Лекция
Привет, Вы узнаете о том , что такое солнце, Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое солнце , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.
солнце - обычная звезда, наблюдающаяся с Земли в виде круга, размеры которого немного меняются с течением года из-за изменения расстояния от Земли до
Солнца.
Когда Земля находится в перигелии (начало января), видимый диаметр Солнца
составляет 32’35”, а в афелии (начало июля) - 31’31”.
На среднем расстоянии от Земли видимый диаметр Солнца составляет 960”, что
соответствует линейному радиусу = 696 000 км.
Rsol = 149,6.
106
км
.
960”/206265” = 696 000 км.
Объем Солнца:
Vsol = 4/3 π Rsol
3 = 1,41.
1018
км
3 = 1,41 .
1027
м
3
.
Масса Солнца:
msol = 1,99 .
1033
г = 2 .
1030
кг.
Средняя плотность вещества:
ρsol = msol/(4/3 π Rsol
3
) = 1,41 г/см3
Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца:
gsol= f msol / Rsol
2 = 2,74.
104
см/с
2 = 274 м/с
2.
Температура Солнца:
- Эффективная температура, определяемая полным потоком излучения = 5770
К.
- По положению максимума излучения в спектре 6750 К.
- Цветовые температуры для разных длин волн:
— 4700 - 5400 А температура 6500 К.
— 4300 - 4700 А температура 8000 К.
— в зеленых лучах - 6400 К.
— в радиодиапазоне метровых волн достигает миллиона К.
Температура солнечного вещества меняется с глубиной. Различное излучение
доносит до нас температуру разных глубин. Радио-, ультрафиолетовое и видимое излучения относятся соответственно к все более и более глубоким слоям
Солнца.
Вблизи самой поверхности Солнца расположен слой, обладающий минимальной температурой - 4500 К, который можно наблюдать в ультрафиолетовых лучах. Выше и ниже этого слоя температура растет.
Большая часть солнечного вещества должна быть сильно ионизована. При температуре 5 - 6 000 К ионизуются атомы многих металлов, а при температуре 10 -
15 000 К ионизуется водород. Солнечное вещество представляет собой плазму,
т.е. газ, большинство атомов которого ионизовано. Лишь в тонком слое вблизи
видимого края ионизация слабая и преобладает нейтральный водород.
Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца.
Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью
эклиптики угол в 70
15’ и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную
точку на его поверхности называется гелиографической широтой.
Угловая скорость вращения Солнца убывает по мере удаления от экватора и
приближения к полюсам.
В среднем ω = 140
,4 - 20
,7 sin2B, где В - гелиографическая широта. Угловая скорость измеряется углом поворота за сутки.
Сидерический период экваториальной области равен 25 суток, вблизи полюсов
он достигает 30 суток. Вследствие вращения Земли вокруг Солнца его вращение
кажется более замедленным и равно 27 и 32 суток соответственно (синодический период).
В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми. Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезеленой части, у длин волн 4300 - 5000 А. В обе стороны от максимума интенсивность спектра убывает.
Внеатмосферные наблюдения показали, что Солнце излучает в невидимые коротковолновую и длинноволновую области спектра. В более коротковолновой
области спектр резко меняется. Интенсивность непрерывного спектра быстро
падает, а темные фраунгоферовы линии сменяются эмиссионными.
Самая сильная линия солнечного спектра находится в ультрафиолетовой области. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . Это резонансная линия водорода Lα с длиной волны 1216 А.
В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии Н и К ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской
серии водорода Hα, Hβ, Hγ, затем резонансные линии натрия, линии магния, железа, титана, других элементов. Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами около 70 известных химических элементов из таблицы
Д.И. Менделеева. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о
наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов.
Установлено
присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния,
натрия, железа, кальция, др. элементов.
Преобладающим элементом на Солнце является водород. На его долю приходится 70% массы Солнца. Следующим является гелий - 29% массы. На остальные элементы вместе взятые приходится чуть больше 1%.
Поток излучения от Солнца принято характеризовать солнечной постоянной
Q, под которой понимают полное количество солнечной энергии, проходящей за
1 минуту через перпендикулярную к лучам площадку в 1 см
2
, расположенную на
среднем расстоянии Земли от Солнца.
По современным измерениям ее значение известно с точностью до 1%:
Q = 1,95 кал/(см2 .
мин) = 1,36 .
106
эрг/(см2 . с) = 1360 Вт/м
2
Умножая эту величину на площадь сферы с радиусом в 1 а.е. получим полное
количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т.е. его интегральную светимость. Она равна 3,8 .
1026 Дж/с.
Единица поверхности Солнца (1 м
2
) излучает 6,28 .
107 Вт.
Интегральная светимость Солнца отличается исключительным постоянством.
Слабые колебания солнечной постоянной находятся в пределах 1%.
У поверхности Земли поток солнечного излучения уменьшается из-за поглощения и рассеяния в земной атмосфере и составляет в среднем 800 - 900 Вт/ м
2
.
Фотосферой называется основная часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный характер. Таким образом,
она излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию.
Фотосфера - это тонкий слой газа протяженностью в несколько сотен километров, достаточно непрозрачный.
Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в
виде кажущейся его “поверхности”.
При наблюдении солнечного диска заметно его потемнение к краю. По мере
удаления от центра, яркость убывает очень быстро. Этот эффект объясняется
тем, что в фотосфере происходит рост температуры с глубиной.
Различные точки солнечного диска
характеризуют углом θ, который
составляет луч зрения с нормалью к
поверхности Солнца в рассматриваемом месте. В центре диска этот
угол равен 0, и луч зрения совпадает
с радиусом Солнца. На краю θ = 90
и луч зрения скользит вдоль касательной к слоям Солнца. Большая
часть излучения некоторого слоя
газа исходит от уровня, находящегося на оптической глубине τ=1
Когда луч зрения пересекает слои
фотосферы под большим углом θ,
оптическая глубина τ=1 достигается
в более внешних слоях, где температура меньше. Вследствие этого
интенсивность излучения от краев
солнечного диска меньше интенсивности излучения его середины.
Уменьшение яркости солнечного
диска к краю в первом приближении может быть представлено формулой:
I (θ) = I0(1 - u + cos θ),
где I (θ) - яркость в точке, в которой луч зрения составляет угол θ с нормалью, I0
- яркость излучения центра диска, u - коэффициент пропорциональности, зависящий от длины волны.
Фотосфера сильно излучает, а следовательно и поглощает излучение во всей
области видимого непрерывного спектра.
Для каждого слоя фотосферы, расположенного на определенной глубине, можно найти его температуру. Температура в фотосфере растет с глубиной и в
среднем равна 6000 К.
Протяженность фотосферы равна нескольким сотням км.
Плотность вещества фотосферы - 10-7
г/см3
.
Солнце
θ
θ
к наблюдателю
τ = 1
τ = 1
к наблюдателю
В 1 см3 фотосферы содержится около 1016 атомов водорода. Это соответствует
давлению в 0,1 атм.
В этих условиях все химические элементы с небольшими потенциалами ионизации ионизуются. Водород же остается в нейтральном состоянии.
Фотосфера это единственная на Солнце область нейтрального водорода.
Визуальные и фотографические наблюдения фотосферы позволяют обнаружить
ее тонкую структуру, напоминающую тесно расположенные кучевые облака.
Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура - грануляцией. Угловые размеры гранул составляют не более 1” дуги, что соответствует 700 км. Каждая отдельная гранула существует 5-10 минут, после чего она
распадается и на ее месте образуются новые гранулы. Гранулы окружены темными промежутками. В гранулах вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений 1-2 км/с.
Грануляция - проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой.
В конвективной зоне происходит перемешивание вещества в результате подъема и опускания отдельных масс газа.
Причиной возникновения конвекции в наружных слоях Солнца являются два
важных обстоятельства. С одной стороны, температура непосредственно под
фотосферой очень быстро растет вглубь и лучеиспускание не может обеспечить
выхода излучения из более глубоких горячих слоев. Поэтому энергия переносится самими движущимися неоднородностями. С другой стороны, эти неоднородности оказываются живучими, если газ в них не полностью, а лишь частично
ионизован.
При переходе в нижние слои фотосферы газ нейтрализуется и не способен образовывать устойчивые неоднородности. поэтому в самих верхних частях конвективной зоны конвективные движения тормозятся и конвекция внезапно прекращается.
Колебания и возмущения в фотосфере порождают акустические волны.
Наружные слои конвективной зоны представляют своеобразный резонатор в
котором возбуждаются 5-минутные колебания в виде стоячих волн.
Плотность вещества в фотосфере быстро уменьшается с высотой и внешние
слои оказываются сильно разреженными. В наружных слоях фотосферы температура достигает 4500 К, а потом снова начинает расти.
Происходит медленный рост температуры до нескольких десятков тысяч градусов, сопровождающийся ионизацией водорода и гелия. Эта часть атмосферы
называется хромосферой.
В верхних слоях хромосферы плотность вещества достигает 10-15
г/см3
.
В 1 см
3
этих слоев хромосферы содержится около 109
атомов, но температура
возрастает до миллиона градусов. Здесь начинается самая внешняя часть атмосферы Солнца, которая называется солнечной короной.
Причиной разогрева самых внешних слоев солнечной атмосферы является энергия акустических волн, возникающих в фотосфере. При распространении вверх,
в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны. В результате возникновения ударных волн происходит диссипация волн, которая увеличивает хаотические скорости движения частиц и происходит рост температуры.
Интегральная яркость хромосферы в сотни раз меньше чем яркость фотосферы.
Поэтому для наблюдения хромосферы необходимо применение специальных
методов, позволяющих выделить слабое ее излучение из мощного потока фотосферной радиации.
Наиболле удобными методами являются наблюдения в моменты затмений.
Протяженность хромосферы составляет 12 - 15 000 км.
При изучении фотографий хромосферы видны неоднородности, наиболее мелкие называются спикулами. Спикулы имеют продолговатую форму, вытянуты в
радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч км., толщина
около 1 000 км. Со скоростями в несколько десятков км/с спикулы поднимаются
из хромосферы в корону и растворяются в ней. Через спикулы происходит обмен вещества хромосферы с вышележащей короной. Спикулы образуют более
крупную структуру, называемую хромосферной сеткой, порожденную волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы.
Корона имеет очень малую яркость, поэтому может наблюдаться лишь во время
полной фазы солнечных затмений. Вне затмений она наблюдается с помощью
коронографов. Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной
формой, сильно меняющейся со временем.
Наиболее яркую часть короны, удаленную от лимба не более, чем на 0,2 - 0,3
радиуса Солнца принято называть внутренней короной, а остальную, весьма
протяженную часть - внешней короной.
Важной особенностью короны является ее лучистая структура. Лучи бывают
различной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов.
Внутренняя корона богата структурными образованиями, напоминающими дуги, шлемы, отдельные облака.
Излучение короны является рассеянным светом фотосферы. Этот свет сильно
поляризован. Такую поляризацию могут вызвать только свободные электроны.
В 1 см
3 вещества короны содержится около 108
свободных электронов. Появление такого количества свободных электронов должно быть вызвано ионизацией. Значит в короне в 1 см3 содержится около 108
ионов. Общая концентрация вещества должна быть 2 .
108
.
Солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой
около миллиона кельвинов. Следствием высокой температуры является большая протяженность короны. Протяженность короны в сотни раз превышает
толщину фотосферы и составляет сотни тысяч километров.
Исследование, описанное в статье про солнце, подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое солнце и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия
Комментарии
Оставить комментарий
Астрономия
Термины: Астрономия