Солнце

Солнце

34

Содержание

1. Введение

2. Общие сведения о Солнце

а) Характеристики Солнца

б) Вид Солнца в телескоп

в) Вращение Солнца

г) Положение Солнца в Галактике

д) Эволюция Солнца и Солнечной системы

е) Химический состав Солнца

3. Строение Солнца

а) Внутреннее строение Солнца

б) Атмосфера Солнца

1. Фотосфера

2. Хромосфера

3. Корона

4. Солнечная активность. Циклы солнечной активности.

5. Солнце - источник энергии

6. Солнечные затмения

7. Солнце и жизнь на Земле. Проблема: “ Солнце - Земля ”

8. Солнце и человек

9. Библиография

Еще задолго до наступления нашего научно-технического века люди наблюдали Солнце. Они знали его животворную силу, почитали и поклонялись ему как богу. Наше Солнце светит уже много миллиардов лет. Оно решающим образом повлияло на образование всех тел Солнечной системы и создало те условия, которые привели к возникновению и развитию на Земле жизни. Изучение физических процессов, происходящих на Солнце, имеет важное значение для астрофизики, поскольку эти процессы свойственны, очевидно, и другим звездам, но только на Солнце мы можем наблюдать их достаточно близко.

Основные характеристики Солнца

Радиус (фотосфера) R = 696 000 км ~ 109 радиусов Земли или 9.7 радиусов Юпитера

Масса М = 1.9891·1033 г ~ 333000 масс Земли или 1048 масс Юпитера ~ 99.8% от общей массы Солнечной системы

Средняя плотность 1.408 г/cм3 ~ 25.5% от ср. плотности Земли или 106% от Юпитера плотность в центре ~ 160 г/cм3

Сидерический период вращения 25.38 суток на экваторе, ~ 36 суток у полюсов, линейная скорость вращения на экваторе ~ 2 км/с

Направление северного полюса оси вращения: ? = 286o.13, ? = 63o.87

Наклонение экватора к плоскости эклиптики 7o15'

II космическая скорость для радиуса фотосферы 617.7 км/с

Ускорение силы тяжести 274.0 м/c2 ~ в 28 раз больше, чем на поверхности Земли

Солнечная постоянная (поток на расстоянии 1 а.е.) 1367.6 Вт/м2 Общая мощность излучения 3.846·1026 Вт

Светимость L = 3.846·1033 эрг/с

Эффективная температура 5778 K

Температура поверхности (фотосфера) от 4400 K до 6600 K

Температура в центре Солнца ~ 1.6·107 К

Глубина фотосферы ~400 км

Глубина хромосферы ~2500 км

Период цикла солнечных пятен 11.4 года

Минимум 22 цикла солнечной активности - в 1991 г.

Химический состав по массе 75% водорода и 25% гелия по количеству атомов 92.1% водорода, 7.8% гелия и 0.1% остальных элементов

Примерный возраст 4.5·109 лет

Солнце - центральное тело Солнечной системы - представляет собой очень горячий плазменный шар. Солнце - ближайшая к Земле звезда. Свет от него доходит до нас за 8 с1/3 мин. Солнце огромно как по размерам, так и по массе. Его диаметр в 109 раз превосходит диаметр Земли, а объем - в 1306000 раз. Масса Солнца в 333000 раз больше массы Земли и потому средняя плотность вещества равна 1,4 г/см3, что почти в четыре раза меньше средней плотности Земли. Температура поверхности Солнца близка к 5800 К.

Вид Солнца в телескоп

Для исследования Солнца используются солнечные телескопы. Поскольку Солнце дает

много света, солнечные инструменты делают длиннофокусными для получения его изображения большого диаметра, вплоть до целого метра! При этом длина телескопа

должна достигать сотни метров. Такой инструмент трудно наводить на Солнце, да еще оснастить его дополнительной аппаратурой, часто тоже весьма длинной. Поэтому крупные солнечные телескопы делают неподвижными, освещая их солнечными лучами при помощи специальных вращающихся зеркал - целостатов. Часовой механизм поворачивает зеркало целостата вокруг оси, параллельной оси вращения Земли Если скорость этого вращения вдвое медленнее, чем у Земли, то солнечный луч всегда будет отражаться от целостата в одном и том же направлении.

Во время наибольшего спокойствия земной атмосферы в телескоп можно наблюдать резко очерченный диск Солнца, покрытый “ рябью ”. Создается впечатление белоснежной скатерти, на которой густым слоем рассыпаны рисовые зерна. Яркие “ зерна ”, имеющие поперечники, достигающие нескольких сотен километров, быстро в течении нескольких минут возникающие и исчезающие, называются гранулами. Это поднимаются и опускаются в солнечной атмосфере потоки горячих и охлажденных газов. Кое-где между гранулами видны темные пятнышки - поры, которые также изменчивы. С течением времени пора может или исчезнуть или развиться в солнечное пятно.

Кроме пятен, вблизи краев солнечного диска наблюдаются светлые области - факелы. Это облака более нагретых газов, взвешенные в более высоких слоях солнечной атмосферы. Очень часто, когда пятно находится на краю диска, мы видим окружающие его группы факелов - факельные поля. Факелы, также как и пятна, очень изменчивы и по форме и по размерам.

Вращение Солнца

Наблюдения солнечных пятен, состоящие в нанесении их положения на солнечном диске, позволяют обнаружить осевое вращение Солнца. Ось вращения наклонена к плоскости эклиптики под углом, равным 820 45?. Проходящая через центр Солнца перпендикулярно к оси его вращения плоскость пересекает поверхность Солнца по солнечному экватору, который наклонен к эклиптике под углом 7 015? . Внешние слои Солнца испытывают дифференциальное вращение: на экваторе поверхность вращается со скоростью один оборот за 25.4 дня; а около полюсов скорость вращения медленнее и составляет примерно 36 дней. Такое поведение объясняется тем, что Солнце не является твердым телом, как Земля. Сходное вращение наблюдается у газовых планет гигантов (Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна). Дифференциальное вращение распространяется и вглубь Солнца, однако его ядро вращается, по-видимому, как твердое тело.

Положение Солнца в Галактике

Солнце расположено несколько севернее плоскости симметрии Галактики. Диаметр Галактики - около 1000 тысяч световых лет. Солнце движется вокруг ядра ее со скоростью около 240 км/с и совершает полный обход по галактической орбите примерно за 180 миллионов лет! В своем орбитальном движении оно перемещается в направлении созвездия Лебедя. По отношению же к окрестным звездам движется Солнце направлено к созвездию Геркулеса, и его скорость близка к 20 км/с. Вдоль плоскости Галактики расположено несколько спиральных ее рукавов, в которых сконцентрирован газ. Ближайший к центру Галактики звездный рукав называется рукавом Стрельца, следующий, более далекий рукав, - это Орионов рукав, на краю которого находится Солнечная система, и, наконец, третий, Персеев рукав, расположен за Солнцем, на расстоянии около 4000 пк от него. Наше Солнце находится в промежутке между двумя спиральными рукавами. По современным представлениям, эти спиральные рукава являются своеобразными волнами уплотнения ( наподобие звуковых волн ), распространяющимися в диске Галактики и сжимающими на своем пути как звездную, так и еще в большей степени газовую составляющую.

Эволюция Солнца и Солнечной системы

Солнце, веротно, возникло вместе с другими телами Солнечной системы из газопылевой туманности примерно 5 млрд. лет назад. Сначала вещество Солнца сильно разогревалось из-за гравитационного сжатия, но вскоре температура и давление в недрах настолько увеличились, что произвольно начали происходить ядерные реакции. В результате этого очень сильно поднялась температура в центре Солнца, а давление в его недрах выросло настолько, что смогло уравновесить силу тяжести и остановить гравитационное сжатие. Так возникла современная структура Солнца. Эта структура подддерживается происходящим в его недрах медленным превращением водорода в гелий. За 5 млрд. лет существования Солнца уже около половины водорода в его центральной области превратилось в гелий. Оно будет продолжать "мирно" излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя его светимость возрастет примерно вдвое за это время). Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что является обычным для звезд, но увы приведет к полному уничтожению Земли (и созданию планетарной туманности).

На рис. 1 изображена диаграмма температура-светимость для нашего Солнца, иначе ее еще называют диаграммой Герцшпрунга-Рассела, по именам двух астрономов, которые построили ее. На этой диаграмме можно видеть изменение температуры и светимости (это количество излученного света) за время жизни Солнца.

A. На Солнце начинают идти ядерные реакции в ядре. Это называется рождением звезды, до начала ядерных реакций объект называют протозвездой, и в ядре еще слишком низкая температура для того, что бы началось ядерное горение.

B. К этому времени, примерно половина водорода в ядре будет преобразована в гелий. Это та ситуация в которой Солнце находится сейчас (с момента рождения Солнца прошло примерно 4.5 миллиарда лет).

C. Водород в ядре практически полностью переработан, и начинается горение водорода в слоевом источнике вокруг ядра. Это заставляет Солнце раздуваться. Его радиус становится примерно на 40% больше, а светимость удваивается.

D. Через полтора миллиарда лет, поверхность Солнца станет в 3.3 раза больше чем сейчас, а температура опустится до 4300 градусов Кельвина. Если глядеть с Земли, то Солнце будет выглядеть как большой оранжевый шар. Однако главная проблема в том, что температура Земли при этом поднимется на 100 градусов и все моря испарятся, так что не останется наблюдателей этой грандиозной картины. В последующие 250 миллионов лет радиус Солнца вырастет в 100 раз, и его светимость возрастет более чем в 500 раз. Оно займет практически пол неба на планете, которая когда-то была Землей.

E. Температура ядра возрастет так высоко, что начнет протекать реакция превращения гелия в углерод. Возможно, этот процесс будет носить взрывной характер и одна треть солнечной оболочки будет рассеяна в космосе.

Что случится после этого в настоящее время неизвестно. Солнце станет ярче, и все внешние слои будут унесены в космос очень сильным солнечным ветром. Это явление называют образованием планетарной туманности; примеры таких объектов часто наблюдаются в космосе (внутри планетарной туманности всегда есть звезда, ее породившая) рис. 2.

После этого останется практически только ядро бывшего Солнца, так называемый белый карлик, имеющий массу в два раза меньшую, чем масса современного Солнца, но с ненормально высокой плотностью вещества: 2 тонны на кубический сантиметр. Этот белый карлик будет медленно остывать, превращаться в черный карлик и это будет конец Солнца.

Химический состав Солнца

Своеобразным “ паспортом ” каждой звезды, в том числе и Солнца, является ее спектр. В солнечном спектре зарегистрировано более 30000 линий, принадлежащих 72 химическим элементам. Конечно, на Солнце “ присутствуют ” и остальные 20 элементов. Просто их линии очень слабые и заметить их на общем фоне нелегко. В настоящее время Солнце состоит примерно из 75% водорода и 25% гелия по массе (92.1% водорода и 7.8% гелия по числу атомов); все остальные химические элементы (так называемые "металлы") содержат только 0.2% общей массы. Это соотношение медленно меняется со временем, по мере того, как в ядре Солнца водород превращается в гелий.

Внутреннее строение Солнца

Солнце представляет собой сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Всюду на одинаковых растояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближения к центру. . Солнце можно разделить на несколько концетрических слоев, постепенно переходящих друг в друга ( рис.3). В центре Солнца температура и плотность достигают наибольших значений. Условия в солнечном ядре (которое занимает примерно 25% от его радиуса) чрезвычайно экстремальные. Температура достигает 15.6 миллионов градусов Кельвина, а давление - 250 миллиардов атмосфер. Газ в ядре более чем в 150 раз плотнее воды. Ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходят близ самого центра Солнца. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии быстро прекращается и вплоть до расстояния 0,2-0,3 радиуса от центра. На расстоянии от центра больше 0,3 радиуса температура становится меньше 5 млн. градусов. В результате ядерные реакции здесь практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине, поглощаемое и переизлучаемое вышележащими слоями. Последние 20% пути к поверхности энергия переносится конвекцией, а не излучением. Конвекция - это перемещение вещества в целом, потоками или пузырями, наподобие того, как ведет себя кипящая вода. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз.

Атмосфера Солнца

Все расмотренные выше слои Солнца фактически не наблюдаемы. Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его атмосферой. Солнечная атмосфера также состоит из нескольких различных слоев. В строении внешних слоев Солнца выделяют фотосферу ( “ сферу света ”, если перевести с греческого), хромосферу ( “ сферу света ”) и корону.

Видимая солнечная поверхность - фотосфера - это слой газа толщиной около 700 км, в котором формируется приходящее к Земле излучение Солнца. Как раз через середину этого слоя и “ проведена ” условная поверхность нашей звезды, используемая для различных расчетов, конкретно - отсчета высот ( вверх ) и глубин ( вниз ). Во внешних, более холодных, разряженных слоях фотосферы на фоне непрерывного спектра возникают фраунгоферовы линии поглощения. Производя анализ солнечного спектра, содержащего свыше 300 тысяч линий поглощения, устанавливают химический состав не фотосферы, а расположенных над ней слоев. Распространяясь в верхние слои солнечной атмосферы, волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последующих слоев атмосферы- хромосферы и короны. В результате верхние слои фотосферы с температурой около 4500K оказываются самыми "холодными" на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растет.

Хромосфера - слой толщиной около 10000 км, лежащий над фотосферой. Ее можно видеть в моменты полнйх солнечных затмений в виде окружающего Солнца кольца ярко- красного цвета. Именно благодаря наличию этого разряженного слоя газа мы наблюдаем в спектре Солнца темные линии: идущие “ снизу ”, из более плотных слоев, фотоны света поглощаются в хромосфере и сразу же (!) переизлучаются. Но ( вот в чем “ соль”) с одинаковой вероятностью - в любом направлении, в том числе в 50 % случаев обратно в сторону Солнца. А это значит, что в какой-то определенной частоте к Земле ( и к наблюдателю ) приходит меньше энергии - образуется темная линия в спектре. Так поглощаются и переизлучаются лишь определенные порции энергии, соответствующие переходам электронов в атомах на высшие энергетические уровни. Быстрые конвективные движения газов, поднимающихся и опускающихся вниз, объясняют струистое строение хромосферы. Быстро движущиеся кратковременные выступы из хромосферы -это спикулы, существующие несколько минут. Cпектр хромосферы, так называемый спектр вспышки, состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затмения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях, можно получить в них его изображение.

Над хромосферой расположена простирающаяся на расстояния до 2000000 км солнечная корона. Корона - изумительно красивый объект для наблюдений. К сожалению, ее можно видеть только во время полной фазы солнечного затмения, когда Луна закрывает от нас диск Солнца. Солнечная корона состоит из двух частей - внутренней и внешней. Внутренняя корона - это желтоватый бесструктурный ободок, который окружает хромосферу. Внешняя корона - длинные струи серебристого цвета, “ лучи ” неправильной формы, отходящие от Солнца на очень большие расстояния. Вид солнечной короны не всегда одинаков. Это связано с периодическим изменением солнечной активности. Наиболее вытянутая форма короны наблюдается во время минимума солнечной активности. В годы максимума корона почти сферична.

Корона представляет собою сильно разряженную высокоионизированную плазму с температурой 1-2 млн. градусов. Причина столь большого нагрева солнечной короны связана с волновыми движениями, возникающими в конвективной зоне Солнца. В ней содержатся атомы различных химических элементов и свободные электроны, движущиеся с очень большими скоростями. И те, и другие, освещенные солнечными лучами, рассеивают падающий на них солнечный свет. Из-за огромной температуры частицы движутся так быстро, что при столкновениях от атомов отлетают электроны, которые начинают двигаться как свободные частицы. В результате этого легкие элементы полностью теряют все свои электроны, так что в короне практически нет атомов водорода и гелия, а есть только протоны и альфа - частицы. Тяжелые элементы теряют до 10-15 внешних электронов. По этой причине в спектре солнечной короны наблюдаются необычные спектральные линии, которые долгое время не удавалось отождествить с известными химическими элементами. Так, например, одна из наиболее ярких корональных линий (зеленая ) принадлежит атому железа, лишенному 13 электронов. Однако не все излучение внутренней короны обязано эмиссионному свечению ионизованных атомов. Внутренняя корона испускает также и непрерывный спектр в результате рассеивания солнечного излучения.

Внешняя корона состоит из ионизованного водорода и свободных электронов. Электроны, как более подвижные, менне массивные частицы, способны расссеивать падающий на них солнечный свет гораздо эффективнее фотонов. Эти потоки электронов мы и наблюдаем в лучах внешней солнечной коры.

Солнечная корона испускает также радиоволны, причем радиоизлучение Солнца может быть спокойным и возмущенным. Источником и того и другого излучений является торможение электронов в короне. Как известно, равномерно движущийся электрон электромагнитного излучения не испускает ( если он движется со скоростью, много меньшей скорости света ). Он испускает электромагнитное излучение, в данном случае радиоволны, если он тормозится. Такое торможение должно происходить в солнечной короне, так как электроны обязательно проходят около атомных ядер и под действием их притяжения тормозятся, а торможение сопровождается излучением. В ”спокойной ” короне электронная температура достигает 1-2 млн. градусов. Однако бывают случаи, когда сквозь корону пролетают быстрые потоки наэлектризованных частиц. Тогда корона становится на время “ неспокойной ”, она испускает более мощные радиоволны, а ее электронная температура временно поднимается до 2 млрд. градусов.

Солнечная активность

В возникновении явлений, происходящих на Солнце, большую роль играет магнитное поле, которое сильнее земного в 6000 раз. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченную плазму, смесь электронов и ядер водорода и гелия. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает. Этот процесс сопровождается возникновением целого комплекса явлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. В соответствующих местах хромосферы наблюдается увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие места называются флоккулами. Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом ( видимом )свете - факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, является следствием увеличевшейся до нескольких десятков эрстед напряженности магнитного поля. Через 1-2 дня после появления флоккула в активной области возникают солнечные пятна в виде маленьких черных точек - пор. Многие из них вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за 2-3 дня превращаются в крупные темные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из темной центральной части - тени и волокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен - наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряженности, в несколько тысяч эрстед. Солнечное пятно - это углубление в фотосфере, имеющее форму воронки; вещество солнечного пятна движется, втекая в него в верхних слоях и растекаясь от центра к краям в глубоких нижних слоях. Полное, суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитного поля и уравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим, чем в фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящие энергию из глубины вверх. Вследствии этого в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000 К. Пятно как бы охлажденная и скованная магнитным полем яма в солнечной атмосфере. Большей частью пятна возникают целыми группами, в которых, однако, выделяются два больших пятна. Одно, небольшое, - на западе, а другое, чуть поменьше, - на востоке. Вокруг и между ними часто бывает множество мелких пятен. Такая группа пятен называется биполярной, потому что у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из-под фотосферы , оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно, которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет северную полярность, а то, в области которого силовые линии входят обратно под фотосферу, - южную.

Самое мощное проявление солнечной активности - это вспышки. Они происходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути вспышки - это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинного плазменного жгута или ленты. Длина такого образования составляет десятки и даже сотни тысяч километров. Общее количество энергии, выделяюшееся в результате взрыва, может составлять в зависимости от его силы от 10 в23 до 10 в25 Дж. Продолжается вспышка обычно около часа. Мощность энерговыделения 1г вещества в области вспышки в среднем в 10 в12 раз больше, чем мощность энерговыделения 1г вещества всего Солнца. Это говорит о том, что источник энергии вспышек отличается от источника энергии всего Солнца. Хотя детально физические процессы, приводящие к возникновению вспышек, еще не изучены, ясно, что они имеют электромагнитную природу. Основной жгут вспышки обычно располагается вдоль нетральной линии магнитного поля - направления, разделяющего области различной полярности. При некоторых условиях возникает неустойчивость,магнитные поля вблизи нейтральной линии сильно сближаются, сливаются и нейтрализуются (аннигилируют). При этом энергия магнитного поля переходит в другие формы: в излучение, тепло и кинетическую энергию движущихся газов. В электромагнитное излучение переходит примерно половина всей энергии. Другая половина энергии вспышки идет на ускорение элементарных частиц, главным образом электронов и протонов. Поток таких частиц добавляется во время вспышек к общему потоку космических лучей, наблюдаемых вблизи Земли. Сталкиваясь с другими атомами, энергетические ядра вызывают их необычайно сильную ионизацию, а в некоторых случаях проникают даже через электронные оболочки атомов и приводят к ядерным превращениям, сопровождающимся испусканием гамма- квантов. Как и всякий сильный взрыв, вспышка порождает взрывную волну, распространяющуюся как вверх в корону, так и горизонтально вдоль поверхностных слоев солнечной атмосферы. Излучение солнечных вспышек оказывает особо сильное воздействие на верхние слои земной атмосферы и ионосферу и приводит к возникновению целого комплекса геофизических явлений. Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы- сравнительно плотные облака газов, возникающие в солнечной короне или выбрасываемые в нее из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающийся на хромосферу и образованной струями и потоками более плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживается прогнувшимися под его тяжестью силовыми линиями магнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторые из них связаны с взрывоподобными выбросами вещества из хромосферы вверх в корону. Области на Солнце, в которых наблюдаются интенсивные проявления солнечной активности, называются центрами солнечной активности.

Страницы: 1, 2