Пример: Транспортная логистика
Я ищу:
На главную  |  Добавить в избранное  

Астрономия /

Откуда берется энергия Солнца?

←предыдущая  следующая→
1 2 3 4 5 



Скачать реферат


- 1 -

Солнце, центральное тело солнечной системы, представляет собой

раскалённый плазменный шар; Солнце - ближайшая к Земле звезда. Масса

Солнца 1,990х10 530 0кг (в 332958 раз больше массы Земли). В Солнце сосре-

доточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс равен

8,794" (4,263х10 5-5 0радиан). Расстояние от Земли до Солнца меняется от

1,4710х10 511 0м (в январе) до 1,5210х10 511 0(в июле), составляя в среднем

1,4960х10 511 0м. Это расстояние принято считать одной астрономической еди-

ницей. Средний угловой диаметр Солнца составляет 1919,26" (9,305х10 5-3

рад), чему соответствует линейный диаметр Солнца, равный 1,392х10 59 0м (в

109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность Солнца

1,41х10 53 0кг/м 53 0. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца

составляет 273,98 м/сек 52 0. Вторая космическая скорость на поверхности

Солнца равна 6,18х10 55 0м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца,

определяемая согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному из-

лучению Солнца равна 5770 К.

История телескопических наблюдений Солнца начинается с наблюдений,

выполненных Г.Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, опре-

делён период вращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 году немецкий аст-

роном Г.Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие мето-

дов спектрального анализа позволило изучить физические условия на Солн-

це. В 1814 году Й.Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглащения в спектре

Солнца - это положило начало изучению химического состава Солнца. С 1836

года регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнару-

жению короны и хромосферы Солнца, а также солнечный протуберанцев. В

1913 году американский астроном Дж.Хейл наблюдал зеемановское расщепле-

ние фраунгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал сущест-

вование на Солнце магнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б.Эдлен

и другие отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями

высокоионизированных элементов, доказав этим высокую температуру в сол-

нечной короне. В 1931 году Б.Лио изобрёл солнечный коронограф, позволив-

ший наблюдать корону и хромосферу вне затмений. В начале 40-х годов XX

века было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для разви-

тия физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие магнит-

ной гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение

ультрафиалетового и рентгеновского излучения Солнца ведётся методами

внеатмосферной астрономии с помощью ракет, автоматических орбитальных

обсерваторий на спутниках Земли, космических лабораторий с людьми на

борту.

Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении, что и

вращение Земли, в плоскости, наклонённой на 7°15' к плоскости орбиты

- 2 -

Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по видимому движению

различных деталей в атмосфере Солнца и по сдвигу спектральных линий в

спектре края диска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было

обнаружено, что период вращения Солнца неодинаков на разных широтах. По-

ложение различных деталей на поверхности Солнца определяется с помощью

гелиографических координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гели-

ографическая широта) и от центрального меридиана видимого диска Солнца

или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так назы-

ваемого меридиана Каррингтона). При этом считают, что Солнце вращается

как твёрдое тело. Один оборот относительно Земли точки с гелиографи-

ческой широтой 17° совершают за 27,275 суток (синодический период). Вре-

мя оборота на той же широте Солнца относительно звёзд (сидерический пе-

риод) - 25,38 суток. Угловая скорость вращения 7f 0для сидерического вра-

щения изменяется с гелиографической широтой 7w 0по закону: 7w 0=14,33°-3°sin 52 7f

в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца-около 2000 м/сек.

Солнце как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается

в средней части главной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрун-

га-Рессела.Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74,

абсолютная визуальная звёздная величина M 4v 0равна +4,83. Показатель цвета

Солнца составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра

M 4B 0-M 4V 0=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относитель-

но совокупности ближайших звёзд 19,7х10 53 0м/сек. Солнце расположено внут-

ри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс

от её центра. Период обращения Солнца вокруг центра Галактики около 200

миллионов лет. Возраст Солнца - около 5х10 59 0 лет.

Внутреннее строение Солнца определено в предположении, что оно яв-

ляется сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение

переноса энергии, закон сохранения энергии, уравнение состояния идеаль-

ного газа, закон Стефана-Больцмана и условия гидростатического, лучисто-

го и конвекционного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений зна-

чениями полной светимости, полной массы и радиуса Солнца и данным о его

химическом составе дают возможность построить модель внутреннего строе-

ния Солнца. Полагают, что содержание водорода в Солнце по массе около

70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На

основании этих предположений вычислено, что температура в центре Солнца

составляет 10-15х10 56 0К, плотность около 1,5х10 55 0кг/м 53 0, давление 3,4х10 516

н/м 52 0(около 3х10 511 0атмосфер).Считается, что источником энергии, пополня-

ющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру Солнца,

являются ядерные реакции, происходящие в недрах Солнца. Среднее коли-

чество энергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек.

- 3 -

Выделение энергии определяется ядерными реакциями, при которых водород

превращается в гелий. На Солнце возможны две группы термоядерных реак-

ций: так называемый протон - протонный (водородный) цикл и углеродный

цикл (цикл Бете). Наиболее вероятно, что на Солнце преобладает протон-

протонный цикл, состоящий из трёх реакций, в первой из которых из ядер

водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная

масса 2); во второй из ядер водорода образуются ядра изотопа гелия с

атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчиво-

го изотопа гелия с атомной массой 4.

Перенос энергии из внутренних слоёв Солнца в основном происходит

путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и

последующего переизлучения. В результате понижения температуры при уда-

лении от Солнца постепенно увеличивается длина волны излучения, пере-

носящего большую часть энергии в верхние слои. Перенос энергии движением

горячего вещества из внутренних слоёв, а охлаждённого внутрь (конвекция)

играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях, образующих

конвективную зону Солнца, которая начинается на глубине порядка 0,2 сол-

нечных радиуса и имеет толщину около 10 58 0м. Скорость конвективных движе-

ний растёт с удалением от центра Солнца и во внешней части конвективной

зоны достигает (2-2,5)х10 53 0м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере

Солнца) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях

атмосферы Солнца (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется ме-

ханическими и магнитогидродинамическими волнами, которые генерируются в

конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верх-

ней атмосфере очень мала, и необходимый отвод энергии за счёт излучения

и теплопроводности возможен только, если кинетическая энергия этих слоёв

достаточно велика. Наконец, в верхней части солнечной короны большую

часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называе-

мый солнечный ветер. Температура в каждом слое устанавливается на таком

уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество при-

носимой энергии за счёт поглощения всех видов излучения, теплопровод-

ностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь

слоя.

Полное излучение Солнца определяется по освещённости, создаваемой

им

←предыдущая  следующая→
1 2 3 4 5 



Copyright © 2005—2007 «Mark5»