерода і 0,1% всіх інших елементів.

* Гравітація на поверхні Сонця в 28 разів перевищує гравітацію Землі. Це означає, що якщо людина на Землі вагою в 60 кг, то на Сонці вона стане важити 1680кг ..

* Гравітаційне тяжіння зірки настільки велике, що навіть Плутон, планета, яка віддалена на 5900 млн. км. від Сонця, знаходиться під його впливом і зберігає орбіту.

* Середня відстань від нашої планети до світила становить 149,6 млн. км.

* Сонячне світло долає цю відстань до поверхні Землі за 8,3 хвилини. Зате до Плутона сонячне світло долітає за 5,5 години.

* Зірка обертається навколо своєї осі за 25,38 земних діб.

* Сонце володіє диференціальним обертанням. Період обертання на екваторі становить близько 25 днів, тоді як в полярних регіонах досягає 36 днів.

* Воно віддалене від цента нашої галактики на 26 тис. світових років.

* Сонячна система є частиною галактики Чумацький Шлях і обертається навколо її центру зі швидкістю 217 км / с, роблячи повний оборот приблизно за 240 млн. років.

* На додаток до світла і тепла, зірка випускає потік електронів і протонів. Цей потік називають сонячним вітром, а швидкість його руху від Сонця дорівнює 450 км / сек.

* Температура на поверхні становить близько 5500 градусів Цельсія, тоді як в ядрі всі 13599726 градусів Цельсія.

* В даний момент Сонце прожило вже половину свого життя, його вік становить 4570000000 років.

* Сонце є одним з 6000 зірок, які ми можемо побачити з поверхні Землі без застосування телескопів, а просто неозброєним оком.

* Наша зірка одна з 200 мільярдів зірок в галактиці Чумацький Шлях.

* Сонце генерує величезну кількість енергії шляхом об'єднання ядер водню в гелій. Цей процес називається ядерним синтезом.

* За кожну секунду світило спалює 5 мільйонів тонн матеріалу.

* Кожну секунду 0,7 мільярда тонн водню шляхом термоядерного синтезу трансформується в 695 млн тонн гелію вивільняючи 5 млн. тонн енергії у вигляді гамма-променів.

* Щільність речовини в ядрі становить в 150 разів більше щільності води на Землі.

* Якби крапля речовини з ядра Сонця впала на поверхню Землі, то жодна жива істота не вижила б на відстані 150 км від падіння.

* Кількість сонячної енергії, яка досягає поверхні атмосфери Землі, становить 1,37кВт електроенергії на квадратний метр. При проходженні через нашу атмосферу, частина енергії втрачається. Зрештою в сонячний день, коли світило в зеніті, на 1 метр квадратний поверхні землі припадає 1 кВт енергії, яке споживається живими організмами для фотосинтезу і життя.

* Кількість енергії, що досягає поверхні Землі від Сонця в 6000 разів більше енергії, використовуваної усім людством по всьому світу.

Смерть Сонця

Вже через 1,1 млрд. років, світило збільшить свою яскравість на 10%, що спричинить сильне нагрівання Землі.

Через 3,5 млрд. років, яскравість збільшиться на 40%. Почнуть випаровуватися океани і настане кінець усьому живому на Землі.

По закінченню 5,4 млрд. років, в ядрі зірки закінчиться паливо -- водень. Сонце почне збільшуватися в розмірах, за рахунок розрідження зовнішньої оболонки і нагрівання ядра.

Через 7,7 млрд. років, наша зірка перетвориться на червоного гіганта, тому збільшитися в 200 разів через це буде поглинена планета Меркурій.

В кінці, через 7,9 млрд. років, зовнішні шари зірки настільки розрядяться, що розпадуться на туманність, а в центрі колишнього Сонця буде маленький об'єкт -- білий карлик. Так закінчить існування наша Сонячна система. Всі будівельні елементи, що залишилися після розпаду, не пропадуть, вони стануть основою для зародження нових зірок і планет.

Використана література

Електронні ресурси:

1. Сонце як зоря http://osvita.ua/vnz/reports/astronom/22669/

2.Вікіпедія. Сонце https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BE%D0%BD%D1%86%D0%B5

3.Сонце. Загальна інформація http://ua-referat.com/%D0%A1%D0%BE%D0%BD%D1%86%D0%B5

4. Факти про Сонце http://cikavo.net/fakti-pro-sonce/

Розподіл обов'язків

Темнохуд Михайло:

-пошук інформації;

-створення проектної роботи;

-друк проектної роботи;

-участь у захисті проектної роботи;

-розподіл обов'язків.

Шабельнік Дарина:

-пошук інформації;

-створення проектної роботи;

-створення презентації до проектної роботи;

-участь у захисті проектної роботи.

Размещено на Allbest.ru