Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта
счетчик сайта
Размер шрифта:

Кратко:

Солнечная активность

Различные явления на Солнце, связанные с выделением большого количества энергии, частота и интенсивность которых циклически изменяются. Наиболее заметный цикл занимает около 11 лет, хотя имеются свидетельства существования и более длинных циклов. К проявлениям солнечной активности относятся выбросы корональной массы, вспышки, солнечные пятна, протуберанцы и факелы.

Истинное солнечное время

Измерение времени, основанное на фактическом ежедневном движении реального Солнца. Это движение не является равномерным, потому что путь Солнца по небу наклонен к небесному экватору и потому что орбита Земли вокруг Солнца - эллиптическая, а не круговая. Истинный солнечный полдень - время, когда Солнце пересекает меридиан наблюдателя, а истинные солнечные сутки - интервал между двумя последовательными прохождениями этого меридиана. Различие между истинным солнечным временем и средним солнечным временем, которое изменяется в течение года, называется уравнением времени.

Солнцестояние

Каждая из двух точек эклиптики, где Солнце достигает максимального и минимального склонения (а также моменты прохождения Солнца через эти точки). Они лежат приблизительно на полпути между точками весеннего и осеннего равноденствий.

Солнцестояния происходят около 21 июня и 21 декабря. В точке летнего солнцестояния Солнце стоит в небе наиболее высоко, а продолжи­тельность светового дня максимальна. Во время зимнего солнцестояния высота Солнца в полдень самая низкая, а продолжительность светового дня (для каждой широты местности) минимальна. Летнее солнцестояние в северном полушарии (июнь) является зимним солнцестоянием в южном полушарии и наоборот. (См. движения Земли в пространстве, времена года).

Что такое каррингтоновский номер?

Это номер, присваиваемый каждому обороту Солнца. Отсчёт был начат Р.К. Каррингтоном 9 ноября 1853 г. с первого номера. Он взял за основу среднюю величину периода синодического вращения солнечных пятен, который определил как 27,2753 дня. Поскольку Солнце не вращается как твердое тело, фактически этот период меняется с широтой Солнца.

 

    

    

 

Солнце

© Владимир Каланов


Ниже приводятся некоторые числовые данные, касающиеся Солнца:

Среднее расстояние от Земли – 149 597 870 км. Размеры Солнца очень велики. Так, радиус Солнца в 109 раз больше радиуса Земли, что составляет 696000 км. Масса Солнца – в 330 000 раз больше массы Земли – это около 1,989•1030 кг (Масса Земли – 5,976•1024 кг). Средняя плотность Солнца – 1400кг/м3 , это около 0,256 от средней плотности Земли (в 1,4 раза больше плотности воды, для сравнения: плотность Красного гиганта считается равной 5•10-8, плотность Белого карлика 106, плотность нейтронной звезды, равная плотности атомного ядра, составляет 1014). Ускорение силы тяжести на уровне фотосферы – 27,9g (g= 9,8 м/с2). Период вращения на экваторе – 25,4 земных суток. Температура фотосферы – 5800°С. Химический состав, определённый из анализа солнечного спектра – водород (71 %), гелий (26,5 %) и многочисленные другие элементы в ионизированном состоянии. На Солнце не обнаружено никаких химических элементов, помимо тех, которые имеются на Земле (Кстати, гелий впервые был обнаружен на Солнце, а затем уже на Земле). Это указывает на то, что небесные тела состоят из тех же веществ, что и Земля. Мощность излучения (светимость) – 3,74•1023кВт. Средний цикл солнечной активности – 11 лет (полный - 22 года). Возраст – около 5-ти млрд. лет. Полное количество энергии, излучаемой Солнцем, составляет L = 3,86•1033 эрг/с = 3,86•1026 Вт. Это соответствует 6,5 кВт с каждого квадратного сантиметра его поверхности!

Примерно лишь одну двухмиллиардную часть этой энергии получает Земля. (Земля перехватывает своей поверхностью 1/2 200 000 000 часть энергии солнечного излучения. В среднем 36 % падающего света отражается обратно в космос. Почти все движения на Земле и почти вся жизнь существуют благодаря солнечной энергии. Исключением являются движения, связанные с внутренним теплом планеты. Но его приток к поверхности в 4000 раз слабее солнечного. Поэтому лишившись солнечной энергии, атмосфера отвердела бы, превратившись в ледник толщиною около 7 метров). Ядерного "топлива" хватит, чтобы обеспечить нынешнюю мощность излучения Солнца ещё на срок, не меньший 5 млрд. лет. Но и после исчерпания водородного "топлива" в центральной области светила выделение энергии не прекратится, только оно будет происходить в слоях более близких к поверхности. Мощность излучения возрастёт до значений, при которых жизнь на Земле станет невозможной (см. теорию эволюции звёзд и разделы "Будущее Солнца" и "Конец света"). Это приведёт к радикальным переменам, в результате которых произойдёт полное разрушение Земли (и, возможно, образование планетарной туманности).

Внутреннее строение Солнца

Внутреннее строение СолнцаНаше Солнце - это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей; вещество в них отличается по своим свойствам, и энергия распространяется посредством разных физических механизмов. Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря образным языком, та "печь", которая нагревает его и не даёт ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. Кельвинов, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. Реакции, протекающие в недрах Солнца, мы рассмотрим позже более подробно. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Необходимо отметить, что теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звёздах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны и имеют первостепенное значение. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света - квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне "медленный". Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы миллионы лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто хаотически двигаясь назад, как и вперёд. Но когда они в конце концов выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты. Что же с ними произошло? В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается; чаще всего при этом возникает не один прежний квант, а два или даже несколько. По закону сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается. Так возникают кванты всё меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты - сначала рентгеновских, потом ультрафиолетовых и наконец видимых и инфракрасных лучей. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете. Процессы адсорбции и повторного излучения квантов настолько интенсивны, что выделяемой в виде гамма-излучения энергии, для того чтобы вырваться на поверхность, требуются миллионы лет, то есть  доходящий до нас сегодня свет Солнца родился от жара, возникшего в его недрах миллионы лет назад! Это означает, что кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное солнечное вещество наружу. Так что, если бы "печь" внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

В ходе процессов столкновения гамма-фотоны теряют энергию. В некоторой точке их энергия, поначалу очень высокая, становится равна термической энергии солнечной материи. С этого момента доминирующим становится процесс конвекции. В отличие от зоны радиационного переноса, где энергия переносится гамма-лучами, в конвективной зоне излучение и материя имеют одинаковую температуру, и большую часть энергии здесь переносит материя.

На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Это ни что иное, как перемешивание, в данном случае, аналог перемешивания жидкости при кипении. Так же, как жидкость, может вести себя и газ. Вот классический пример наблюдения конвекции газов: в жаркий день, когда земля нагрета лучами Солнца, на фоне удалённых предметов хорошо заметны поднимающиеся струйки горячего воздуха. Их легко наблюдать и над пламенем газовой горелки, и над раскалённой конфоркой плиты. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается, как вязкая крупинчатая масса на огне. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Верхняя граница конвективной зоны выглядит в виде мелких гранул, видоизменяющихся на протяжении нескольких минут, так называемых рисовых зёрен, видимых на солнечной поверхности даже через телескоп с достаточно скромными возможностями. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоев. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.

Мониторинг Солнца в реальном времени космической обсерваторией SOHO.

Снимок Солнца на длине волны 171 Ангстрем Снимок Солнца на длине волны 195 Ангстрем Снимок Солнца на длине волны 284 Ангстрем Снимок Солнца на длине волны 304 Ангстрем

>>>Читайте дальше: Фотосфера, хромосфера.

ВведениеПоложение в галактикеПоложение среди звёздНаука о СолнцеВнутреннее строениеФотосфера, хромосфераПоверхность, корона, пятнаУстройство пятен, гранулы, факелыСпикулы, флоккулы, протуберанцы; солнечная активностьСпектрАтомная энергия звездАртур Эддингтон и источник энергии звездГеоргий Гамов и его туннельный эффектУглеродный цикл Протон-протонная цепочка. Возникновение более тяжелых элементовСолнечное нейтрино. Нейтринная астрономия [1 2]Будущее Солнца

 
 
Главная В закладки Контакты Новости О проекте Планы сайта

open
© KV


 


 

Смотрите видео о Солнце:

Закрыть урок