сонце ядро ​​корона
Реферат по В«АстрономіїВ»
Тема: Незвичайні і цікаві факти про Сонце
Сонце -єдина зірка Сонячної системи, навколо якої звертаються інші об'єктицієї системи: планети і їх супутники, карликові планети і їх супутники, астероїди,метеороіди, комети і космічний пил. Маса Сонця становить 99,866% відсумарної маси всієї Сонячної системи. Сонячне випромінювання підтримує життяна Землі (фотони необхідні для початкових стадій процесу фотосинтезу), визначаєклімат. Сонце складається з водню (~ 73% від маси і ~ 92% відобсягу), гелію (~ 25% від маси і ~ 7% від обсягу) та інших елементів зменшою концентрацією: заліза, нікелю, кисню, азоту, кремнію, сірки, магнію,вуглецю, неону, кальцію і хрому. На 1 млн атомів водню припадає 98000 атомів гелію, 851 кисню, 398 вуглецю, 123 неону, 100 азоту, 47 заліза,38 магнію, 35 кремнію, 16 сірки, 4 аргону, 3 алюмінію, по 2 атома нікелю, натріюі кальцію, а також зовсім небагато усіх інших елементів. За спектральноїкласифікації Сонце відноситься до типу G2V (В«жовтий карликВ»). Температураповерхні Сонця досягає 6000 K, тому Сонце світить майже білимсвітлом, але через більш сильного розсіяння і поглинання короткохвильової частиниспектру атмосферою Землі пряме світло Сонця біля поверхні нашої планетинабуває певний жовтий відтінок.
Сонячний спектр міститьлінії іонізованих та нейтральних металів, а також іонізованого водню.У нашій галактиці Чумацький Шлях налічується понад 100 мільярдів зірок класуG2. При цьому 85% зірок нашої галактики - це зірки, менш яскраві,ніж Сонце (в більшості своїй червоні карлики). Як і всі зірки головноїпослідовності, Сонце виробляє енергію шляхом термоядерного синтезу. Ввипадку Сонця переважна частина енергії виробляється при синтезі гелію зводню.
Сонце знаходиться навідстані близько 26 000 світлових років від центру Чумацького Шляху і звертаєтьсянавколо нього, роблячи один оберт більш ніж за 200 мільйонів років. Орбітальнашвидкість Сонця дорівнює 217 км/с - таким чином, воно проходить один світловийрік за 1400 земних років, а одну астрономічну одиницю за 8 земних діб. Вданий час Сонце знаходиться у внутрішньому краї рукава Оріона нашоїГалактики, між рукавом Персея і рукавом Стрільця, у так званому В«Місцевомуміжзоряному хмарі В»- області підвищеної щільності, розташованої, в своючергу, в що має меншу щільність В«Місцевому міхуріВ» - зоні розсіяноговисокотемпературного міжзоряного газу. Із зірок, які належать 50 найближчоюзоряним системам в межах 17 світлових років, відомим в даний час,Сонце є четвертою за яскравістю зіркою (його абсолютна зоряна величина+4,83 M).
Сонце є молодийзіркою третього покоління (популяції I) з високим вмістом металів, тоТобто воно утворилося з останків зірок першого і другого поколінь,(Відповідно популяцій III і II).
Поточний вік Сонця(Точніше - час його існування на головній послідовності),оцінений за допомогою комп'ютерних моделей зоряної еволюції, дорівнюєприблизно 4,57 мільярда років.
Життєвий цикл Сонця
Вважається, що Сонцесформувалося приблизно 4,59 мільярда років тому, коли швидке стиснення піддією сил гравітації хмари молекулярного водню привело до утворення внашої області Галактики зірки першого типу зоряного населення типу T Тільця.
Зірка такої маси, якСонце, повинна існувати на головній послідовності в загальній складностіприблизно 10 мільярдів років. Таким чином, зараз Сонце знаходиться приблизно всередині свого життєвого циклу. На сучасному етапі в сонячному ядрі йдуть термоядерніреакції перетворення водню в гелій. Кожну секунду в ядрі Сонця близько 4мільйонів тонн речовини перетворюється на променисту енергію, у результаті чогогенерується сонячне випромінювання і потік сонячних нейтрино.
Маса Сонця недостатнядля того, щоб його еволюція завершилася вибухом наднової. Замість цього,через 4-5 мільярдів років воно перетвориться в зірку типу червоний гігант. У мірутого, як водневе паливо в ядрі буде вигоряти, його зовнішня оболонка будерозширюватися, а ядро ​​- стискатися і нагріватися. Приблизно через 7,8мільярди років, коли температура в ядрі досягне приблизно 100 мільйонів градусів,в ньому почнеться термоядерна реакція синтезу вуглецю і кисню з гелію. Націй фазі розвитку температурні нестійкості усередині Сонця приведуть до того,що воно почне втрачати масу і скидати оболонку. По-видимому, що розширюютьсязовнішні шари Сонця в цей час досягнуто сучасної орбіти Землі. При цьомудослідження показують, що ще до цього моменту втрата Сонцем маси призведедо того, що Земля перейде на більш далеку від Сонця орбіту і, таким чином,уникне поглинання зовнішніми шарами сонячної плазми.
Незважаючи на це, вся водана Землі перейде в газоподібний стан, а більша частина її атмосферирозсіється в космічний простір. Збільшення температури Сонця в цейперіод таке, що протягом наступних 500-700 мільйонів років поверхня Землібуде дуже гаряча для того, щоб на ній могло існувати життя в їїсучасному розумінні.
Після того, як Сонцепройде фазу червоного гіганта, термічні пульсації приведуть до того, що йогозовнішня оболонка буде зірвана і з неї утворюється планетарна туманність. Вцентрі цієї туманності залишиться сформована з дуже гарячого ядра Сонцязірка типу білий карлик, яка протягом багатьох мільярдів років будепоступово остигати і згасати.
Описаний вище сценарійеволюції Сонця типовий для зірок малої і середньої маси.
Внутрішня будоваСонця
Сонячне ядро ​​
Центральна частина Сонцяз радіусом приблизно 150 000 кілометрів, в якій йдуть термоядерніреакції, називається сонячним ядром. Щільність речовини в ядрі становитьприблизно 150 000 кг/м Ві (в 150 разів вище щільності води і в ~ 6,6разів вище щільності самого щільного металу на Землі - осмію), атемпература в центрі ядра - більше 14 мільйонів градусів. Аналіз даних,проведений місією SOHO, показав, що в ядрі швидкість обертання Сонця навколосвоєї осі значно вище, ніж на поверхні. У ядрі здійснюється протон-протоннатермоядерна реакція, в результаті якої з чотирьох протонів утворюється гелій-4.При цьому кожну секунду у випромінювання перетворюються 4,26 мільйона тонн речовини,однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця -2 Г— 1027 тонн.
Зона променистогопереносу
Над ядром, на відстаняхблизько 0,2-0,7 радіуса Сонця від його центру, знаходиться зона променевого переносу,в якій відсутні макроскопічні руху, енергія переноситься за допомогоюперевипромінювання фотонів
Конвективная зонаСонця
Ближче до поверхніСонця виникає вихрове перемішування плазми, і перенесення енергії до поверхнівідбувається переважно рухами самої речовини. Такий спосіб передачі енергіїназивається конвекцією, а під поверхневий шар Сонця, товщиною приблизно200 000 км, де вона відбувається - конвективною зоною. Засучасними даними, її роль у фізиці сонячних процесів виключно велика,так як саме в ній зароджуються різноманітні рухи сонячної речовини імагнітні поля.
Атмосфера Сонця
Фотосфера
Фотосфера (шар,випромінює світло) досягає товщини ~ 320 км і утворює видиму поверхнюСонця. З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінюванняСонця, випромінювання же з глибших шарів до неї вже не доходить. Температурав фотосфері досягає в середньому 5800 К. Тут середня щільність газускладає менш 1/1000 густини земної повітря, а температура в мірунаближення до зовнішнього краю фотосфери зменшується до 4800 К. Водень притаких умовах зберігається майже повністю в нейтральному стані. Фотосфераутворює видиму поверхню Сонця, від якої визначаються розміри Сонця,відстань від поверхні Сонця і т.д.
Хромосфера
Хромосфера (від др.-греч.П‡ПЃОїОјО± - колір,ПѓП†О±ОЇПЃО± - куля, сфера) - зовнішня оболонкаСонця завтовшки близько 10 000 км, навколишнє фотосферу. Походженняназви цієї частини сонячної атмосфери пов'язано з її черв...
