Каждомунаверняка відомо, що не можна дивитися на Сонце неозброєним оком, а темболее в телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрів або інших пристроїв, що послаблюють світло. Нехтуючи цією забороною, спостерігач ріскуетполучіть сильний опік очей. Найпростіший спосіб розглядати Сонце - етоспроеціровать його зображення на білий екран. За допомогою навіть маленькоголюбітельского телескопа можна одержати збільшене зображення солнечногодіска. Що ж видно на цьому зображенні?
Перш за все звертає на себявніманіе різкість сонячного краю. Сонце - газова куля, що не має четкойграніци, щільність його зменшується поступово. Чому ж в такому випадку ми бачимо різко окресленим? Справа в тому, що практично всі видиме випромінювання Солнцаісходіт з дуже тонкого шару, який має спеціальну назву - фотосфера (грец. «Сфера світла»). Його товщина не перевищує 300 км. Саме етотсветящійся шар і створює у спостерігача ілюзію того, що Сонце має «поверхню».
Сонце - звичайна зірка нашейГалактікі. Тому такі проблеми, як джерела енергії Сонця, його будова, освіта спектра, є загальними для фізики Сонця і зірок. Для земногонаблюдателя унікальність Сонця полягає в тому, що це найближча до нас іедінственним поки зірка, поверхня якої можна піддати детальномуізученію. Безпосередньо з поверхні Землі Сонце вивчають радіо- іоптіческімі методами. Позаатмосферна астрономія дозволила значно расшірітьісследуемий діапазон частот електромагнітного випромінювання Сонця, а такжепріступіть до детального дослідження його корпускулярного випромінювання. Всёмногообразіе сонячних явище, розкрите цими методами: зерниста (грануляційна)
Зірка на ім'я Сонце
Діаметр 1 391 980 км
Маса: 1,989 * 1030 кг
Сидеричний період вращеніяточкі екватора: 25,380 діб
Світність: 3,88 * 1026 Вт
Видима зоряна величина: -26,58m
Ефективна температураповерхності: 16 000 000 К
Температура в центрі Сонця: 5800К
Середня відстань від Землі доцентра Сонця: 149 597 870 км
Сонце - газовий, точнееплазменний, куля. Маса Сонця в 333000 раз більша за масу Землі. У Солнцесосредоточено 99,866% маси Сонячної системи.
Картина грануляції неявляется застиглої: одні гранули зникають, інші з'являються. Кожна з ніхжівет не більше 10 хв. Все це нагадує кипіння рідини в каструлі. Такоесравненіе не випадково, оскільки фізичний процес, відповідальний за обаявленія, один і той же. Це конвекція - перенесення тепла великими масами горячеговещества, які піднімаються знизу, розширюючись і одночасно остивая.Грануляція створює загальний фон, на якому можна спостерігати набагато болееконтрастние і великі об'єкти - сонячні плями і факели.
Сонячні плями - це темниеобразованія на диску Сонця. У телескоп видно, що великі плями мають довольносложное будова: темну область тіні оточує півтінь, діаметр якої болеечем в два рази перевищує розмір тіні. Якщо пляма спостерігається на краю солнечногодіска, то створюється враження, що воно схоже на глибоку тарілку. Проісходітето тому, що газ в плямах прозоріше, ніж у навколишній атмосфері, і взглядпронікает глибше.
Внутрішня будова Сонця
Наше Сонце - це огромнийсветящійся газова куля, всередині якого протікають складні процеси і у результаті безперервно виділяється енергія. Внутрішній об'єм Сонця можна розділити на кілька областей; речовина в них відрізняється за своїми властивостями, і енергія розповсюджується за допомогою різних фізичних механізмов.Познакомімся з ними, починаючи з самого центру.
У центральній частині Солнцанаходітся джерело його енергії, або, говорячи образною мовою, та «піч», яка нагріває його і не дає йому охолонути. Ця областьназивается ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині Сонця стисло, причому чим глибше, тим сильніше. Щільність його збільшується до центру разом з ростом тиску і температури. У ядрі, де температура сягає 15 млнкельвінов, відбувається виділення енергії.
Ядро має радіус НЕ болеечетверті загального радіусу Сонця. Однак в його обсязі зосереджена половінасолнечной маси і виділяється практично вся енергія, яка поддержіваетсвеченіе Сонця. Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні, доповерхні Сонця. Існують різні способи передачі енергії в зависимостиот фізичних умов середовища, а саме: променистий перенесення, конвекція ітеплопроводность. Теплопровідність не грає великої ролі в енергетіческіхпроцессах на Сонце і зірках, тоді як променистий і конвективний переноси оченьважни.
Відразу навколо ядра начінаетсязона променевої передачі енергії, де ця хвороба поширюється через поглинання іізлученіе речовиною порції світла - квантів. Щільність, температура і давленіеуменьшаются в міру віддалення від ядра, і в цьому ж напрямку йде потокенергіі. В цілому процес цей вкрай повільний. Щоб кванта дістатися отцентруйте Сонця до фотосфери, необхідні багато тисяч років: адже, переізлучаясь, кванти весь час змінюють напрямок, майже настільки ж часто рухаючись назад, як і вперед. Але коли вони врешті-решт виберуться назовні, це будуть вже совсемдругіе кванти. Що ж з ними сталося?
У центреСолнца народжуються гамма-кванти. Їх енергія в мільйони разів більше, ніж енергіяквантов видимого світла, а довжина хвилі дуже мала. По дорозі кванти претерпеваютудівітельние перетворення. Окремий квант спочатку поглинається якимось нібудьатомом, але тут же знову
; найчастіше при цьому вознікаетне один колишній квант, а два або кілька. Згідно із законом збереження енергії іхобщая енергія зберігається, а тому енергія кожного з них зменшується. Таквознікают кванти все менших і менших енергій. Потужні гамма-кванти як бидробятся на менш енергійні кванти - спочатку рентгенівських, потомультрафіолетових і нарешті видимих і інфрачервоних променів. В результаті наібольшееколічество енергії Сонце випромінює в видимому світлі, і не випадково наші глазачувствітельни до нього.
Як ми вже говорили, квантутребуется дуже багато часу, щоб просочитися через щільне солнечноевещество назовні. Так що якщо б «піч» всередині Сонця раптом згасла, то ми б дізналися про це лише мільйони років по тому. На своєму шляху через внутренніесолнечние шари потік енергії зустрічає таку область, де непрозорість газасільно зростає. Це конвективная зона Сонця. Тут енергія передається вжене випромінюванням, а конвекцією.
Що таке конвекція? Когдажідкость кипить, вона перемішується. Так само може поводитися і газ. Огромниепотокі гарячого газу піднімаються вгору, де віддають своє тепло навколишньому середовищу, а охолоджене сонячний газ спускається вниз. Схоже, що сонячне веществокіпіт і перемішується. Конвективная зона починається приблизно на відстані 0,7радіуса від центру і простягається практично до самої видимої поверхностіСолнца (фотосфери), де перенесення основного потоку енергії знову становітсялучістим. Однак за інерцією сюди все ж проникають гарячі потоки з болееглубокіх, конвективних шарів. Добре відома спостерігачам картина грануляцііна поверхні Сонця є видимим проявом конвекції.
Ще роботи по авіації і космонавтиці
Реферат по авіації і космонавтиці