загрузка...

трусы женские
загрузка...
Реферати » Реферати по астрономії » Сонце і його вплив на Землю

Сонце і його вплив на Землю

ЗМІСТ


1) Вступ
2) Історія спостережень за Сонцем
3) Загальна характеристика
4) Внутрішньо будова
5) Атмосфера Сонця

Сонячні плями

Смолоскипи
6) Хромосфера
7) Сонячна корона
8) Шлях Сонця серед зірок

Добовий шлях Сонця

Річний шлях Сонця
9) Сонячні затемнення
10) Ультрафіолетове випромінювання Сонця
11) Місце Сонця в галактиці
12) Цикли сонячної активності
13) Як Сонце впливає на Землю

Енергія сонячного світла

Сонячний вітер і міжпланетні магнітні поля

Бомбардування енергійними частинками

Активність Сонця і здоров'я людей
14) Список використаної літератури

ВСТУП

Кожному напевне відомо, що на Сонці не можна дивитися неозброєним оком, а тим більше в телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрів або інших пристроїв, що послаблюють світло. Нехтуючи цією порадою, спостерігач ризикує отримати сильний опік ока. Найпростіший спосіб розглядати Сонце - спроектувати його зображення на білий екран. При допомоги навіть маленького аматорського телескопа можна отримати збільшене зображення сонячного диска. Що ж ми можемо побачити на цьому зображенні?
Перш за все звертає на себе увагу різкість сонячного краю. Сонце - газова куля, що не має чіткої межі, а щільність його зменшується поступово.
Чому ж у такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Справа вся в тому, що практично всі видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару, який має спеціальну назву - фотосфера (від грецького - "сфера світла"). Його товщина не перевищує 300 кілометрів. Саме цей тонкий шар і створює у спостерігача ілюзію того, що Сонце має "поверхню"

Ісор СПОСТЕРЕЖЕННЯ


Історія телескопічних спостережень Сонця починається з спостережень, виконаних Г. Галлілеем в 1611; були відкриті сонячні плями, визначено період обертання Сонця навколо своєї осі. У 1843 році німецький астроном Г. Швабе виявив циклічність сонячної активності. Розвиток методів спектрального аналізу дозволив вивчити фізичні умови на
Сонце. У 1814 році Й. Фраунгофер виявив темні лінії поглинання в спектрі Сонця - це поклало початок вивченню хімічного складу Сонця. З
1836 регулярно ведуться спостереження затемнень Сонця, що привело до виявлення корони і хромосфери Сонця, а також сонячних протуберанців. У 1913 році американський астроном Дж. Хейл спостерігав зєємановських розщеплення фраунгоферових ліній спектра сонячних плям і цим довів існування на Сонце магнітних полів. До 1942 шведський астроном Б. Едлен та інші ототожнили кілька ліній спектра сонячної корони з лініями високоіонізоване елементів, довівши цим високу температуру в сонячній короні. У 1931 році Б. Ліо винайшов сонячний коронограф, що дозволив спостерігати корону і хромосферу поза затемнень. На початку 40-х років XX століття було відкрито радіовипромінювання Сонця. Істотним поштовхом для розвитку фізики Сонця в другій половині XX століття послужив розвиток магнітної гідродинаміки і фізики плазми. Після початку космічної ери вивчення ультрафіолетового та рентгенівського випромінювання Сонця ведеться методами позаатмосферної астрономії за допомогою ракет, автоматичних орбітальних обсерваторій на супутниках Землі, космічних лабораторій з людьми на борту.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА


Сонце, центральне тіло сонячної системи, являє собою розпечену плазмовий кулю; Сонце - найближча до Землі зірка. Маса
Сонця 1,990 - 10530 кг (в 332 958 разів більше маси Землі). В Сонце зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс дорівнює 8,794 "(4,263 - 105 радіан). Відстань від Землі до Сонця змінюється від 1,4710 - 10511 м (в січні) до 1,5210 - 10511 (в липні), складаючи в середньому
1,4960 - 10511 м. Це відстань прийнято вважати однією астрономічною одиницею. Середній кутовий діаметр Сонця становить 1919,26 "(9,305 - 105-
3 рад), чому відповідає лінійний діаметр Сонця, дорівнює 1,392 - х1059 м
(в 109 разів більше діаметру екватора Землі). Середня щільність Сонця
1,41 - 1053 кг / м. Прискорення вільного падіння на поверхні Сонця становить 273,98 м / сек. Друга космічна швидкість на поверхні
Сонця дорівнює 6,18 - 1055 м / сек. Ефективна температура поверхні Сонця, що визначається відповідно до закону випромінювання Стефана-Больцмана, за повним випромінюванню Сонця дорівнює 5770 К.
Обертання Сонця навколо осі відбувається в тому ж напрямку, що і обертання Землі, в площині, нахиленій на 7 ° 15 'до площини орбіти
Землі (екліптиці). Швидкість обертання визначається по видимому руху різних деталей в атмосфері Сонця і по зсуву спектральних ліній в спектрі краю диска Сонця внаслідок ефекту Доплера. Таким чином було виявлено, що період обертання Сонця неоднаковий на різних широтах.
Положення різних деталей на поверхні Сонця визначається за допомогою геліографічних координат, що обчислюються від сонячного екватора
(геліографічна широта) і від центрального меридіана видимого диска
Сонця або від певного меридіана, обраного в якості початкового (так званого меридіана Каррінгтона). При цьому вважають, що Сонце обертається як тверде тіло. Один оборот відносно Землі точки з гелиографической широтою 17 ° здійснюють за 27,275 доби (синодичний період). Час обороту на тій же широті Сонця щодо зірок
(сидерический період) - 25,38 доби. Кутова швидкість обертання 7f 0для сидерического обертання змінюється з гелиографической широтою 7w0 по закону: 7w 0 = 14,33 °-3 ° sin 52 7f на добу. Лінійна швидкість обертання на екваторі Сонця - близько 2000 м / сек.

Сонце як зірка є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зір на діаграмі Герцшпрунга
Рессела. Видима фотовізуальная зоряна величина Сонця дорівнює-26,74, абсолютна візуальна зоряна величина M 4v дорівнює +4,83. Показник кольору
Сонця становить для випадку синій (В) і візуальної (М) областей спектра
M 4B 0-M 4V 0 = 0,65. Спектральний клас Сонця G2V. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зірок 19,7 - 1053 м / сек. Сонце розташоване усередині однієї зі спіральних гілок нашої Галактики на відстані близько 10 КПС від її центру. Період обертання Сонця навколо центра Галактики близько 200 мільйонів років. Вік Сонця - близько 5 - 1059 років.

Внутрішня будова


Внутрішня будова Сонця визначено в припущенні, що воно є сферично симетричним тілом і знаходиться в рівновазі. Рівняння переносу енергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу, закон Стефана-Больцмана та умови гідростатичного, променистого і конвекційного рівноваги разом з обумовленими зі спостережень значеннями повної світності, повної маси і радіусу Сонця і даними про його хімічний склад дають можливість побудувати модель внутрішнього будови Сонця.
Вважають, що вміст водню в Сонце за масою близько 70%, гелію близько 27%, вміст всіх інших елементів близько 2,5%. На підставі цих припущень обчислено, що температура в центрі Сонця становить
10-15 - 1056 К, щільність близько 1,5 - 1055 кг / м, тиск 3,4 - 10516 н / м (близько
3 - 10511 атмосфер) Вважається, що джерелом енергії, поповнюють втрати на випромінювання і підтримує високу температуру Сонця, є ядерні реакції, що відбуваються в надрах Сонця. Середня кількість енергії, що виробляється всередині Сонця, становить 1,92 ерг / г / сек. Виділення енергії визначається ядерними реакціями, при яких водень перетворюється на гелій. На Сонці можливі дві групи термоядерних реакцій: так званий протон-протонний (водневий) цикл і вуглецевий цикл (цикл Бете).
Найбільш імовірно, що на Сонці переважає протон-протонний цикл, що складається з трьох реакцій, у першій з яких з ядер водню утворюються ядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса; в другій з ядер водню утворюються ядра ізотопу гелію з атомною масою 3 і, нарешті, в третій з них утворюються ядра стійкого ізотопу гелію з атомною масою 4.
Перенесення енергії з внутрішніх шарів Сонця в основному відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що приходить знизу , і наступного перевипромінювання. В результаті зниження температури при видаленні від Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання, що переносить велику частину енергії у верхні шари. Перенесення енергії рухом гарячого речовини з внутрішніх шарів, а охолодженого всередину
(конвекція ) грає істотну роль в порівняно більш високих шарах, утворюють конвективну зону Сонця, яка починається на глибині близько
0,2 сонячних радіусу і має товщину близько 1058 м. Швидкість конвективних рухів зростає з віддаленням від центру Сонця і в зовнішній частині конвективної зони досягає (2-2,5) х1053 м / сек. У ще більш високих шарах
(в атмосфері Сонця) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. У верхніх шарах атмосфери Сонця (в хромосфері і короні) частина енергії доставляється механічними і магнітогідродинамічними хвилями, які генеруються в конвективної зоні, але поглинаються лише у цих шарах.
Щільність у верхній атмосфері дуже мала, і необхідний відвід енергії за рахунок випромінювання і теплопровідності можливий тільки, якщо кінетична енергія цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячної корони велику частину енергії забирають потоки речовини, які рухаються від Сонця, так званий сонячний вітер. Температура в кожному шарі встановлюється на такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії: кількість принесеної енергії за рахунок поглинання всіх видів випромінювання, теплопровідністю або рухом речовини дорівнює сумі всіх енергетичних втрат шару.

Повне випромінювання Сонця визначається за освітленості, створюваної ним на поверхні Землі, - близько 100 тис. Лк, коли Сонце знаходиться в зеніті. Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 тисяч лк. Сила світла Сонця становить 2,84 - 10 527 свічок.
Кількість енергії, що припадає в одну хвилину на площадку в 1 см, поставлену перпендикулярно сонячним променям за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною постійною. Потужність загального випромінювання Сонця - 3,83 - 10526 ват, з яких

Сторінки: 1 2 3 4 5 6 7 8
загрузка...
ur.co.ua

енциклопедія  з сиру  аджапсандалі  ананаси  узвар