Главная | Случайная
Обратная связь

ТОР 5 статей:

Методические подходы к анализу финансового состояния предприятия

Проблема периодизации русской литературы ХХ века. Краткая характеристика второй половины ХХ века

Ценовые и неценовые факторы

Характеристика шлифовальных кругов и ее маркировка

Служебные части речи. Предлог. Союз. Частицы

КАТЕГОРИИ:






Солнечная корона — внешние слои атмосферы Солнца, начинающиеся выше тонкого переходного слоя над хромосферой, в котором температура возрастает в 100 раз.

Физика Солнца

 

Определение (слайд 1):

 

ФИЗИКА СОЛНЦА (гелиофизика), раздел физики, посвященный изучению поведения СОЛНЦА. Включает изучение солнечного спектра, природы и причин возникновения явлений на его поверхности. Под ними подразумеваются внутренние термические, электрические, магнитные, ядерные и гравитационные процессы.

 

Возраст Солнца (слайд 2):

 

Солнце является молодой звездой третьего поколения (популяции I) с высоким содержанием металлов, то есть оно образовалось из останков звёзд первого и второго поколений (соответственно популяций III и II). Текущий возраст Солнца (точнее — время его существования на главной последовательности), оценённый с помощью компьютерных моделей звёздной эволюции, равен приблизительно 4,57 млрд лет. Считается, что Солнце сформировалось примерно 4,59 млрд лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения типа T Тельца. Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла.

Астрофизики считали задачу определить возраст Солнца, достаточно простой, основываясь на термодинамических законах сохранения энергии и массы. Считается, что наше светило излучает энергию в космическое пространство непрерывно, ни энергия ни масса не возвращаются назад, то есть сумма энергии в нашей звездной системе должна уменьшаться. Вес Солнца был приближенно посчитан еще в семнадцатом веке, основываясь на этом и на данных о количестве излучаемой в единицу времени энергии была сделана попытка просчитать возраст нашей звезды. Результаты были ошеломительные, вся материя из Солнца должна была выгореть лишь за полторы тысячи земных лет. Даже если учесть очень высокую энергоемкость топлива нашей звезды, оно не могло бы существовать больше чем 6 тысяч лет. Конечно же все понимают это абсурдом, так как даже наша цивилизация существует гораздо дольше. Приемлемая теория была предложена Г. Гельмогольцем в 1853 году. В соответствии с этой гипотезой Солнце непрерывно сжимается, верхние атмосферные слои ложаться на нижние, это уменьшает их потенциальную энергию, которая и излучается в виде световых и тепловых лучей. По вычислениям Гельмгольца еще восемнадцать миллионов лет назад, диаметр солнечной сферы был больше диаметра современной земной орбиты. То есть, было определено, что возраст нашей планеты примерно 18 млн. лет. Эти цифры казались приемлемыми. Однако наука геология опровергала эти расчеты. Геолог Ч. Лайель в 1839 году сделал расчет возраста Земли, учитывая скорость развития различных геологических процессов и характеристик земной коры. Он пришел к выводу, что для достижения почвенного покрова современных характеристик возраст Земли должен быть примерно несколько сотен миллионов лет. В итоге, позднее наука выяснила, что именно теория геологов была корректной, а источник излучаемой солнечной энергии был найден другой, отличный от сжатия гравитационными силами. После того, как была открыта радиоактивность, и ядерные реакции, все стало на свои места. Ведь при таких реакциях количество выделяемой энергии намного превосходит энергию физико-химических преобразований. Позднее, Альберт Эйнштейн (в 1905 году) вывел формулу экивалентности энергии и массы, что дало возможность по новому рассчитать возраст Солнца.

Строение Солнца (слайд 3):

Ядро - самая горячая часть Солнца, температура в ядре составляет 15 000 000 К (для сравнения: температура поверхности равна 6 000 К). Плотность ядра — 150 000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды на Земле)

Анализ данных, полученных космическим аппаратом SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности.

Энергия ядра:

В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4. При этом каждую секунду в энергию превращаются 4,26 миллиона тонн вещества (3,6·1038 протонов), однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2·1027 тонн. Мощность ядра равна 380 йоттаваттам (3,8·1026 Ватт), что эквивалентно детонации 9,1·1010 мегатонн тротила в секунду.

Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии.

Преобразование энергии:

Во время движения высокоэнергетических фотонов (гамма и рентген-лучи) к поверхности Солнца, они рассеивают часть энергии в более низкоэнергетических слоях, по сравнению с ядром (например, в мантии). Оценки «времени прохождения фотона» варьируются от 50 миллионов лет[2] до 40 000 лет[3]. Каждый гамма-квант из ядра Солнца преобразуется в несколько миллионов видимых фотонов, которые и излучаются с поверхности.

Зона лучистого переноса:

средняя зона Солнца. Располагается непосредственно над солнечным ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра. Выше зоны лучистого переноса находится конвективная зона. Нижней границей зоны считают линию, ниже которой происходят ядерные реакции, верхней — границу, выше которой начинается активное перемешивание вещества.

 

Зона конвекции:

область Солнца (или более обще, звезды) в которой перенос энергии из внутренних районов во внешние происходит главным образом путём активного перемешивания вещества — конвекции.

 

Наглядным аналогом процессов, происходящих в конвективной зоне, является подогрев воды в сосуде. Пламя нагревает нижние слои воды, и они в результате теплового расширения вытесняются вверх другими, холодными и более тяжёлыми слоями. Аналогичный процесс происходит и в Солнце, где источником энергии служит солнечное ядро с происходящими в нем термоядерными реакциями.

Движение вещества в конвективной зоне происходит не хаотично, а в виде устойчивых ячеек циркуляции шестигранной формы — по оси ячейки вещество поднимается, а у периферии опускается. Кроме того, по вертикали конвекция разбивается на слои, толщина которых близка к толщине «однородной атмосферы», где плотность меняется в e = 2,7 раза. Поэтому размер ячеек меняется по мере движения к поверхности звезды. У основания конвективной зоны образуются гигантские ячейки размером около половины радиуса звезды, в промежуточных слоях их размер уменьшается, а в верхнем слое их размер составляет несколько сотен км. На поверхности Солнца видны следы всех слоёв ячеек, в виде гранул и более крупных структур (супергрануляция).

Скорость конвекции зависит от глубины. У основания конвективной зоны она мала (десятки м/c), под фотосферой она достигает значений 1-2 км/с.

Движение вещества в конвективной зоне тесно связано с процессами ионизации и рекомбинации атомов водорода и гелия, и во многом обусловлено ими.

 

Атмосфера Солнца:

Фотосфе́ра — излучающий слой звёздной атмосферы, в котором формируется непрерывный спектр излучения. Фотосфера даёт основную часть излучения звезды.

Фотосфера непрозрачна, она поглощает и затем переизлучает энергию, поступающую из недр звезды. В силу непрозрачности фотосферы перенос энергии идёт конвективным путём: в случае солнечной фотосферы конвекция наблюдается как грануляция фотосферы, то есть в виде светлых горячих конвективных ячеек (гранул). Протяжённость фотосферы зависит от её прозрачности и, следовательно, плотности. Так, типичная протяжённость фотосферы по глубине составляет для Солнца ~300 км.

Температура и плотность солнечной атмосферы:

Температура фотосферы растёт с глубиной, что вызывает видимое потемнение края солнечного диска: при одинаковой оптической длине пути излучение в центре диска приходит вертикально с большей глубины и, соответственно из более горячих слоёв фотосферы, в отличие от излучения периферии диска, приходящего по касательной из более холодных внешних слоёв фотосферы. На поверхности фотосферы Солнца также наблюдаются крупномасштабные области пониженной температуры — солнечные пятна(разница температуры достигает 1500 К).

В фотосферах формируется непрерывный спектр излучения звезды. Над фотосферой температура и прозрачность звёздной атмосферы (хромосферы, в которой формируются линии поглощения звёздных спектров, и короны) начинает повышаться, доходя в короне до миллионов градусов.

Хромосфера –внешняя оболочка Солнца, в толщине достигающая 10 тыс.км. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в её видимом спектре доминирует красная H-альфа линия излучения водорода. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами (из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки (англ.), наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями). Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов. Хромосферу принято разделять на две зоны:

нижняя хромосфера — простирается примерно до 1500 км, состоит из нейтрального водорода, в её спектре содержится большое количество слабых спектральных линий;

верхняя хромосфера — сформирована из отдельных спикул, выбрасываемых из нижней хромосферы на высоту до 10 000 км и разделённых более разреженным газом. Температура её выше, чем у нижней хромосферы, водород находится преимущественно в ионизованном состоянии, в спектре видны линии водорода, гелия и кальция.

Плотность хромосферы Солнца невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркуюфотосферу

, расположенная над ней хромосфера становится видимой. Её также можно наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров.

 

Крона:

Солнечная корона — внешние слои атмосферы Солнца, начинающиеся выше тонкого переходного слоя над хромосферой, в котором температура возрастает в 100 раз.

Верхняя граница короны Солнца до сих пор не установлена, на сегодняшний день ясно, что корона продолжается, по крайней мере, до границ Солнечной системы. Земля, так же, как и другие планеты, находятся внутри короны. При наблюдениях из космоса корона прослеживается на десятки градусов от Солнца и сливается с явлением зодиакального света.

Температура короны — порядка миллиона кельвинов. Причем от хромосферы она повышается до двух миллионов на расстоянии порядка 70000 км от видимой поверхности Солнца, а затем начинает убывать, достигая у Земли ста тысяч кельвинов


<== предыдущая лекция | следующая лекция ==>
E. Перетравлення жирів | Руб. – взрослый, 350 руб. – дети до 14 лет, студенты, пенсионеры


Не нашли, что искали? Воспользуйтесь поиском:

vikidalka.ru - 2015-2020 год. Все права принадлежат их авторам! Нарушение авторских прав | Нарушение персональных данных