Реферат: Солнечная атмосфера - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Солнечная атмосфера

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 156 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Солнечная а тмосфера. Атмосфера Земная атмосфера — это воздух , ко то рым мы дышим , при вычная нам га зовая оболочка Земли . Такие обо лочки есть и у других планет . Звёзды целиком состоят из газа , но их внеш ние слои также именуют атмосферой . При этом внешними считаются те слои , откуда хотя бы часть излучения может беспрепятс т венно , не погло щаясь вышележащими слоями , уйти в окружающее пространство. Фотосфера Солнца начинается на 200 — 300 км глубже видимого кра я солнечного диска . Эти самые глубокие сло и атмосферы называют фотосфе ро й. Поскольку их толщина соста вля ет не бо лее одной трёхтысячной до ли солнечного радиуса , фотосферу иногда услов но называют поверхно стью Солнца. Плотность газов в фотосфере при мерно такая же , как в земной страто сфере , и в сотни раз меньше , чем у поверхности Земли . Температ ура фо тосферы уменьш ается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях . Температура же того среднего слоя , излучение которого мы воспринимаем , около 6000 К. При таких условиях почти все мо лекулы газа распадают ся на отдель ные атомы . Лишь в самых в ерхних слоях фотосферы сохраняется отно сит ельно немного простейших моле кул и радикалов типа Н 2 , ОН , СН . Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в I земной природе отрицательный ион водорода , который представляет собой протон с двумя электронами . Э то необычное соединение возникает в тонком внешнем , наиболее «холод ном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водор ода отрицательно заряженных свободных электронов , которые доставляются легко ионизуемыми атом ами кальция , натрия , магния , ж елеза и других металлов . При воз никновении отриц ательные ионы водорода излучают большую часть видимого света . Этот же свет ионы жад но поглощают , из-за чего непро зрачность атмосф еры с глубиной быстро растёт . Поэтому види мый край Солнца и кажется нам очен ь резким. Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра — Уз енькой разноцветной полоски , имеющей ту же природу , что и радуга . Впервые , поставив призму на пути солнечного луча , такую поло ску получил Ньютон и воскликнул : «Спектрум !» (лат. spectrum — «виде ние» ). Позже в спектре Солнца за метили тёмные линии и сочли их границами цветов . В 1815 г . немецкий физик Йозеф Фр аунгофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре , и их стали называть его именем . Оказалось , ч то фраунгоферовы линии соответствуют эким участка м спектра , которые сильно поглощаются атомами различных веществ (см . статью «Анализ Вид имого света» ). В телескоп с большим увелич ени ем можно наблюдать тонкие детали фотосфер ы : вся она кажется усыпанной ме л кими яркими зёрнышками — гранулами , р азделёнными сетью узких тёмных дорожек . Грану ляция является результатом перемешивания всплыва ющих более тёплых потоков газа и опускающ ихся более холодных . Разность температур межд у ними в наружных слоях сравнительно н е велика (200-300 К ), но глубже , в конв ективной зоне , она больше , и перемешивание происходит значительно интенсивнее . Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную рол ь , определяя общую структуру атмосферы . В конечном счёте именно конвекция в резу льтате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причин ой всех многообразных проявлений солнечной ак тивности . Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце . Временами в небольшо й области солнечной атмосферы возникают ко н центрированные магнитные поля , в несколько раз более сильные , чем на Земле . Ионизованная плазма — хороший проводник , она не может перемешиваться поперёк линий магнитной индукции сильного магнитного поля . Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горяч и х газов снизу т ормозится , и возникает тёмная область — с олнечное пятно . На фоне ослепительной фотосфе ры оно кажется совсем чёрным , хотя в д ействи тельности яркость его слабее только ра з в десять. С течением времени величина и форма пятен сильно меняются . В озникнув в виде едва заметной точки — поры , пятно постепенно увеличивает свои размеры до нес кольких десятков тысяч километров . Крупные пя тна как правило , состоят из тёмной час ти (ядра ) и менее тёмной — полуте ни , стр уктура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы , называемыми факелами или факель ными полями. Фотосфера постепенно перехо дит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы — хро мосферу и корону. ХРОМОСФЕРА Хромосфера ( греч. «сфера ц вета» ) на зв ана так за свою красновато-фиоле товую окраску . Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны , только что за тмившег о Солнце . Хромосфера весь ма неоднородна и состоит в основ ном из продолг о ватых вытянутых язычков (спик ул ), придающих ей вид горящ ей травы . Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше , чем в фотосфере , а плотность в сотни тысяч раз меньше . Общая протяжённость хромосферы 10 — 15 тыс . километров. Рост те мпературы в хром осфере объясняется распро странением волн и магнитных полей , проникающи х в неё из конвективной зоны . Вещество нагревается примерно так же , как если б ы это происходило в гигант ской микроволновой печи . Скорости тепловых движений частиц в озраста ют , учащаютс я столкновения между ними , и атомы теряют свои внешние эле ктроны : вещество становится го рячей ионизованной плазмой . Эти же физические процессы подде рживают и необычайно высокую температуру самы х внешних слоев солнечной ат мосферы , которые расположены вы ш е хромосферы. Часто во время затмений (а при помощи специал ьных спектральных приборов — и не дожида ясь затме ний ) над поверхностью Солнца мож но наблюдать причудливой формы «фонтаны» , «обла ка» , «воронки» , «кус ты» , «арки» и прочие яр ко светящие ся обр азования из хромосферно го вещества . Они бывают неподвижны ми или медленно изменяющимися , окружёнными плавными изог нутыми струями , которые стекают в хромосферу или вытекают из неё , под нимаясь на д есятки и сотни тысяч километров . Это самые грандиозные обра з ования солнечной атмосфе ры — протуберанцы. При наблюдении в красной спект ральной линии , излучаемой атомами водорода , он и кажутся на фоне солнечного диска тёмным и , длинными и изогнутыми волокнами. Протуберанцы имеют примерно ту же пло тность и температуру , что и Хромосфера . Но они находятся над ней и окружены более высокими , сильно разреженными верхними сло ями солнечной атмосферы . Протуберанцы не падают в хромосферу пото му , что их веще ство поддерживается магнитными полями активных обла стей Солнца. Впервые спектр протуберанца вне зат мения наблюдали французский ас троном Пьер Жа нсен и его англий ский коллега Джозеф Лок ьер в 1868 г . Щель спектроскопа располагают т ак , чтобы она пересекала край Солнца , и если вблизи него находится протубе ранец , т о можно замет и ть спектр его и злучения . Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы , можно изучить их по час тям . Спектр протуберанцев , как и хромосферы , состоит из ярких линий , глав ным образом водорода , гелия и кальция . Лин ии излучения других хи ми ч еских э лементов тоже присутству ют , но они намного слабее. Некоторы е протуберанцы , про быв долгое время без з аметных изме нений , внезапно как бы взрываются , и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпл анетное пространс тво . Вид хромосферы такж е часто меняется , что указывает на непреры вное движе ние составляющих её газов. Иногда нечто похожее на взрывы пр оисходит в очень небольших по размеру обл астях атмосферы Солнца . Это так называемые хромосферные вспышки. Они длят ся обычно не сколько де сятков минут . Во время вспышек в спектраль ных линиях во дорода , гелия , ионизованного каль ция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличи вается в десятки раз . Особенно сильно во зрастает у л ьтра фиолетовое и рентгено вское излуче ние : порой его мощность в нес коль ко раз превышает общую мощность излучени я Солнца в этой коротковол новой области спектра до вспышки. Пятна , факел ы , протуберанцы , хромосферные вспышки — всё это проявления солнечной а ктивности . С повышением а ктивности число этих образований на Солнце стано вится больше. Корона В отлич ие от фотосферы и хромо сферы самая внешн яя часть атмосфе ры Солнца — корона — обладает огром ной протяжённостью : она про стирается на милли оны килом етров , что соответствует несколь ким сол нечным радиусам , а её слабое продо л жение уходит ещё дальше. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значитель но медленнее , чем плотность воздуха в земной атмосфере . Уменьшение плотно сти воздуха при подъёме вверх определяе тся притяжением Земли . На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше , и , казал ось бы его атмосфера не должна быть в ысокой . В действительности она необы чайно обш ирна . Следовательно , име ются какие-то силы , дей ствующие п р отив притяжения Солнца . Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в ко роне , разогретой до температуры 1 — 2 млн градусов ! Корону луч ше всего наблюдать во время полной фазы солнечного за тмения . Правда , за те нескольк о ми нут , чт о она длится , очень тру дно за рисовать не только отдельные детали , но даже общий вид короны . Глаз на блюда теля едва лишь начинает при выкать к внез апно наступившим су меркам , а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возве ща ет о конце затмения . П оэтому ч асто зарисовки короны , выполненные опытными н аблюдателями во время одного и того же затмения , сильно различались . Не удавалось д аже точ но определить её цвет. Изобретение фотографии дало ас трономам о бъективный и докумен тальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко . Дело в том , что ближай ш ая к Солнцу её часть , так называемая в нутренняя корона , сравнительно яркая , в то время как далеко прости рающаяся внешняя коро на представ ляется очень бледным сиянием . Поэ тому е с ли на фотографиях хорошо видна внешняя корона , то внутренняя оказыва ется передержанной , а на снимках , где прос матриваются дета ли внутренней короны , внешняя со вершенно незаметна . Чтобы преодо леть эту трудность , во время затмения обычно старают ся получит ь сразу несколько снимков короны — с боль шими и маленькими вы держками . Или же корону фотографируют , по мещая перед фотопластиной специ альный «радиальный» фильтр , ослаб ляющий кольцевые зоны ярких в нутренних частей короны . На такихснимках её структуру мож н о просле дить до расстояний во много солнеч ных радиусов. Уже перв ые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое количество деталей : корональн ые лучи , всевозможные «дуги» , «шлемы» и др угие сложные образова ния , чётко связанные с активными об ластями. Главной особенностью короны является лучистая структура . Корональные лучи имеют са мую разнооб разную форму : иногда они короткие , иногда длинные , бывают лучи пря мые , а иногда они сильно изогнуты. Ещё в 1897 г . пулковский астроном Але ксей Павлович Ганский обнаружил , что о бщий вид солнечной короны пе риодически меняе тся . Оказалось , что это связано с 11 -летним циклом сол нечной активности. С 11 -летним периодом меняется как о бщая яркость , так и форма сол нечной корон ы . В эпоху макс имума солнечных пятен она имеет сравни тельно округлую форму . П рямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у сол нечного экватора , так и в полярных областях . К огда же пятен мало , корональные лучи образ уются лишь в эк ваториальных и сре дних широтах . Форма короны становится вытянут ой . У полюсов появляются характерные короткие лучи , так называемые по лярные щёточки . Пр и этом общая яркость короны уменьшается . Э та интересная особенность короны , по-видимому , связана с постепенным переме щ ением в течение 11-летнего цикла зоны преимуществе нного об разования пятен . После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30 — 40° . Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экват ору. Тщательные исследования позволи ли установить , что ме жду структурой короны и отдельными образовани ями в атмосфере Солнца существует опре делённ ая связь . Например , над пятна ми и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корона льные лучи . В их сторону изгибаются соседн ие лучи . В основан и и корональных лучей яр кость хромосферы увеличивается . Та к ую её область называют обычно возбуждённой . Она горячее и плотнее соседних , невозбуждён ных областей . Над пятнами в короне наблюда ются яркие сложные образования . Проту беранцы также часто бывают ок р уже ны обол очками из корональной ма терии. Корона о казалась уникальной ес тественной лабораторией , в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Зем ле услов иях. На рубеже XIX — XX столетий , когда физ ика плазмы фактичес ки ещё не су ществ овала , наблюдаемые особенно сти короны представлял ись необъяс нимой загадкой . Так , по цвету к орона удивительно похожа на Солнце , как бу дто его свет отражается зеркалом . При этом , однако , во внутренней ко роне совсем исче зают характерные д ля солнечного спе ктра фраунгоферовы линии . Они вновь появляютс я далеко от края Солнца , во внешней ко роне , но уже очень слабые . Кроме того , свет короны поляризован : плос кости , в которых колеблются световые волны , располагаются в основном ка сательно к сол н ечному диску . С удале нием от Солнца доля поляри зованных лучей сначала увеличивается (почти д о 50%), а затем уменьшается . Нако нец , в спектр е короны появляются яр кие эмиссионные линии , которые почти до середины XX в . не удав алось отождествить ни с одним из из вест ных химических элементов. Оказалось , что главная причина всех этих особенностей короны — высокая темпер атура сильно разре женного газа . При температу ре свыше 1 млн градусов средние скорости ат о мов водорода превышают 100 км /с , а у с вободных электронов они ещё раз в 40 больше . При таких скоростях , не смотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см 3, что в 100 млрд раз разрежен нее воздуха на Земле !), сравнительно ча сты столкновения атомов , особенно с электронами. Силы электронных уда ров так велики , что атомы лёгких элементов практически пол ностью лишаются всех своих электронов и о т них остаются лишь «голые» атомные ядра . Более тяжёлые элементы сохра няют самые глубокие электронные оболочки , переходя в сос тояние в ысо кой степени ионизации. Итак , корональный газ — это высок оионизованная плазма ; она со стоит из множеств а положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть боль шего количес тва свободных элект ронов , возникших при иониз ации ат омов водорода (по одному элект рону ), гелия (по два электрона ) и бо лее тяжёлых атомов . Поскольку в таком газе осн овную роль играют подвижные электроны , его часто на зывают электронным газом , хотя при этом подразумевается наличие такого количест ва положит е льных ионов , которое по лностью обеспе чивало бы нейтральность плазмы в целом. Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах . О ни не вкладывают своей энергии при рассея нии : колеблясь в такт световой волны , они лишь изменяют направле ние рассеиваем ого света , при этом поляризуя его . Таинств енные яркие линии в спектре порождены нео бычным излучением высокоионизованных атомов желе за , аргона , никеля кальция и других элемен тов , возникающим только в условиях сильно г о разрежения . Наконец , линии погл ощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых частицах которые постоянно пр исутствуют межзвёздной среде . А отсутствие ли ний во внутренней короне связан с тем , что при рассеянии на очень быстро движущи хся электр онах все световые кванты ис пытывают стол значительные изменения частот , чи даже сильные фраунгоферовы лини солнечного спектра полностью «замываются». Итак , ко рона Солнца — сама внешняя часть его атмосферы , самая разреженная и самая горяча я . Добавим , что он а и самая близкая к нам оказывается , она простирается далек о от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы - солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400 — 500 км /с , а поро й достигает почти 1000 км /с . Распространяясь д алеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна ,, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, грани чащую с ещё более разреженной межзвёздной средой . Фактически м ы живём окружённые солнечной короной , хотя и за щищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля . Через корону солнечная активность влияет 1 многие процессы , происходящие 1 Земле (геофизически е явления ).
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Научите меня галстук завязывать, пожалуйста!!! А то я уже 5 мужиков задушила...
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Солнечная атмосфера", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru