Скористайтеся пошуком, наприклад Реферат        Грубий пошук Точний пошук
Вхід в абонемент





Сонячна система

Сонячна система

План

1. Сонце

2. Джерела енергії Сонця

3. Як утворилося сімейство планет

4. Планети

5. Малі планети

6. Комети, метеори й метеорити

Сонце

Як би нас це не ображало, але Сонце — звичайна, пересічна зірка нашої Галактики. Потужність випромінювання Сонця становить Вт. Але лише одну двохмільйонну частину його одержує Земля. Температура Сонця — 5806 К. Середня густина речовини Сонця — 1,4 г/см3. Сонце обертається; тривалість одного оберту екваторіального поясу становить 25 діб. Сонце — це розпечена газова куля, і тому вона не має різких меж. У зв'язку із цим верхні шари газової оболонки поділяють на три концентричні оболонки: фотосферу, хромосферу й корону. Такий розподіл є досить умовним, тому що речовина Сонця перебуває в невпинному русі.

Зовнішній шар Сонця, що випромінює неперервний спектр, тобто сліпучо яскрава оболонка, яку ми спостерігаємо як сонячний диск, — це фотосфера товщиною приблизно 700 км. Над фотосферою розташована хромосфера, товщина якої становить приблизно 10000 км. Наступна оболонка — зовнішня, найбільш розріджена частина сонячної атмосфери — корона. Температура корони сягає 2 мільйонів градусів.

Розглядаючи Сонце в телескоп, легко помітити, що за яскравістю сонячна поверхня неоднорідна. Фотосфера складається з багатьох світлих осередків — гранул. Яскравість гранул на - 35 % більша порівняно з навколишнім фоном. Отже, їхня температура вища на 300-400 К. Середня тривалість життя гранул — близько 7 хвилин. Потім гранула розпадається, і на її місці утворюються нові. Як показали дослідження, гранули — це струмені гарячого газу, який піднімається вгору зі швидкістю 0,1-0,5 км/с, тоді як у зонах темних плям газ опускається вниз.

Згадки про сонячні плями зустрічаються ще в хроніках Стародавнього Китаю. Кількість плям на Сонці коливається в середньому протягом 11 років від найменшого до найбільшого значень. Розміри дрібних плям — кілька кілометрів, великі ж сягають навіть 100000 км. Виявилося, що напруженість магнітного поля поблизу плям дуже велика, це наштовхує на висновок, що плями є результатом виходу на поверхню Сонця могутніх "джгутів" — трубок магнітних силових ліній.

Поблизу краю сонячного диска спостерігаються так звані смолоскипи -- більш яскраві зони порівняно із сусідніми ділянками. Смолоскипи — постійні супутники плям. Вони з'являються на поверхні Сонця значно раніше від плям і залишаються ще кілька днів після того, як плями зникнуть.

Із хромосфери невпинно викидаються протуберанці, які являють собою гігантські фонтани й хмари більш щільного газу, що піднімається над хромосферою на десятки й сотні тисяч кілометрів.

Одним з найбільш могутніх проявів сонячної активності є сонячні спалахи. У роки максимуму активності реєструється до 10 спалахів на добу, а мінімум — коли за кілька місяців не спостерігається жодного. Розміри зон, охоплених спалахами, — менше однієї тисячі кілометрів. Тривалість спалаху — від 5 хвилин до кількох годин. За цей час виділяється енергія, еквівалентна вибуху 1 мільйона мегатонних водневих бомб.

Джерела енергії Сонця

Джерелами енергії Сонця, як і будь-якої зірки, є гравітаційне стиснення й термоядерний синтез.

При стисненні газової кулі виділяється енергія. Гравітаційна енергія зірки

де М — маса зірки;

R — її радіус;

G — гравітаційна стала.

Половина енергії випромінюється, а інша частина витрачається на розігрівання речовини.

Як показує аналіз, гравітаційне стиснення може бути джерелом енергії зірки лише на незначному проміжку її еволюції. Але за рахунок гравітаційного стиснення речовина зірки розігрівається до температури близько 10 мільйонів градусів, унаслідок чого починаються термоядерні реакції.

Як утворилося сімейство планет

Протягом останніх трьохсот років, починаючи від Рене Декарта, було висловлено кілька десятків космогонічних гіпотез, у яких розглядалися найрізноманітніші варіанти ранньої історії Сонячної системи.

Теорія, яка розглядає походження планетної системи, повинна пояснити:

1) чому орбіти всіх планет лежать практично в площині сонячного екватора;

2) чому планети рухаються навколо Сонця по орбітах, які є близькими до колових;

3) чому напрямок обертання навколо Сонця однаковий практично для всіх планет і збігається з напрямком обертання Сонця і власним обертанням планет навколо осі;

4) чому 99,8 % маси Сонячної системи припадає на Сонце, тоді як 98 % моменту кількості руху всієї Сонячної системи — на планети;

5) чому планети поділяються на дві групи, які чітко відрізняються між собою середньою щільністю?

І, насамперед, необхідно вирішити питання: звідки взялася речовина, з якої згодом сформувалися планети? Тут можливі три варіанти:

1) планети утворилися із тієї ж газово-пилової хмари, що і Сонце (Кант);

2) цю хмару захопило Сонце, обертаючись навколо центра Галактики (Шмідт);

3) вони відокремилося від Сонця (Лаплас, Джине).

Отже, припускають, що близько п'яти мільярдів років тому у витягнутій газово-пиловій хмарі, пронизаній магнітними силовими лініями, утворилося згущення — протосонце, яке повільно стискалося. Інша частина хмари з масою приблизно в 10 разів меншою повільно оберталася навколо нього. У результаті зіткнень атомів, молекул і частинок пилу туманність сплющувалася й розігрівалася. Так навколо про-тосонця утворився витягнутий диск, пронизаний магнітним полем.

Під дією тиску легкі хімічні елементи водень і гелій залишали близькі околиці Сонця. У кінцевому підсумку це і зумовило істотні відмінності в хімічному складі планет і їх поділ на дві групи.

Коли диск, складений із пилу, досягнув критичної густини, він почав розпадатися на окремі згущення.

Увесь цей час протосонце виявляло високу активність. Унаслідок могутніх спалахів воно викидало потоки заряджених частинок, які, рухаючись уздовж магнітних ліній, переносили момент кількості руху від Сонця до протопланетної хмари. Крім того, стикаючись, частинки спричинювали ядерні реакції.

У результаті зіткнень відбувалося збільшення одних і дроблення інших згущень.

Розрахунки показують, що формування Землі продовжувалося близько 100 мільйонів років.

Випадання окремих згущень на Землю і її стиснення зумовили поступове розігрівання земних надр. На початку формування Землі температура в її ядрі не перевищувала 800 К, на поверхні — 300 К, але в результаті процесів радіоактивного розпаду, що супроводжувалися виділенням енергії, окремі зони розігрівалися до температури плавлення. При цьому важкі сполуки й елементи опускалися вниз, а легкі піднімалися нагору.

На ранній стадії протоземля була оточена хмарою невеликих супутників, з яких згодом сформувався Місяць.

Аналогічно формувалися й інші планети.

Планети

Земля

Земля має форму, близьку до еліпсоїда обертання. Екваторіальний радіус Землі дорівнює 6378,16 км, полярний радіус — 6356,78 км. Складовими частинами нашої планети є:

1) внутрішнє ядро, радіус якого близько 1300 км; у ньому речовина згідно з останніми даними перебуває у твердому стані;

2) зовнішнє ядро, радіус якого дорівнює приблизно 3400 км; тут, у шарі товщиною близько 2100 км, речовина перебуває в рідкому стані;

3) оболонка (мантія) товщиною близько 2900 км;

4) кора, товщина якої становить 4 - 8 км під океанами і 30-60 км під материками.

Кора й мантія розділені так званою поверхнею Мохоровичича, на якій густина речовини різко зростає від 3,3 до 5,2 г/см3. На багато питань, що стосуються глибоких надр Землі, відповідей поки що не знайдено.

У земному ядрі містяться джерела магнітного поля Землі. Припускають, що геомагнітне поле зумовлене електричними струмами, що циркулюють у зовнішньому ядрі; ці струми виникають унаслідок гідродинамічних рухів у рідкому провідному ядрі.

Силові лінії магнітного поля Землі утворюють своєрідні "пастки" для заряджених частинок, що рухаються до неї. Затримані магнітним полем Землі, ці частинки формують величезні радіаційні пояси, що охоплюють нашу планету вздовж геомагнітного екватора. Виявлено три таких пояси радіації: перший — на висоті від 2400 до 5600 км, другий — від 12000 до 20000 км і третій — на висоті від 50 до 60 тисяч кілометрів.

Заряджені частинки, джерелом яких є переважно Сонце, "ковзаючи" уздовж магнітних силових ліній, проникають в атмосферу біля полюсів Землі. Зіштовхуючись з атомами й молекулами атмосфери, вони збуджують світіння, яке ми спостерігаємо як .полярні сяйва вражаючої краси.

Рідка оболонка Землі, що покриває 70,8 % її поверхні, називається гідросферою. В океанах міститься ~ 97 % світових запасів води.

За сучасними уявленнями, наявність великих водойм на Землі відіграла вирішальну роль у виникненні життя на планеті.

Частина води, об'єм якої близько 24 млн. км3, перебуває у твердому стані (лід). Якби цей лід розтанув, то рівень Світового океану піднявся б на 62 м.

З водою, а точніше, з водяною парою, пов'язаний так званий парниковий ефект. Справа в тому, що сонячне випромінювання, максимум якого припадає на довжину хвиль порядку 0,55 мкм, майже не поглинаючись, проходить через атмосферу, досягає поверхні і нагріває її. Така ж кількість енергії випромінюється й поверхнею Землі, але переважно в інфрачервоній частині спектра. Випромінювання цих довжин хвиль значною мірою поглинається водяною парою й частково перевипромінюється назад у напрямку до земної поверхні. У результаті температура поверхні Землі має вишу температуру, ніж вона повинна була б мати за відсутності атмосфери.

Місяць

Місяць — найближче до Землі небесне тіло. Температура на місячному екваторі коливається від + 160 *С удень до -130 °С уночі. Тривалість місячної доби становить 29,5 земних.

Навіть неозброєним поглядом на Місяці добре


Сторінки: 1 2 3 4