Презентация на тему: СОНЦЕ — НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ

СОНЦЕ — НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ

Енергія сонця Енергія сонця Будова сонця Сонячна атмосфера та сонячна активність Сонячно – земні зв’язки

Енергія Сонця . Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса в 333 000 раз більша за масу Землі й у 750 раз перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Сон­це — могутнє джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позна­чається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі. Водночас Сонце — найближча до нас зоря, в якої на відміну від усіх інших зір можна спостерігати диск і за допомогою телеско­па вивчати на ньому невеликі деталі, розміром навіть до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зір взагалі. Видимий кутовий діаметр Сонця змінюється не на багато через еліптичність орбіти Землі. У середньому він становить близько 32' або 1/107 радіана, тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а.о., або приблизно 1 400 000 км, що в 109 раз перевищує діаметр Землі. На поверхню площею 1 м2, перпендикулярну до сонячних про­менів за межами земної атмосфери, припадає 1,36 кВт променистої енергії Сонця. Помноживши це число на площу поверхні кулі, радіус якої дорівнює відстані від Землі до Сонця, дістанемо потуж­ність повного випромінювання Сонця (його світність), що стано­вить близько 4 • 1023кВт. Так випромінює тіло сонячних розмірів, нагріте до температури близько 6000 К (ефективна температура Сонця). Земля дістає від Сонця приблизно 1/2000000000 частину випромінюваної ним енергії.

Будова Сонця

Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зов­нішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від цент­ра. Залежно від значення температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна умовно поділити на 4 частини 1) внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і темпера­тура забезпечують перебіг ядерних реакцій; вона пролягає від центра на відстань приблизно 1/3 /?©;/ 2) «промениста» зона (відстань від 1/3 до 2/3 /?0), в якій енергія передається назовні від шару до шару внаслідок послідов­ного вбирання і випромінювання квантів електромагнітної енергії; 3) конвективна зона — від верхньої частини «променис­тої» зони майже до самої видимої межі Сонця. Тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої межі світила, внаслідок чого відбувається перемішування речовини (конвекція), подібне до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу; 4) атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери містить тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Верхніх шарів атмосфери безпосередньо не видно, їх можна спостерігати або під час повних сонячних затем­нень, або за допомогою спеціальних приладів.

. Сонячна атмосфера й сонячна активність.

У найвищих шарах фотосфери температура досягає близь­ко 4000 К. При такій температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близь­ко 0,01 % атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову почина­ють підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Ча­стина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, нази­вається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті мо­менти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери темпе­ратура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною (мал. 69). У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостері­гати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у між­планетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром. У найвищих шарах фотосфери температура досягає близь­ко 4000 К. При такій температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близь­ко 0,01 % атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову почина­ють підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Ча­стина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, нази­вається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті мо­менти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери темпе­ратура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною (мал. 69). У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостері­гати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у між­планетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром. Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівсь­ких променях. Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між грану­лами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіальне витягну­тих фотосферних гранул.

Сонячно-земні зв'язки

Презентація З астрономії Учениці 11 класу Куровської Тетяни