Размещено на http://www.allbest.ru/

МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ І НАУКИ

ВИЩИЙ НАВЧАЛЬНИЙ КОМУНАЛЬНИЙ ЗАКЛАД

«ОДЕСЬКЕ ПЕДАГОГІЧНЕ УЧИЛИЩЕ»

ЦИКЛОВА КОМІСІЯ

ПРИРОДНИЧО-МАТЕМАТИЧНИХ ДИСЦИПЛІН І ТЕХНОЛОГІЙ НАВЧАННЯ

Реферат

Фізичні характеристики Сонця

Виконала: студентка групи Д-11(9)

Вацюк Сюзан Миколаївна

Напрям підготовки: 0101 Педагогічна освіта

Освітньо-кваліфікаційний рівень: молодший спеціаліст

Спеціальність: 5.01010101 Дошкільна освіта

Спеціалізація: «вихователь логопедичних груп»

Перевірила: викладач фізики та астрономії,

Медвідь Ольга Юріївна

Зміст

1. Сонце -- центральне світило у Сонячній системі

2. Атмосфера і «поверхня» Сонця

3. Сонце -- велетенська газова куля

4. Особливі утворення: факели, плями, протуберанці

1. Сонце -- центральне світило у Сонячній системі

Події та явища, що відбуваються на ньому, значною мірою визначають процеси, які відбуваються на планетах, зокрема і на планеті Земля.

Його фізичні характеристики:

Маса 1.989 1030 кг

Радіус 696 тис. км

Температура поверхні 5780 K;

Видимий радіус 31 '

Кутовий масштаб 725км на 1 "

Середня щільність 1.41 кг / м 3

Світність 3.85 1026 Вт

Ефективна температура 5779 К

Період обертання (синодичний) - від 27 добу. на екваторі до 32 діб. біля полюсів

Прискорення вільного падіння в фотосфері 274 м / с 2.

Параболічна швидкість втечі 617.7км / с

Середня відстань від Землі (астрономічна одиниця -а.е.) приблизно 149.6 млн. км.

Водночас Сонце -- типова жовта зоря серед багатьох мільярдів інших, що населяють нашу Галактику. Завдяки винятковій близькості до Землі Сонце -- єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї властивості порівняно з іншими зорями добре вивчені.Отже, вивчаючи Сонце, ми починаємо краще розуміти природу інших зір, недосяжних для безпосереднього дослідження через їхню віддаленість. Важливо досліджувати Сонце і з огляду на те, що воно -- джерело життя на Землі.

2. Атмосфера і «поверхня» Сонця

Спостерігачеві Сонце здається ідеально круглим диском, яскравість якого дещо зменшується від центра до чітко окресленого краю. Цей факт дозволяє ввести поняття «поверхні» Сонця, хоча насправді, як у будь-якої газової кулі -- поверхні у звичному для нас розумінні у нього немає. Є плавне зменшення густини з висотою від стану умовно щільного до дуже розрідженого.

Сонце має складну будову як внутрішніх, так і зовнішніх шарів. Зовнішні шари Сонця -- це його атмосфера, яку умовно поділяють на три концентричні оболонки.

Фотосфера (з грец. -- «сфера світла») -- це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік сонячного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більше однієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно на-зивають поверхнею Сонця.

Фотосфера має жовто-білий колір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, випромінювання якого сприймає людське око, має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі атоми і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростіших молекул, таких як Н₂, ОН, СН.

Розглядаючи фотографії Сонця, можна на його поверхні побачити тонкі деталі фотосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравими зернятками, розділеними вузькими темними доріжками. Ці зернятка називаються гранулами. Температура гранул у середньому на 500 К вища, ніж у проміжках між ними, розміри -- близько 700 км. Гранули з'являються та існують пересічно близько 7 хв, після чого розпадаються, і на їхньому місці виникають нові. Дослідження показали, що гранули - це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у темних, дещо прохолодніших місцях, газ опускається вниз. Гранули свідчать про те, що під фотосферою у глибших шарах Сонця перенесення енергії до поверхні здійснюється шляхом конвекції.

Над фотосферою лежить наступний шар атмосфери Сонця -- хромосфера (з грец. -- «забарвлена сфера»),її можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця.

Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температура зростає від 4 500 К на межі з фотосферою до 100 000 К у її верхніх шарах.

Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожі на язики полум'я утворення -- так звані спікули. Тому хромосфера нагадує траву, що горить. Час життя окремої спікули -- до 5 хв, діаметр біля основи -- від 500 до 3 000 км, температура у 2-3 рази вища, а густина менша, ніж у фотосфері. Речовина спікул піднімається із хромосфери в корону і розчиняється в ній. Таким чином, через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка лежить вище.

Над хромосферою знаходиться найпро-тяжніший шар сонячної атмосфери -- сонячна корона. Вона має сріблясто-білий колір і простягається на висоту в кілька сонячних радіусів, поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.

Корона у мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця у повні, а тому спостерігається лише під час повної фази сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. Корона не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.

Найвіддаленіші частини корони не утримуються сонячним тяжінням, і тому речовина корони неперервно витікає в міжпланетне середовище, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається в основному з ядер водню (протонів) і гелію (а-частинок). Біля основи корони швидкості частинок не перевищують 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їхні швидкості досягають 500 км/с за концентрації частинок 1-10 в 1 см3.

Поширюючись на величезну відстань, аж за орбіту Сатурна, сонячний вітер утворює велетенську геліосферу, яка межує зі ще більш розрідженим міжзоряним середовищем.

Регулярні спостереження поверхні Сонця, зокрема за положенням на ній окремих деталей, привели до висновку, що Сонце обертається навколо своєї осі в тому ж напрямку, що і планети навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розглядати цей рух з боку Північного полюса світу. Було визначено і кут нахилу осі обертання Сонця до площини екліптики: 82 45".

Виявилося також, що Сонце обертається не як тверде тіло: його кутова швидкість зменшується з віддаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб, а біля полюсів -- 30 діб. Для спостерігача, який разом із Землею рухається навколо Сонця, ці періоди відповідно дорівнюють 27 і 33 доби.

3. Сонце -- велетенська газова куля

Кожен елемент її маси , що знаходиться на відстані від центра, притягається у напрямку до центра. Здавалося б, під дією сили тяжіння повинен настати колапс -- швидке падіння речовини у центр Сонця. Тим часом Сонце існує близько 5 млрд років, і астрономи «віщують» йому ще стільки ж у майбутньому. Чому це можливо?

Й. С. Шкловський, відомий астроном радянських часів, дуже образно висловився з цього приводу: « ...Історія існування будь-якої зорі - це справді титанічна боротьба між силою гравітації, яка намагається її необмежено стиснути, і силою газового тиску, що намагається її «розпорошити», розсіяти у навколишньому міжзоряному просторі. Мільйони і мільйони років триває ця «боротьба». Упродовж цих дивовижно великих строків сили рівні. Та врешті-решт перемога буде за гравітацією. Така драма еволюції кожної зорі».

Справді, якби сила тяжіння нічим не зрівноважувалась, то речовина зовнішніх шарів під дією гравітації вже за 5 хвилин вільно упала б у центр Сонця. Протидіє силам гравітації сила газового тиску, спрямована від центра Сонця назовні. Стан зорі (в даному разі Сонця), в якому внутрішній тиск газу і випромінювання зрівноважує вагу речовини, розміщеної вище, називається станом гравітаційної рівноваги.

Виникає питання: якщо у надрах Сонця відбуваються ядерні реакції, то що регулює їхню швидкість, чому Сонце не вибухає, як термоядерна бомба? Відповідь приховується у першій із трьох реакцій циклу. Ймовірність того, що при зближенні двох протонів один із них перетвориться в нейтрон , надзвичайно мала. Ця подія може відбутись один раз на 14 млрд років. За такий час число протонів у певному об'ємі зменшується удвічі. І тільки тому, що число протонів у Сонці надзвичайно велике, цих реакцій відбувається достатньо для того, щоб підтримувати необхідну для їхнього перебігу температуру.

У другому, вуглецево-азотному циклі, також із чотирьох ядер водню (протонів) утворюється одне ядро гелію, але при цьому вуглець і азот відіграють роль каталізаторів. Ця реакція значно менш істотна в умовах Сонця, бо потребує як більшого вмісту вуглецю, так і вищої температури в його надрах.

Маючи таке джерело енергії як термоядерний синтез, Сонце може світити близько 10 мільярдів років.

4. Особливі утворення: факели, плями, протуберанці

На сонячній поверхні часто спостерігаються особливі утворення: ділянки з підвищеною яскравістю - факели, ділянки із зниженою яскравістю - плями, інколи з'являються короткоживучі дуже яскраві спалахи, а на краю диска помітні протуберанці. Всі вони є активними утворами на Сонці, а їхня поява і розвиток - це прояв сонячної активності.

Місця, де спостерігаються активні утвори, отримали назву активних зон. Їхня головна характеристика - це сильні локальні магнітні поля, які виходять на поверхню Сонця і є набагато сильнішими від його регулярного магнітного поля.

Активні зони у фотосфері проявляють себе передовсім сонячними плямами. За контрастом із фотосферою сонячні плями мають вигляд темних утворень, тому що температура речовини в них менша, ніж у навколишніх ділянках фотосфери: у великих плямах вона сягає лише 4 500 К. Трапляються як поодинокі плями, так і їхні групи. Розміри плям в середньому рівні 40 000 км, проте бувають плями діаметром до 180 000 км.

У великій плямі виділяють значно темніше ядро і півтінь. Час життя поодиноких плям досягає кількох місяців, для груп плям він іноді обмежений кількома годинами. сонце фізичний фотосфера

Ще 1908 р. було доведено, що в плямах є сильні магнітні поля, які виникають при конвективних рухах речовини у підфотосферних шарах. Індукція магнітного поля в плямах досягає 0,5 Тл. Сильне магнітне поле гальмує вихід гарячої сонячної речовини з його надр, і саме тому температура поверхні Сонця у цьому місці знижується.

При спостереженнях Сонця через густочер-воний світлофільтр на краю диска видно своєрідні світлі виступи над поверхнею, його, які можуть простягатися далеко за межі хромосфери аж у корону.

Такі викиди речовини називаються протуберанцями (від лат. «протуберо» -- «здуваюся»). Протуберанці - це речовина, яка підіймається над сонячною поверхнею і утримується над нею завдяки магнітному полю.

Протуберанці -- найграндіозніші утворення в атмосфері Сонця. Довжина деяких з них сягає 200 000 км, товщина - кілька тисяч кілометрів. Оскільки найчастіше протуберанці -- це дуже плоскі й довгі, щільніші й холодніші від корони хмари газу, розташовані своєю площиною майже перпендикулярно до поверхні Сонця, то в проекції на сонячний диск вони мають вигляд вигнутих темних волокон, часто витягнутих у напрямку схід-захід уздовж паралелі.

Досить часто над сонячними плямами у хромосфері відбуваються хромосферні спалахи (мал. 20.6) -найбільш вражаючий прояв сонячної активності. В роки максимумів сонячної активності може трапитись до десяти спалахів за добу, тоді як у мінімумі впродовж багатьох місяців може не бути жодного.

Як правило, спалах починається зі швидкого зростання температури корони до 40 млн К, що призводить до сплеску м'якого рентгенівського випромінювання. Потім під зоною зростання температури в короні підвищується температура хромосфери. Найпотужніші спалахи видно без допомоги фільтра. Яскравість спалахів може бути на 50% більшою за яскравість фотосфери.

За сучасними уявленнями, спалах - це раптове виділення енергії, накопиченої у магнітному полі активної зони.

Размещено на Allbest.ru