Реферат на тему:

Сонце, будова, випромінювання

Сонце — найближча до Землі зоря. Воно є центральним тілом Сонячної системи і являє собою розпечену плазмову кулю. Світло від цієї зорі доходить до нас за 8,3 хв.

Маса Сонця в 333 000 разів більша за масу Землі й у 750 разів більша за масу всіх разом узятих планет Сонячної системи. За 5 мільярдів років існування Сонця вже близько половини водню в його центральній частині перетворилося на гелій. У результаті цього процесу виділяється та кількість енергії, яку Сонце випромінює у світовий простір.

Потужність випромінювання Сонця дуже велика, але на Землю потрапляє незначна частина його енергії, що складає близько половини мільярдної частки Сонячна енергія підтримує в газоподібному стані земну атмосферу, підтримує постійну температуру, забезпечує життєдіяльність тварин і рослин, дає енергію природним явищам тощо. Частина сонячної енергії запасена в надрах Землі у вигляді кам'яного вугілля, нафти й інших корисних копалин.

Видимий із Землі діаметр Сонця ледь змінюються через еліптичність орбіти й у середньому складає 1 392 тис. км, що в 109 разів перевищує діаметр Землі. Відстань до Сонця в 107 разів перевищує його діаметр. Сонце являє собою сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. Усюди на однакових відстанях від центру цієї кулі фізичні умови однакові, але вони помітно змінюються з наближенням до центру. Густина і тиск швидко наростають усередину, де газ сильніше стиснутий тиском горішніх шарів. Отже, температура зростає в міру наближення до центру.

Будова сонця

У залежності від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, що поступово переходять один в інший.

У центрі Сонця температура сягає 15 млн градусів. Густина його речовини в середньому дорівнює 1,41 г/см3, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Майже вся енергія Сонця генерується в центральній області з радіусом приблизно 1/3 сонячного. Ця енергія передається назовні через шари, що оточують центральну частину. Наступну третину радіуса займає конвективна зона. Ядро і конвективна зона фактично не спостерігаються, про них відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних. Над конвективною зоною розташовуються шари Сонця, що спостерігаються безпосередньо і називаються його атмосферою. Вони краще вивчені, тому що про їхні властивості можна дізнатися зі спостережень.

Сонячна атмосфера також складається з декількох шарів. Зовнішня оболонка типова для зір з водневою сферою, з атомним відношенням водню до гелію, близьким до 10. Найглибший і найтонший із шарів — фотосфера — безпосередньо спостерігається у видимому безперервному спектрі. Це найбільш яскрава оболонка. Товщина фотосфери складає близько 300 км (менше 0,001 сонячного радіуса). Чим глибші шари фотосфери, тим вони гарячіші. У зовнішніх холодніших шарах фотосфери на фоні безперервногб спектра утворюються Фра-унгоферові лінії поглинання. За допомогою великого телескопа можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери, що називається грануляцією і вказує на сильний турбулентний рух газів поблизу поверхні й на циркуляцію газів до глибин у десятки тисяч кілометрів. Виникнення грануляції пов'язане з конвекцією, що відбувається під фотосферою. Такий рух газу в сонячній атмосфері породжують акустичні хвилі. Поширюючись у верхні шари атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні й у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і здійснюють нагрівання газів наступних шарів атмосфери — хромосфери й корони. Хромосфера менш яскрава (на 16%), ніж фотосфера. Верхні шари атмосфери з температурою близько 4500 К є «найхолоднішими» на Сонці. Тут температура газів швидко зростає як усереди-, ну, так і вгору. Шар хромосфери добре помітний під час повного сонячного затемнення як рожеве кільце, що вибивається через темний диск Місяця.

На краю хромосфери спостерігаються невеликі язички полум'я — хромосферні спікули — це «язички» ущільненого газу. Тут також можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емі-

сійних ліній Гідрогену, Гелію, іонізованого Кальцію й інших елементів, що раптово спалахують під час повної фази затемнення.

За структурою хромосфера значно відрізняється від фотосфери: вона має більш неправильну й неоднорідну структуру. Виділяються два типи неоднорідності — яскрава й темна, — які за своїми розмірами перевищують фото-сферні гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює так звану хромосферну сітку, добре помітну в лінії іонізованого Кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком руху газів у підфотосферній конвективній зоні, який відбувається тільки в більших масштабах. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх шарах десятків тисяч градусів.

Найвища і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери — корона, що простягається на десятки сонячних радіусів і має температуру близько мільйона градусів. Корону можна побачити тільки під час повного сонячного затемнення або за допомогою коронографа.

Випромінювання сонця

Уся сонячна атмосфера знаходиться в постійному коливанні. У ній присутні як вертикальні, так і горизонтальні хвилі, довжина яких сягає декількох тисяч кілометрів. Коливання мають резонансний характер. У виникненні явищ, що відбуваються на Сонці, велику роль відіграють магнітні поля. Магнітні поля змінюються відповідно до 11-річного циклу сонячної активності. Енергія повільно дифундує до зовнішніх шарів завдяки атомному поглинанню і випромінюванню, а в зовнішній конвективній зоні, що складає 30% радіуса Сонця і 1% його маси, вихори газу, що піднімаються й опускаються, переносять енергію до фотосфери, із якої відбувається її випромінювання, що супроводжується значною втратою сонячної маси.

Радіовипромінювання Сонця має дві складові: постійну й змінну. Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає в тисячі, іноді