Вінницький державний педагогічний університет іменні Михайла Коцюбинського
Природничо-географічний факультет
Кафедра фізичної географії
Реферат на тему:
Студентки І курсу
групи А-1
Вінниця-2006
Зображення Сонця одержане 14 вересня 1997 року з борту безпілотної космічної обсерваторії SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) Європейского космічного агентства і НАСА (США). Зображення одержано в лінії випромінювання гелію і показує хромосферу Сонця і щільні частини сонячної корони.
Фото: ESA and NASA.
Загальні відомості
Сонце – розжарений газовий шар, температура в центрі якого дуже висока. Настільки, що там можуть відбуватися ядерні реакції. В центрі Сонця температура досягає 15 мільйонів градусів, а тиск в200 мільйонів раз більший, ніж в поверхні Землі. Газ зжатий тут до щільності 1,5∙105 кг/м3 (важче заліза). Сонце – це сферично симетричне тіло, яке знаходиться в рівновазі. Щільність і тиск швидко наростають в глибину; ріст тиску пояснюється вагою всіх вище лежачих слоїв. В кожній внутрішній точці Сонця виконується умова гідростатичної рівноваги.
Сонце, центральне тіло Сонячної системи, типова зірка-карлик спеціального класу G2; маса М~2.103 кг, радіус R=696 т. км, світимість L=3,86.1023кВт. Період обертів змінюється від 27 діб на екваторі до 32 діб на полюсах, прискорення вільного падіння 274 м/с2.
Сонце як зірка. Атмосфера Сонця.
Сонце – це звичайна зірка. І якщо вона здається на небі велетенським палаючим шаром, то це лише тому, що знаходиться в мільйон разів ближче до нас, ніж будь-яка інша зірка. Сонце – джерело всього життя на нашій планеті. Ядерні реакції, які безперервно відбуваються в його надрах, виробляють колосальну кількість світла і тепла, які оживляючим потоком потрапляють на Землю. Наша планета отримує всього-лиш 1/2000000000000 частину всього сонячного випромінювання. Але цього абсолютно вистачає для того, щоб зігріти її і наділити необхідною для життя енергією всенький рослинний і тваринний світ.
Хоч Сонце що секундно витрачає чотири мільйони тон свого природного тепла, його вистачить ще на цілих шість мільярдів років.
Через зону переносу випромінювання енергія потрапляє з внутрішніх областей Сонця до поверхні. І фотони і нейтрони виникають в зоні ядерних реакцій в центрі Сонця. Але, якщо нейтрони дуже слабо взаємодіють з речовиною і в моменті залишають Сонце, то фотони багаторазово поглинаються і розсіюються до того часу, поки не досягнуть зовнішніх, більш прозорих шарів атмосфери Сонця, яку називають фотосферою.
Поки температура висока – більше 2 мільйонів градусів,—енергія переноситься променевою теплопровідністю, тобто фотонами. Зона непрозорості, зумовлена виростами фотонів на електронах, простягається приблизно на відстань 2/3R радіусу Сонця. При пониженні температури непрозорість сильно зростає, і дифузія фотонів триває приблизно мільйон років.
Внутрішня будова Сонця
Внутрішній об’єм Сонця можна розділити на декілька областей; речовина в них відрізняється за своїми якостями, і енергія розповсюджується з наявністю різними фізичними механізмами. Познайомимося з ними, починаючи з самого центру.
В центральній частині Сонця знаходиться джерело енергії, чи, образно кажучи «піч», яка нагріває його і не дає йому остигнути. Ця область називається ядром. Під тиском зовнішніх слоїв речовина всередині Сонця зжата, причому чим глибше, тим більше. Щільність його збільшується до центру разом із зростанням тиску і температури. В ядрі, де температура досягає 15 мільйонів Кельвінів, відбувається виділення енергії.
Ця енергія виділяється в результаті злиття атомів легких хімічних елементів в атоми більш важких. В надрах Сонця з чотирьох атомів водню створюється атом гелію. Саме цю страшну бомбу люди навчились звільняти при вибуху водневої бомби. Є надія, що в недалекому майбутньому людина навчиться використовувати її в мирних цілях.
Ядро має радіус не більше четвертої частини радіусу Сонця. Однак в його об’ємі зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, яка підтримує світіння Сонця.
Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні, до поверхні Сонця. Існують різні способи переміщення енергії в залежності від фізичних умов осередку, а саме: променевий перенос, конвекція і теплопровідність. Теплопровідність не грає великої ролі в енергетичних процесах на Сонці і зірках, тоді як променевий перенос і конвекція дуже важливі.
Зразу ж круг ядра йде зона променевої передачі енергії, де вона розповсюджується через поглинання і випромінювання речовиною порцій світла – квантів.
Щоб квантам досягнути від центра Сонця до фотосфери, потрібно багато тисяч років: адже, пере випромінюючись, кванти весь час міняють напрямок, майже так само часто рухаючись назад, як і вперед. Але коли вони вкінці-кінців виберуться назовні, це будуть уже зовсім інші кванти. Що ж з ними сталось?
В центрі Сонця народжуються гама-кванти. Їх енергія в мільйон разів більша, ніж енергія квантів видимого світла, а довжина хвилі зовсім малі. Дорогою кванти перечерпають дивовижні перетворення. Окремий квант спочатку поглинається яким-небудь атомом, але тут же пере випромінюються; частіше за все при цьому виникає не один минулий квант, а два і навіть декілька. По закону збереження енергії їх спільна енергія зберігається, а тому енергія кожного з них зменшується. Так виникають кванти все менших і менших енергій. Потужні гама-кванти ніби діляться на менш енергетичні кванти – спочатку рентгенівських, потім ультрафіолетових, і на кінець видимих і інфрачервоних променів. В кінці найбільшу кількість енергії Сонце випромінює видимим світлом, і не раптово наші очі чутливі саме до нього.
Як вже було зазначено, кванту потрібно дуже багато часу, щоб потрапити через щільну сонячну речовину назовні. Так що, якби «піч» всередині Сонця погасла, то ми б взнали про це тільки через мільйони років.
На своєму шляху через внутрішні сонячні пласти потік енергії втрачає таку область, де непрозорість газу сильно зростає. Це конвекція Сонця. Тут енергія передається вже не випромінюванням, а конвекцією.
Що таке конвекція? Коли рідина кипить, вона перемішується. Так само може поводити себе газ. В жаркий день, коли земля нагріта променями Сонця, на фоні далеких предметів добре помітні потоки гарячого повітря, яке піднімається. Їх легко спостерігати і над полум’ям газової грілки. Те ж саме і відбувається на Сонці в районі конвекції. Величезні потоки гарячого газу піднімаються вверх, де віддають своє тепло навколишньому середовищу, а охолоджений сонячний газ опускається донизу. Схоже, що сонячна речовина кипить і перемішується, як в’язка рисова каша на вогні.
Зона конвекції починається прямо на відстані 0,7 градуса від центру і простягається практично до самої видимої поверхні Сонця (фотосфери). Але по інерції сюди все ж проникають гарячі потоки з більш глибоких, конвекційних слоїв. Добре відома спостерігачам картина грануляції являється видимим проявленням конвекції.