HYPERLINK “http://www.ukrreferat.com/” www.ukrreferat.com – лідер
серед рефератних сайтів України!
РЕФЕРАТ
на тему:
“Природа Сонця”
ПЛАН
1. Вступ. Сонце як зірка
2. Будова Сонця
3. Сонячна атмосфера й сонячна активність
4. Цікаві факти про Сонце
Додаток
Список використаної літератури
1. Вступ. Сонце як зірка
Со?нце (лат. Sol) – зоря в Сонячній системі, за зоряною класифікацією
жовтий карлик. Земля та вісім інших планет обертаються навколо Сонця.
Крім них навколо Сонця обертаються комети, астероїди, та інші дрібні
об’єкти.Зміст
Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса в 333
000 раз більша за масу Землі й у 750 разів перевищує масу всіх інших
планет, разом узятих. Сонце — могутнє джерело енергії, яку воно постійно
випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від
рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це
випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх,
позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для
життя на Землі.
Водночас Сонце — найближча до нас зірка, в якої, на відміну від усіх
інших зірок, можна спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на
ньому дрібні деталі, розміром навіть до кількох сотень кілометрів. Це
типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зірок взагалі.
Видимий кутовий діаметр Сонця змінюється ненабагато через еліптичність
орбіти Землі. В середньому він становить близько 32′ або 1/107 радіана,
тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а.о., або приблизно 1 400 000 км.
Дослідження Сонця — одне з центральних завдань сучасної астрофізики. Це
пояснюється, з одного боку, тісним зв’язком, що існує між діяльністю
Сонця і земними процесами, а з другого — тією обставиною, що Сонце —
типова зоря.
Одним з головних об’єктів сучасних астрономічних досліджень є Сонце –
найближча до нас зоря, наше денне світило, від якого безпосередньо
залежить існування життя на Землі.
2. Будова Сонця
Як і всі зорі, Сонце — розжарена газова куля. В основному воно
складається з водню з домішками 10 % (за кількістю атомів) гелію.
Кількість атомів усіх разом узятих інших елементів приблизно в 1000 раз
менша. Однак маса цих важчих елементів становить 1 — 2 % маси Сонця.
На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні
електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу —
плазми.
Середня густина сонячної речовини g « 1400 кг/м?. Це значення сумірне з
густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні
Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в
центрі — у 100 раз більша, ніж середня густина.
Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до
центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько
1,5·105 кг/м?, тиск — близько 2·1018 Па, а температура — близько 15000
000 К.
При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі
швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним,
незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення
завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється
гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом
енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього
кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а
водню — зменшується.
Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й
розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура
сонячних газів спадає з віддаленням від центра. Залежно від значення
температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна
умовно поділити на 4 частини:
внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і температура забезпечують
перебіг ядерних реакцій; вона пролягає від центра на відстань приблизно
1/3 радіуса промениста зона (відстань від 1/3 до 2/3 радіуса), в якій
енергія передається назовні від шару до шару внаслідок послідовного
поглинання і випромінювання квантів електромагнітної енергії;
конвективна зона — від верхньої частини «променистої» зони майже до
самої видимої межі Сонця. Тут температура швидко зменшується з
наближенням до видимої межі світила, внаслідок чого збільшується
концентрація нейтральних атомів, променистий перенос сповільнюється і
тепло передається за рахунок перемішування речовини (конвекція), подібне
до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;
атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і простягається
далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери — фотосфера,
тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Верхніх шарів
атмосфери безпосередньо не видно через велику розрідженість, їх можна
спостерігати або під час повних сонячних затемнень, або за допомогою
спеціальних приладів.
3. Сонячна атмосфера й сонячна активність
Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів.
Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 — 300 км, називається фотосферою
(сфера світла). З нього виходить майже вся та енергія Сонця, яка
спостерігається у видимій частині спектра.
У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з
віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К:
зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуються внаслідок випромінювання з
них у міжпланетний простір.
На фотографіях фотосфери добре помітна її тонка структура у вигляді
яскравих «зерняток» — гранул розміром у середньому близько 1000 км,
розділених вузькими темними проміжками. Ця структура називається
грануляцією. Вона є результатом руху газів, що відбувається в розміщеній
під атмосферою конвективній зоні Сонця.
Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого
випромінювання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відповідають
темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь
німецького оптика Й. Фраунгофера (1787—1826), який уперше в 1814 р.
замалював кілька сотень таких ліній. З тієї самої причини (зниження
температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається
темнішим.
У найвищих шарах фотосфери температура досягає близько 4000 К. При такій
температурі й густині 103—104 кг/м? водень стає практично нейтральним.
Іонізовано тільки близько 0,01 % атомів, які належать здебільшого
металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація
знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко.
Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно
іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її
температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді
блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска
Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери
температура сонячних газів досягає 106 — 2*106 К і далі протягом
багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча
оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового
сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді
вона являє собою надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у
міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої
плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.
Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних
космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.
Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами
збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються
у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих,
радіальне витягнутих фотосферних гранул.
Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони
переміщуються по видимому диску Сонця. На цій підставі він зробив
висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість
обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі
здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період
обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті
в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного
спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного
диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.
4. Цікаві факти про Сонце
Середня густина Сонця складає всього 1,4 г/см?, тобто дорівнює густині
води Мертвого моря.
Питома (на одиницю маси) енерговитрата Сонця — всього 2*10-4 Вт/кг,
тобто приблизно така сама, як і у купи гнилого листя.
8 квітня 1947 року на поверхні південної півкулі Сонця було зафіксоване
найбільше скупчення сонячних плям за весь час спостережень. Його довжина
становила 300 000 км, а ширина — 145 000 км. Воно було приблизно у 36
разів більше за площу поверхні Землі і його можна було легко розгледіти
неозброєним оком під час заходу Сонця.
Кожну секунду Сонце виробляє у 100 000 раз більше енергії, ніж людство
виробило за всю свою історію
Сонце містить у собі 99,87% маси усієї Сонячної системи
На честь Сонця названа нова валюта Перу (новий соль)
Додаток
Таблиця 1. Зведені відомості про Сонце
Середня віддаль від
Землі 149.6*106 км
Видима зоряна величина (V) ?26.8m
Абсолютна зоряна величина 4.8m
Орбітальні характеристики
Середня віддаль від
центру Чумацького Шляху 2.5*1017 км (26,000 світлових років)
Галактичний період 2.26*108 a
Швидкість 217 км/с
Фізичні характеристики
Діаметр 1.392*106 км
(109 *Землі)
Площа поверхні 6.09 * 1012 км?
(11,900 Земних)
Об’єм 1.41 * 1018 км? (1,300,000 Земних)
Маса 1.9891 * 1030 кг (332,950 Земних)
Густина 1.408 г/см?
поверхневе прискорення (тяжіння) 273.95 м/с-2
(27.9 g)
Друга космічна швидкість
на поверхні 617.54 км/с
Температура поверхні 5780 K
Температура корони 5 MK
Температура ядра ~13.6 MK
Яскравість (L) 3.827*1026 W
Середня інтенсивність (I) 2.009*107 W m-2 sr-1
Характеристики обертання
Нахил 7.25° (до екліптики)
67.23° (до галактичної площини)
Пряме сходження Північного полюса 286.13°
(19 год 4 хв 31.2 сек)
Схилення Північного полюса 63.87°
Період обертання на екваторі 25.3800 днів (25 днів 9 год 7 хв 12?8 сек)
Швидкість обертання на екваторі 7174 км/год
Список використаної літератури
Костюк А. Уроки астрономії. – К., 2004.
Цікаве про Сонячну систему / Упорядник В.І. Соловейченко. – К., 2001.
Костюк А. Контрольні, самостійні та практичні роботи з астрономії. – К.,
2004.
2004 рік, 24 стр., 100 шт. в пачці
Шарамова В. Астрономія сьогодні. – К., 2007.
HYPERLINK “http://www.ukrreferat.com/” www.ukrreferat.com – лідер
серед рефератних сайтів України!
PAGE
PAGE 9
Нашли опечатку? Выделите и нажмите CTRL+Enter
