Реферат: Звезда по имени Солнце

Реферат: Звезда по имени Солнце

ЗВЕЗДА ПО ИМЕНИ СОЛНЦЕ

Диаметр

1391980 км

Масса

1,989*10^30 кг

Сидерический период вращения точки экватора 25380 суток

Светимость

3,88*10^26 Вт

Спектральный класс G2 V

Эффективная температура поверхности 5800 К

Возраст

Около 5 млрд лет

Среднее расстояние от Земли до центра Солнца 149 597 870 км

ЧТО ВИДНО НА СОЛНЦЕ

Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооружённым

глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень тёмных светофильтров

или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом,

наблюдатель рискует получить сильнейший ожог глаз. Самый простой способ

рассматривать Солнце-это спроецировать его изображение на белый экран. При

помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное

изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?

Прежде всего, обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце -

газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно.

Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что

практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который

имеет специальное название - фотосфера (греч. «сфера света»). Его

толщина не превышает 300 км. Именно этот тонкий светящийся слой и создает у

наблюдателя иллюзию того, что солнце имеет поверхность.

ГРАНУЛЯЦИЯ

На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если приглядеться,

на нём обнаруживается много крупны и мелких деталей. Даже при не очень

хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых

зёрнышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними. Это похоже

на кучевые облака, когда смотришь на них сверху, с самолёта. Размеры гранул

не велики по солнечным масштабам – до 1000-2000 км в поперечнике;

межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км в ширину. На солнечном

диске наблюдается одновременно около миллиона гранул.

Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие

появляются. Каждая из них живет более 10 минут. Всё это напоминает кипение

жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно, поскольку физический

процесс, ответственный за оба явления, один и тот же. Это конвекция - перенос

тепла большими массами горячего вещества, которые поднимаются снизу,

расширяясь и одновременно остывая.

Грануляция создаёт общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более

контрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы.

ПЯТНА

Солнечные пятна – тёмные образования на диске Солнца. В телескоп видно,

что крупные пятна имеют довольно сложное строение: тёмную область тени окружает

полутень, диаметр которой более чем в 2 раза превышает размер тени. Если пятно

наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно похоже

на глубокую тарелку. Происходит то по тому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в

окружающей атмосфере, и взгляд проникает глубже.

По величине пятна бывают очень разные – от малых, диаметром примерно от 1000-

2000 км, до гигантских значительно превосходящих размеры нашей планеты.

Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40000 км. А самое большое из

наблюдавшихся пятен достигало 100 тыс. км.

Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных

магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр

светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура

падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а

следовательно и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными.

Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен, и

такие группы могут занимать значительные области на солнечном диске. Картина

группы всё время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются. Живут

группы пятен долго, иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца

(период вращения Солнца составляет примерно 27 суток).

ФАКЕЛЫ

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелы.

Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую

структуру. Величина каждой ячейки – около 30 тыс. км. В центре диска контраст

факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они

заметны именно по краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда 3-4 месяца.

Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются

факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, фаелы

тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти

поля слабее, чем в пятнах.

Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы

которой появляются через каждые 11 лет. В годы минимума на Солнце долгое

время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется

десятками. Ближайший максимум солнечной активности, когда можно было

наблюдать много пятен и факелов, был около 2000 г.

СОЛНЕЧНЫЕ ИНСТРУМЕНТЫ

Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы он ни изучал на небе,

является телескоп. И хотя принцип действий всех телескопов общий, для каждой

области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.

Яркость Солнца велика, следовательно, светосила оптической системы солнечного

телескопа может быть небольшой. Гораздо интереснее получить как можно больший

масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные

расстояния. Самый крупный из них имеет фокусное расстояние 90 м и даёт

изображение Солнца диаметром около 80 см.

Вращать подобную конструкцию было бы не легко. К счастью, это и не было

нужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной её области, внутри

полосы шириной около 47 градусов. Поэтому солнечному телескопу не нужна

монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а

солнечные лучи направляются неподвижной системой зеркал – целостатом.

Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы.

Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на

горизонтальной оси. С ним работать легче. Но у него есть один существенный

недостаток. Солнце даёт много тепла, и воздух внутри телескопа сильно

нагревается. Нагретый воздух движется вверх, более холодный – вниз. Эти

встречные потоки делают изображение дрожащим и нерезким. Поэтому в последнее

время строят в основном вертикальные солнечные телескопы. В них потоки

воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портят изображение.

Важным параметром телескопа является угловое разрешение, характеризующее его

способность давать раздельные изображения двух близких друг к другу деталей.

Например, разрешение в 1 угловую секунду означает, что можно различать 2два

объекта, угол между которыми равен 1 угловой секунде дуги. Видимый радиус

Солнца составляет чуть меньше 1000 угловых секунд, а истинный около 700 тыс.

км. Следовательно, одна угловая секунда на Солнце соответствует расстоянию

немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца, полученные на крупнейших

инструментах, позволяют увидеть детали размером около 200 км.

Обычные солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы.

Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потому слабо светящиеся

слои солнечной атмосферы – солнечную корону, пользуются специальным

инструментом. Он так и называется – коронограф. Изобрёл его французский

астроном Бернар Лио в 1930 г.

В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от нее в 10

тыс. раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Можно воспользоваться

моментами полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но

затмения бывают редко и порой в труднодоступных районах земного шара. Да

погода не всегда благоприятна. А продолжительность главной фазы затмения не

превышает 7 мин. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения.

Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа

установлена искусственная «луна». Она представляет собой маленький конус с

зеркальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображения Солнца,

а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусом обратно в трубу

телескопа или в особую световую «ловушку». А изображение солнечной короны

строит дополнительная линза, которая находится за конусом.

Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет в телескопе. Самое важное – это

хорошо отполированный линзовый объектив без дефектов внутри стекла. Его нужно

тщательно защищать от пыли. Каждая пылинка, каждый дефект линзы – при сильном

освещении работает как маленькое зеркальце – отражает свет в случайном

направлении.

Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачнее и небо

темнее. Но и там солнечная корона все же слабее, чем ореол неба вокруг

Солнца. Поэтому ее можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в

спектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр

или спектрограф.

Спектрограф – самый важный вспомогательный прибор для астрофизических

исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направлять

пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементами являются: щель

для ограничения поступающего света; коллиматор (линза или зеркало), который

делает параллельным пучок лучей; дифракционная решетка для разложения белого

света и спектр и фотокамера или иной детектор изображения.

«Сердце» спектрографа – дифракционная решетка, которая представляет собой

зеркальную стеклянную пластинку с нанесенными на нее параллельными штрихами.

Число штрихов у лучших решеток достигает 1200 на миллиметр.

Основная характеристика спектрографа – его спектральное разрешение. Чем выше

разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть раздельно.

Разрешение зависит от нескольких параметров. Один их них – порядок спектра.

Дифракционная решетка дает много спектров, видимых под разными углами.

Говорят, что она имеет много порядков спектра. Самый яркий порядок спектра –

первый. Чем дальше порядок, тем слабее спектр, но его разрешение выше. Однако

далекие порядки спектра накладываются друг на друга. Поскольку требуются и

высокое разрешение, и яркий спектр, приходится идти на компромисс. Поэтому

для наблюдений обычно используют второй-третий порядки спектра.

Одной из наиболее интересных систем является эшельный спектрограф. В нём

кроме специальной решетки, называемой эшелью, стоит стеклянная призма. Лучи

света падают на эшель под очень острым углом. При этом многие порядки спектра

накладываются друг на друга. Их разделяют при помощи призмы, которая преломляет

свет перпендикулярно штрихам решетки. В результате получается спектр,

порезанный на кусочки. Длину щели эшельного спектрографа делают очень

маленькой – несколько миллиметров, и спектры поэтому получаются узкими.

Эшельный спектр представляет собой набор полосок, расположенных одна под

другой и разделенных темными промежутками. Возможность использования высоких

порядков спектра в эшельном спектрографе дает преимущество в разрешающей

силе, что очень важно при изучении тонкой структуры спектральных линий.

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА

Наше солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают

сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний

объем Солнца можно разделить несколько областей; вещество в них отличается по

своим свойствам, и энергия распространяется посредством разных физических

механизмов. Познакомимся с ними, начиная с самого центра.

В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря

образным языком, та «печка», которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта

область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца

сжато, причем чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру

вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15

млн кельвинов, происходит выделение энергии.

Эта энергия выделяется в результате слияния атомов легких химических

элементов в атомы более тяжелых. В недрах Солнца из четырех атомов водорода

образуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научились

освобождать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалеком

будущем человек сможет научиться использовать и в мирных целях.

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его

объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся

энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра

должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные

способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно:

лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет

большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как

лучистый и конвективный переносы очень важны.

Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она

распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов.

Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в

этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне

медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы

многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление,

почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когда они в конце

концов выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты. Что же с ними

произошло?

В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем

энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты

претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается

каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается; чаще всего при этом

возникает не один прежний квант, а два или даже несколько. По закону

сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из

них уменьшается. Так возникают кванты меньших и меньших энергий. Мощные

гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты – сначала

рентгеновских, потом ультрафиолетовых и наконец видимых и инфракрасных лучей.

В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете, и не

случайно наши глаза чувствительны именно к нему.

Как мы уже говорили, кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться

через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы «печка» внутри

Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую

область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона

Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией.

Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может

вести себя и газ. В жаркий день, когда земля нагрета лучами Солнца, на фоне

удаленных предметов хорошо заметны поднимающиеся струйки горячего воздуха. Их

легко наблюдать и над пламенем газовой горелки, и над раскаленной конфоркой

плиты. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные

потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей

среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз. Похоже, что солнечное

вещество кипит и перемешивается, как вязкая рисовая каша на огне.

Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и

простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосфера), где

перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции

сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоев.

Хорошо известно наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца

является видимым проявлением конвекции.

КОЛЕБАНИЯ СОЛНЦА. ГЕЛИОСЕЙСМОЛОГИЯ.

Читатель, возможно, удивлён странным словом, вынесенным в заголовок.

Гелио? Сейсмология? Какая связь между Солнцем и землетрясениями? Или, может

быть, на Солнце тоже происходят землетрясения или, вернее солнцетрясения.

Расскажем обо всём по порядку.

Земная сейсмология основана на особенностях распространения звука по землёй.

Однако на Солнце сейсмограф ( прибор, регистрирующий колебания почвы)

поставить нельзя. Поэтому колебания Солнца измеряют совершенно другими

методами. Главный из них основан на эффекте Доплера. Так как солнечная

поверхность ритмически опускается и поднимается (колеблется), то её

приближение-удаление сказывается на спектре излучаемого света. Исследуя

спектры разных участков солнечного диска, получают картину распределения

скоростей; конечно же, со временем она меняется – волны бегут. Периоды этих

волн лежат в диапазоне примерно от 3 до 10 мин. Когда же они впервые были

открыты, найденное значение периода составило примерно 5 мин. С тех пор все

эти колебания называют «пятиминутные».

Скорости колебания солнечной поверхности очень малы – десятки сантиметров в

секунду, и измерить их невероятно сложно. Но часто интересно не само значение

скорости, а то, как оно меняется с течением времени ( как волны проходят по

поверхности). Допустим, человек находится в помещении с плотно зашторенными

окнами; на улице солнечно, но в комнате полумрак. И вдруг едва заметное

движение воздуха чуть сдвигает штору, и в глаза ударяет ослепляющий солнечный

луч. Лёгкий ветерок вызывает столь сильный эффект! Примерно так же измеряют

учёные малейшие изменения лучевой скорости солнечной поверхности. Роль шторы

играют линии поглощения в спектре Солнца. Прибор, измеряющий яркость

солнечного света, настраивается так, чтобы он пропускал только свет с длинной

волны точно в центре какой-либо узкой линии поглощения. Тогда при малейшем

изменении длинны волны, на вход прибора попадает не тёмная линия, а яркий

соседний участок непрерывного спектра. Но это ещё не всё.

Чтобы измерить период волны с максимальной точностью, её нужно наблюдать как

можно дольше, причём без перерывов, иначе потом нельзя будет определить,

какая это волна – та же самая или уже другая. А солнце каждый вечер

скрывается за горизонтом, да ещё тучи время от времени набегают.

Первое решение проблемы состояло в наблюдении за Южным полярным кругом – там

Солнце летом не заходит за горизонт неделями и к тому же больше ясных дней,

чем в Заполярье. Однако налаживать работу астрономов в Антарктиде сложно и

дорого. Другой предложенный путь более очевиден, но ещё более дорог:

наблюдения из космоса. Такие наблюдения иногда проводятся как побочные

исследования (например, на отечественных «Фобосах» пока они летели к Марсу).

В конце 1995г. Был запущен международный спутник SOHO (Solar and Heliospheric

Obsevatory), на котором установлено множество приборов, разработанных учёными

разных стран.

Но большую часть наблюдений по прежнему проводят с Земли. Чтобы избежать

перерывов, связанных с ночами и плохой погодой, Солнце наблюдают с разных

континентов. Ведь, когда в Восточном полушарии ночь, в Западном – день, и

наоборот. Современные методы позволяют представить такие наблюдения как один

непрерывный ряд. Немаловажное условие для этого – чтобы телескопы и приборы

были одинаковыми. Подобные наблюдения проводят в рамках крупных международных

проектов.

Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные, беззвучные звуковые

волны? Сначала представления об их природе не сильно отличались от того, что

было известно о колебаниях земной коры. Ученые представляли себе, как

процессы на Солнце (например грануляция) возбуждают эти волны, и они бегут по

поверхности нашего светила, словно морские волны по водной глади.

Но в дальнейшем, обнаружился очень интересный факт: оказалось, что некоторые

волны в разных частях солнечного диска связаны между собой (физики говорят:

имеют одну фазу). Это можно представить себе так, будто вся поверхность

покрыта равномерной сеткой волн, но в некоторых местах она не видна, а в

других – отчетливо проявляется. Получается, что разные области имеют тем не

менее согласованную картину осцилляций. Исследователи пришли к выводу, что

солнечные колебания носят глобальный характер: волны пробегают очень большие

расстояния и в разных местах солнечного диска видны проявления одной и той же

волны. Таким образом, можно сказать, что Солнце «звучит, как колокол», т.е.

как одно целое.

Как и в случае с Землей, колебания поверхности Солнца – лишь отзвук тех волн,

которые распространяются в его глубинах. Одни волны доходят до центра Солнца,

другие затухают на полпути. Это и помогает исследовать свойства разных частей

солнечных недр. Изучая волны, с разной глубиной проникновения, удалось даже

построить зависимость скорости звука от глубины! А поскольку из теории

известно, что на нижней границе зоны конвекции должно быть резкое изменение

скорости звука, удалось определить, где начинается солнечная конвективная

зона. Это на сегодня одно из важнейших достижений гелиосейсмологии.

Есть у гелиосейсмологии и свои проблемы. Например, пока не удалось выяснить

причину колебаний солнечной поверхности. Считается, что наиболее вероятный

источник колебаний – грануляция: выходящие на поверхность потоки раскаленной

плазмы, подобно мощным фонтанам, вызывают разбегающиеся во все стороны волны.

Однако на деле все не так просто, и теоретики пока не смогли

удовлетворительно описать эти процессы. В частности, неясно, почему волны

столь устойчивые, что могут обежать все Солнце, не затухая?

С помощью методов гелиосейсмологии удалось установить, что внутренняя часть

Солнца (ядро) вращается заметно быстрее, чем наружные слои. Неравномерное

вращение Солнца оказывает на его осцилляции такое же воздействие, как трещина

на колокол. В результате «звук» становится не очень чистым – изменяются

Страницы: 1, 2