Реферат: Солнце - 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

Солнце

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 30 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Солнце , центральное тело солнечной систем ы , представляет собой раск алённый плазмен ный шар ; Солнце - ближайшая к Земле звезда . Масса Солнца 1,990х 1030 кг (в 332958 раз больше массы Земли ). В Солнце сосредоточено 99,866% ма ссы Солнечной системы . Солнечный параллакс ра вен 8,794" (4,263х 10-5 радиан ). Расстояние от Земли до С о лнца меняется от 1,4710х 1011 м (в январе ) до 1,5210х 1011 (в июле ), составляя в среднем 1,4960х 1011 м . Это расстояние принято считать одной астрономической единицей . Средний угловой диаметр Солнца составляет 1919,26" (9,305х 10-3 рад ), чему соответствует ли н ейный диаметр Солнца , равный 1,392х 109м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли ). Средняя плотн ость Солнца 1,41х 103кг /м 3. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца составляет 273,98 м /сек 2. Вторая космическая скорость на поверхности Солнца равн а 6,18х 105 м /сек . Эффективная температура поверхности Солнца , определяемая согласно закону излучения Стеф ана-Больцмана , по полному излучению Солнца рав на 5770 К. История телескопических наблюдений Солнца начинается с наблюдений , выполненных Г.Галлилее м в 16 11 году ; были открыты солнечные пятна , определён период вращения Солнца вокру г своей оси . В 1843 году немецкий астроном Г.Швабе обнаружил цикличность солнечной активно сти . Развитие методов спектрального анализа п озволило изучить физические условия на Солн ц е . В 1814 году Й.Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглощения в спектре Солнца - это положило начало изучению химического состава Солнца . С 1836 года регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца , что привело к обнаружению короны и хромосферы Солнца , а так ж е солнечный протуберанцев . В 1913 году американский астроном Дж.Хейл наблюдал зеемановское расщепление фраунгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на Солнце магнитных полей . К 1942 году шведский астроном Б.Эдлен и другие отож д ествили несколько линий спект ра солнечной короны с линиями высокоионизиров анных элементов , доказав этим высокую темпера туру в солнечной короне . В 1931 году Б.Лио изобрёл солнечный коронограф , позволивший наблюда ть корону и хромосферу вне затмений . В начал е 40-х годов XX века было от крыто радиоизлучение Солнца . Существенным толчком для развития физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы . После начала космической эры изучение ультрафиолетового и рентге н овского излучения Солнца ведётся методами внеатмосферной астрономии с помощью ракет , автоматических орбитальных обсерва торий на спутниках Земли , космических лаборат орий с людьми на борту. Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении , что и вр а щение Земли , в плоскости , наклонённой на 7± 15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике ). Ско рость вращения определяется по видимому движе нию различных деталей в атмосфере Солнца и по сдвигу спектральных линий в спектре края диска Солнца вследствие эффекта До п лера . Таким образом было обнаруже но , что период вращения Солнца неодинаков на разных широтах . Положение различных детале й на поверхности Солнца определяется с по мощью гелиографических координат , отсчитываемых о т солнечного экватора (гелиографическая широт а ) и от центрального меридиана в идимого диска Солнца или от некоторого ме ридиана , выбранного в качестве начального (так называемого меридиана Каррингтона ). При этом считают , что Солнце вращается как твёрдое тело . Один оборот относительно Земли точк и с гели о графической широтой 17± совершают за 27,275 суток (синодический период ). В ремя оборота на той же широте Солнца относительно звёзд (сидерический период ) - 25,38 суток . Угловая скорость вращения f для сидерического вращения изменяется с гелиографической шир о той w по закону : w=14,33± -3± sin2f в сутки . Линейная скорость вращения на экваторе Солнца - около 2000 м /сек. Солнце как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается в средней части главной по следовательности звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Р ессе ла . Видимая фотовизуальная звёздная в еличина Солнца равна -26,74, абсолютная визуальная звёздная величина Mv равна +4,83. Показатель цвета С олнца составляет для случая синей (В ) и визуальной (М ) областей спектра MB-MV=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. С корость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7х 103 м /сек . Солнце расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на р асстоянии около 10 кпс от её центра . Период обращения Солнца вокруг центра Галактики около 200 миллионов ле т . Возраст Сол нца - около 5х 109 лет. Внутреннее ст роение Солнца определено в предположении , что оно является сферически симметричным телом и находится в равновесии . Уравнение перен оса энергии , закон сохранения энергии , уравнен ие состояния идеального газа , з акон Ст ефана-Больцмана и условия гидростатического , лучис того и конвекционного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости , полной массы и радиуса Солнца и данным о его химическом составе да ют возможность построить модель в ну треннего строения Солнца . Полагают , что содерж ание водорода в Солнце по массе около 70%, гелия около 27%, содержание всех остальных эл ементов около 2,5%. На основании этих предположен ий вычислено , что температура в центре Сол нца составляет 10-15х 106К , п л отность около 1,5х 105 кг /м 3, давление 3,4х 1016 н /м 2 (около 3х 1011 атмосфер ).Считается , что источнико м энергии , пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру Солнца , являются ядерные реакции , происходящие в не драх Солнца . Среднее кол и чество эн ергии , вырабатываемое внутри Солнца , составляет 1,92 эрг /г /сек . Выделение энергии определяется ядерными реакциями , при которых водород п ревращается в гелий . На Солнце возможны дв е группы термоядерных реакций : так называемый протон - протонный (во д ородный ) цик л и углеродный цикл (цикл Бете ). Наиболее вероятно , что на Солнце преобладает протонп ротонный цикл , состоящий из трёх реакций , в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водо рода , атомная масса 2); во второй и з ядер водорода образуются ядра изотопа г елия с атомной массой 3 и , наконец , в тр етьей из них образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4. Перенос энергии из внутренних слоёв С олнца в основном происходит путём поглощения электромагнитного излучения , приходящего сн изу , и последующего переизлучения . В результат е понижения температуры при удалении от С олнца постепенно увеличивается длина волны из лучения , переносящего большую часть энергии в верхние слои . Перенос энергии движением г орячего вещ е ства из внутренних сл оёв , а охлаждённого внутрь (конвекция ) играет существенную роль в сравнительно более выс оких слоях , образующих конвективную зону Солн ца , которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 108 м . Скорость конвективных движений рас тёт с удалением от центра Солнца и во внешней части конвективной зоны достигает (2-2,5)х 103 м /сек . В ещё более высоких слоя х (в атмосфере Солнца ) перенос энергии опя ть осуществляется излучением . В верхних слоях атмосферы Солнца (в хромосфере и короне ) часть энергии доставляется механичес кими и магнитогидродинамическими волнами , которые генерируются в конвективной зоне , но погл ощаются только в этих слоях . Плотность в верхней атмосфере очень мала , и необходим ый отвод энергии за счёт и злуче ния и теплопроводности возможен только , если кинетическая энергия этих слоёв достаточно велика . Наконец , в верхней части солнечно й короны большую часть энергии уносят пот оки вещества , движущиеся от Солнца , так на зываемый солнечный ветер . Температура в каждом слое устанавливается на таком уровне , что автоматически осуществляется баланс энергии : количество приносимой энергии за счёт поглощения всех видов излучения , тепло проводностью или движением вещества равно сум ме всех энергетических потерь слоя. Полн ое излучение Солнца определяется по освещённости , создаваемой им на поверх ности Земли , - около 100 тыс . лк , когда Солнце находится в зените . Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённос ть равна 127 тыс . лк . Сила света Солнца со ставляет 2, 84х 1027 свечей . Количество энергии , приходящее в одну минуту на площадку в 1 см 2, поставленную перпендикулярно солнечным л учам за пределами атмосферы на среднем ра сстоянии Земли от Солнца , называют солнечной постоянной . Мощность общего излучения Солнца - 3 ,83х 1026 ватт , из которых на З емлю попадает около 2х 1017 ватт , средняя ярко сть поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли ) составляет 1,98х 109 нт , яркость центра диска Солнца - 2,48х 109 нт . Яркость д иска Солнца уменьшается от центра к краю , пр и чём это уменьшение зависит от длины волны , так что яркость на краю диска Солнца для света с длиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра , а для 5000А - около 0,3 яркости центра диска С олнца . На самом краю диска Солнца яркость падает в 100 раз на п р отяжении менее одной секунды дуги , поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой. Спектральный состав света , излучаемого Со лнцем , то есть распределение энергии в цен тре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной атмосфере и влияния фраунгоферовы х линий ), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абсолютно чёрного тела с температурой около 6000 К . О днако в отдельных участках спектра имеются заметные отклонения . Максимум энергии в спе ктре Солнца соответствует длине волны 4600 А. Спектр Солнца - это непрерывный спектр , ни который наложено более 20 тысяч линий поглощения (фраунгоферовых линий ). Более 60% из них отождествлено со спектральными линиями и звестных химических элементов путём сравнения длин волн и относительной интенсивн о сти линии поглощения в солнечном спек тре с лабораторными спектрами . Изучение фраун гоферовых линий даёт сведения не только о химическом составе атмосферы Солнца , но и о физических условиях в тех слоях , в которых образуются те или иные поглощени я . Преоблада ю щим элементом на Солн це является водород . Количество атомов гелия в 4-5 раз меньше , чем водорода . Число ато мов всех других элементов вместе взятых , п о крайней мере , в 1000 раз меньше числа ат омов водорода . Среди них наиболее обильны кислород , углерод , азо т , магний , желез о и другие . В спектре Солнца можно ото ждествить также линии , принадлежащие некоторым молекулам и свободным радикалам : OH, NH, CH, CO и друг им. Магнитные поля на Солнце измеряются г лавным образом по зеемановскому расщеплению л иний поглощения в спектре Солнца . Различ ают несколько типов магнитных полей на Со лнце . Общее магнитное поле Солнца невелико и достигает напряжённости в 1 э той или иной полярности и меняется со временем . Это поле тесно связано с межпланетным магнитным полем и его секторн о й структурой . Магнитные поля , связанные с солн ечной активностью , могут достигать в солнечны х пятнах напряжённости в несколько тысяч э . Структура магнитных полей в активных об ластях очень запутана , чередуются магнитные п олюсы различной полярности . Встречаю т ся также локальные магнитные области с на пряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен . Магнитные поля проникают и в х ромосферу , и в солнечную корону . Большую р оль на Солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы . При температуре 5000 - 100 00 К газ достаточно ионизирован , проводим ость его велика и благодаря огромным масш табам солнечных явлений значение электромеханиче ских и магнитомеханических взаимодействий весьма велико. Атмосферу Солнца образуют внешние , доступ ные наблюдениям слои . Почти всё излучени е Солнца исходит из нижней части его атмосферы , называемой фотосферой . На основании уравнений лучистого переноса энергии , лучистого и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока излучения можно теоретич ески построить модель р аспределения температуры и плотности с глубиной в ф отосфере . Толщина фотосферы около трёхсот кил ометров , её средняя плотность 3х 10-4 кг /м 3. Температура в фотосфере падает по мере п ерехода к более внешним слоям , среднее её значение порядка 6000 К , на грани ц е фотосферы около 4200 К . Давление меняет ся от 2х 104 до 102 н /м 2. Существование конвек ции в подфотосферной зоне Солнца проявляется в неравномерной яркости фотосферы , видимой её зернистости - так называемой грануляционной структуре . Гранулы представляют со б ой яркие пятнышки более или менее круглой формы . Размер гранул 150 - 1000 км , время жизни 5 - 10 минут , отдельные гранулы удаётся на блюдать в течении 20 минут . Иногда гранулы о бразуют скопления размером до 30 тысяч километр ов . Гранулы ярче межгранульных п р о межутков на 20-30%, что соответствует разнице в температуре в среднем на 300 К . В отличие от других образований , на поверхности Сол нца грануляция одинакова на всех гелиографиче ских широтах и не зависит от солнечной активности . Скорости хаотических движен и й (турбулентные скорости ) в фотосфере составляют по различным определениям 1-3 км /сек . В фотосфере обнаружены квазипериодические к олебательные движения в радиальном направлении . Они происходят на площадках размерами 2-3 тыс ячи километров с периодом около п яти минут и амплитудой скорости поряд ка 500 м /сек . После нескольких периодов колеб ания в данном месте затухают , затем могут возникнуть снова . Наблюдения показали также существование ячеек , в которых движение п роисходит в горизонтальном направлении от цен т р а ячейки к её границам . Скор ости таких движений около 500 м /сек . Размеры ячеек - супергранул составляют 30-40 тысяч километ ров . По положению супергранулы совпадают с ячейками хромосферной сетки . На границах су пергранул магнитное поле усилено . Предполагают, что супергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километров под поверхностью конвективных ячеек такого же размера . Перво начально предполагалось , что фотосфера даёт т олько непрерывное излучение , а линии поглощен ия образуются в расположенном над ней о б ращающем слое . Позже было установ лено , что в фотосфере образуются и спектра льные линии , и непрерывный спектр . Однако для упрощения математических выкладок при рас чете спектральных линий понятие обращающего с лоя иногда применяется. Часто в фотосфере наблюда ются сол нечные пятна и факелы . Солнечный пятна - эт о тёмные образования , состоящие , как правило , из более тёмного ядра (тени ) и окружающе й его полутени . Диаметры пятен достигают д вухсот тысяч километров . Иногда пятно бывает окружено светлой каёмкой . Совсе м маленькие пятна называют порами . Время жизн и пятен от нескольких часов до нескольких месяцев . В спектре пятен ещё больше л иний и полос поглощения , чем в спектре фотосферы , он напоминает спектр звезды спек трального класса КО . Смещения линий в спек тре пяте н из-за эффекта Доплера указывает на движение вещества в пятнах - вытекание на более низких уровнях и втека ние на более высоких , скорости движения до стигают 3 тысячи м /сек . Из сравнений интенс ивности линий и непрерывного спектра пятен и фотосферы следует , ч то пятна холоднее фотосферы на 1-2 тысячи градусов (4500 К и ниже ). Вследствие этого на фоне фото сферы пятна кажутся тёмными , яркость ядра составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы , яркость полутени около 80% фотосферной . Все солнечные пятна о бладают сильным м а гнитным полем , д остигающим для крупных пятен напряжённости 5 т ысяч эстердов . Обычно пятна образуют группы , которые по своему магнитному полю могут быть униполярными , биполярными и мультиполярным и , то есть содержащими много пятен различн ой полярности , част о объединённых об щей полутенью . Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами , протуберанцами , вблизи них иногда происходят солнечные вспышки , и в солнечной короне над ними наблюдаются образования в виде лучей шлемов , опахал - всё это вместе образует а ктивн ую область на Солнце . Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей , а т акже средняя площадь , занимаемая ими , меняется с периодом около 11 лет . Это - средняя ве личина , продолжительность же отдельных циклов солнечной активности колеблется о т 7,5 до 16 лет . Наибольшее число пятен , одновременно видимых на поверхности Солнца , меняется д ля различных циклов более чем в два р аза . В основном пятна встречаются в так называемых королевских зонах , простирающихся от 5 до 30± гелиографической широты по обе сторона солнечного экватора . В нач але цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше , а в конце ци кла - ниже , а на более высоких широтах появляются пятна нового цикла . Чаще наблюдают ся биполярные группы пятен , состоящие из д вух крупны х пятен - головного и п оследующего , имеющих противоположную магнитную по лярность , и несколько более мелких . Головные пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности , эти полярности противоположны в северной и южной полусферах Солнца . По-видимо му , пятна представляют собой углубления в фотосфере , а плотность вещества в них мень ше плотности вещества в фотосфере на том же уровне. В активных областях Солнца наблюдаются факелы - яркие фотосферные образования , видимые в белом свете пр еимущественно вблизи края диска Солнца . Обычно факелы появляют ся раньше пятен и существуют некоторое вр емя после их исчезновения . Площадь факельных площадок в несколько раз превышает площа дь соответствующей группы пятен . Количество ф акелов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности . Максимальны й контраст (18%) факелы имеют вблизи края дис ка Солнца , но не на самом краю . В ц ентре диска Солнца факелы практически не видны , контраст их очень мал . Факелы имеют сложную волокнистую структуру , контр а ст их зависит от длины волны , на которой проводятся наблюдения . Температура факе лов на несколько сот градусов превышает т емпературу фотосферы , общее излучение с одног о квадратного сантиметра превышает фотосферное на 3-5%. По-видимому , факелы несколько воз в ышаются над фотосферой . Средняя продолжит ельность их существования - 15 суток , но может достигать почти трёх месяцев. Выше фотосферы расположен слой атмосферы Солнца , называемый хромосферой . Без специальн ых телескопов хромосфера видна только во время полны х солнечных затмений как р озовое кольцо , окружающее тёмный диск в те минуты , когда Луна полностью закрывает фо тосферу . Тогда можно наблюдать и спектр хр омосферы . На краю диска Солнца хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска , из которой в ы ступают отдельные зубчики - хромосферные спикулы . Диаметр спикул 200-2000 километров , высота порядка 10000 километров , ск орость подъёма плазмы в спикулах до 30 км /сек . Одновременно на Солнце существует до 250 тысяч спикул . При наблюдении в монохромати ческ о м свете на диске Солнца видна яркая хромосферная сетка , состоящая из отдельных узелков - мелких диаметром до 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км . Кр упные узелки представляют собой скопления мел ких . Размеры ячеек сетки 30-40 тысяч километров . По л агают , что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки . Плотн ость в хромосфере падает с увеличением ра сстояния от центра Солнца . Число атомов в одном куб . сантиметре изменяется от 1015 вбл изи фотосферы до 109 в верхней части хромосф еры . Исслед о вание спектров хромосферы привело к выводу , что в слое , где происходит переход от фотосферы к хромосфере , температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием хр омосферы становится равной 8-10 тысяч Кельвинов , а на высоте в неско л ько тысяч километров достигает 15-20 тысяч Кельвинов . Устан овлено , что в хромосфере имеет место хаоти ческое движение газовых масс со скоростями до 15х 103 м /сек . В хромосфере факелы в активных областях видны как светлые обра зования , называемые обычно флокк у лами . В красной линии спектра водорода хорошо видны тёмные образования , называемые волокна ми . На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы . Наиболее часто воло кна и протуберанцы встречаются в четырёх рас п оложенных симметрично относительно солнечного экватора зонах : полярных зонах с евернее +40± и южнее -40± гелиографической ши роты и низкоширотных зонах около ” 30± в начале цикла солнечной активности и ” 17± в конце цикла . Волокна и протуберанцы низкоширотных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл , их максимум совп адает с максимумом пятен . У высокоширотных протуберанцев зависимость от фаз цикла сол нечной активности выражена меньше , максимум н аступает через два года после максимума п ятен . Волокна , явля ю щиеся спокойными протуберанцами , могут достигать длины солнечног о радиуса и существовать в течении нескол ьких оборотов Солнца . Средняя высота протубер анцев над поверхностью Солнца составляет 30-50 ты сяч километров , средняя длина - 200 тысяч километр ов , ши р ина - 5 тысяч километров . Согл асно исследованиям А.Б.Северного , все протуберанцы по характеру движения можно разбить на 3 группы : электромагнитные , в которых движения происходят по упорядоченным искривлённым траек ториям - силовым линиям магнитного поля ; х а отические , в которых преобладают неупорядоченные турбулентные движения (скорости п орядка 10 км /сек ); эруптивные , в которых веще ство первоначального спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается с возрастающей скоростью (достигаю щ ей 700 км /сек ) прочь от Солнца . Температура в протуберанцах (волокнах ) 5-10 тысяч Кельвинов , плотность близка к средней плотности хромосф еры . Волокна , представляющие собой активные , бы стро меняющиеся протуберанцы , обычно сильно и зменяются за несколько час о в или даже минут . Форма и характер движений в протуберанцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне. Солнечная корона - самая внешняя и наи более разрежённая часть солнечной атмосферы , простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов . До 1931 года корону можно был о наблюдать только во время полных солнеч ных затмений в виде серебристо-жемчужного сия ния вокруг закрытого Луной диска Солнца . В короне хорошо выделяются детали её струк туры : шлемы , опахала , корональные лучи и по ляр н ые щёточки . После изобретения коронографа солнечную корону стали наблюдать и вне затмений . Общая форма короны меняетс я с фазой цикла солнечной активности : в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора , в годы максимума она почти сферична . В белом с вете поверхностна я яркость солнечной короны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца . Свече ние её образуется в основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами . Практически все атомы в короне ионизированы . Концентрация ионов и с вободных электронов у основания короны состав ляет 109 частиц в 1 см 3. Нагрев короны осуществ ляется аналогично нагреву хромосферы . Наибольшее выделение энергии происходит в нижней ча сти короны , но благодаря высокой теплопроводн ости корона почти из о термична - те мпература понижается наружу очень медленно . О тток энергии в короне происходит несколькими путями . В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводности . К потере энергии приводит уход из короны наиболее бы с т рых частиц . Во внешних частях короны больш ую часть энергии уносит солнечный ветер - поток коронального газа , скорость которого ра стёт с удалением от Солнца от нескольких км /сек у его поверхности до 450 км / сек на расстоянии Земли . Температура в кор оне пре в ышает 106 К . В активных с лоях короны температура выше - до 107 К . Над активными областями могут образовываться так называемые корональные конденсации , в которых концентрация частиц возрастает в десятки раз . Часть излучения внутри короны - это линии излучен ия многократно ионизированных атомо в железа , кальция , магния , углерода , кислорода , серы и других химических элементов . Они наблюдаются и в видимой части спектра и в ультрафиолетовой области . В солнечной короне генерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское излучение , усиливающееся во много раз в ак тивных областях . Как показали расчеты , солнечн ая корона не находится в равновесии с межпланетной средой . Из короны в межпланетн ое пространство распространяются потоки частиц , образующие с о лнечный ветер . Между хромосферой и короной имеется сравнительно тонкий переходной слой , в котором происхо дит резкий рост температуры до значений , х арактерных для короны . Условия в нём опред еляются потоком энергии из короны в резул ьтате теплопроводности . П е реходный сл ой является источником большей части ультрафи олетового излучения Солнца . Хромосфера , переходной слой и корона дают всё наблюдаемое р адиоизлучение Солнца . В активных областях стр уктура хромосферы , короны и переходного слоя меняется . Это изменени е , однако , ещё недостаточно изучено. В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно кратковременные увеличения яркости , видимые сразу во многих спектральных линия х . Эти яркие образования существуют от нес кольких минут до нескольких часо в . Они называются солнечными вспышками (прежнее наз вание - хромосферные вспышки ). Вспышки лучше все го видны в свете водородной линии , но наиболее яркие видны иногда и в белом свете . В спектре солнечной вспышки насчитыв ается несколько сотен эмиссионных лин и й различных элементов , нейтральных и и онизированных . Температура тех слоёв солнечной атмосферы , которые дают свечение в хромосфе рных линиях (1-2)х 104 К , в более высоких сло ях - до 107 К . Плотность частиц во вспышке достигает 1013-1014 в одном кубическом с а нтиметре . Площадь солнечных вспышек может достигать 1015 м 2. Обычно солнечные вспышки п роисходят вблизи быстро развивающихся групп с олнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации . Они сопровождаются активизацией вол окон и флоккулов , а также выброса м и вещества . При вспышке выделяется бол ьшое количество энергии (до 1021-1025 джоулей ). Предпо лагается , что энергия солнечной вспышки перво начально запасается в магнитном поле , а за тем быстро высвобождается , что приводит к локальному нагреву и ускорению про т онов и электронов , вызывающих дальнейший разогрев газа , его свечение в различных участках спектра электромагнитного излучения , образование ударной волны . Солнечные вспышки дают значительное увеличение ультрафиолетового излучения Солнца , сопровождаются всп л есками рентгеновского излучения (иногда в есьма мощными ), всплесками радиоизлучения , выбросом корпускул высоких энергий вплоть до 1010 эв . Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения в хромо сфере . Некоторые вспышки (они наз ы ваются протонными ) сопровождаются особенно сильны ми потоками энергичных частиц - космическими л учами солнечного происхождения . Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полё те космонавтов , так как энергичные частицы , сталкиваясь с атомами обол о чки корабля порождают рентгеновское и гамма-излучен ие , причём иногда в опасных дозах. Уровень солнечной активности (число актив ных областей и солнечных пятен , количество и мощность солнечных вспышек и т.д .) изме няется с периодом около 11 лет . Существуют т а кже слабые колебания величины максимумов 11-летнего цикла с периодом около 90 лет . На Земле 11-летний цикл прослеживается на ц елом ряде явлений органической и неорганическ ой природы (возмущения магнитного поля , полярн ые сияния , возмущения ионосферы , измен е ние скорости роста деревьев с периодо м около 11 лет , установленным по чередованиям толщины годовых колец , и т.д .). На земные процессы оказывают также воздействие отдельн ые активные области на Солнце и происходя щие в них кратковременные , но иногда очень мо щ ные вспышки . Время существован ия отдельной магнитной области на Солнце может достигать одного года . Вызываемые этой областью возмущения в магнитосфере и вер хней атмосфере Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Земли периодом вращения Солнца ). Н а иболее мощные проявлен ия солнечной активности - солнечный (хромосферные ) вспышки происходят нерегулярно (чаще вблизи периодов максимальной активности ), длительность их составляет 5-40 минут , редко несколько часов . Энергия хромосферной вспышки может достиг а ть 1025 джоулей , из выделяющейся при вспышке энергии лишь 1-10% приходится на эле ктромагнитное излучение в оптическом диапазоне . По сравнению с полным излучением Солнца в оптическом диапазоне энергия вспышки не велика , но коротковолновое излучение вспышки и генерируемые при вспышек электр оны , а иногда солнечные космические лучи м огут дать заметный вклад в рентгеновское и корпускулярное излучение Солнца . В периоды повышения солнечной активности его рентгенов ское излучение увеличивается в диапазоне 30-10 нм в два раза , в диапазоне 10-1 нм в 3-5 раз , в диапазоне 1-0,2 нм более чем в сто раз . По мере уменьшения длины вол ны излучения вклад активных областей в по лное излучение Солнца увеличивается , и в п оследнем из указанных диапазонов практически всё излучение о б условлено активными областями . Жёсткое рентгеновское излучение с длиной волны меньше 0,2 нм появляется в спектре Солнца всего лишь на короткое время после вспышек. В ультрафиолетовом диапазоне (длина волны 180-350 нм ) излучение Солнца за 11-летний цикл мен яется всего на 1-10%, а в диапазоне 290-2400 нм остаётся практически постоянным и с оставляет 3,6х 1026 ватт. Постоянство энергии , получаемой Землёй от Солнца , обеспечивает стационарность теплового баланса Земли . Солнечная активность существенно не сказывает ся не энергетике Земли как планеты , но отдельные компоненты излуче ния хромосферных вспышек могут оказывать знач ительное влияние на многие физические , биофиз ические и биохимические процессы на Земле. Активные области являются мощным источник ом корпускулярно го излучения . Частицы с энергиями около 1 кэв (в основном протоны ), распространяющиеся вдоль силовых линий межпла нетного магнитного поля из активных областей усиливают солнечный ветер . Эти усиления ( порывы ) солнечного ветра повторяются через 27 дн ей и наз ы ваются рекуррентными . Ана логичные потоки , но ещё большей энергии и плотности , возникают при вспышках . Они вы зывают так называемые спорадические возмущения солнечного ветра и достигают Земли за интервалы времени от 8 часов до двух суток . Протоны высокой эн е ргии (от 100 Мэв до 1 Гэв ) от очень сильных "протонных " вспышек и электроны с энергией 10-500 кэв , в ходящие в состав солнечных космических лучей , приходят к Земле через десятки минут после вспышек ; несколько позже приходят те из них , которые попали в "лов у шки " межпланетного магнитного поля и д вигались вместе с солнечным ветром . Коротково лновое излучение и солнечные космические лучи (в высоких широтах ) ионизируют земную атм осферу , что приводит к колебаниям её прозр ачности в ультрафиолетовом и инфракрасном д и апазонах , а также к изменениям условий распространения коротких радиоволн (в ряде случаев наблюдаются нарушения коротково лновой радиосвязи ). Усиление солнечного ветра , вызванное вспы шкой , приводит к сжатию магнитосферы Земли с солнечной стороны , усилению т оков на её внешней границе , частичному проникнов ению частиц солнечного ветра в глубь магн итосферы , пополнению частицами высоких энергий радиационных поясов Земли и т.д . Эти про цессы сопровождаются колебаниями напряжённости г еомагнитного поля (магнитной бу р ей ), полярными сияниями и другими геофизическими явлениями , отражающими общее возмущение магнитн ого поля Земли . Воздействие активных процессо в на Солнце (солнечных бурь ) на геофизичес кие явления осуществляется как коротковолновой радиацией , так и через по с редст во магнитного поля Земли . По-видимому эти факторы являются главными и для физико-химиче ских и биологических процессов . Проследить вс ю цепь связей , приводящих к 11-летней период ичности многих процессов на Земле пока не удаётся , но накопленный обширный фактический материал не оставляет сомнений в существовании таких связей . Так , была уст ановлена корреляция между 11-летним циклом солн ечной активности и землетрясениями , урожаями сельхозкультур , числом сердечно-сосудистых заболеваний и т.д . Эти данные указ ы вают на постоянное действие солнечно-земных связей. Наблюдения Солнца ведутся с помощью р ефракторов небольшого или среднего размера и больших зеркальных телескопов , у которых большая часть оптики неподвижна , а солнечные лучи направляются внутрь горизонталь ной или башенной установки телескопа при пом ощи одного или двух движущихся зеркал . Соз дан специальный тип солнечного телескопа - вне затменный коронограф . Внутри коронографа осуществ ляется затемнение Солнца специальным непрозрачны м экраном . В коронографе в о мног о раз уменьшается количество рассеянного свет а , поэтому можно наблюдать вне затмения са мые внешние слои атмосферы Солнца . Солнечные телескопы часто снабжаются узкополосными све тофильтрами , позволяющими вести наблюдения в свете одной спектральной лини и . Созд аны также нейтральные светофильтры с переменн ой прозрачностью по радиусу , позволяющие набл юдать солнечную корону на расстоянии нескольк их радиусов Солнца . Обычно крупные солнечные телескопы снабжаются мощными спектрографами с фотографической или фот о электрическ ой фиксацией спектров . Спектрограф может имет ь также магнитограф - прибор для исследования зеемановского расщепления и поляризации спек тральных линий и определения величины и н аправления магнитного поля на Солнце . Необход имость устранить замыва ю щее действие земной атмосферы , а также исследования из лучения Солнца в ультрафиолетовой , инфракрасной и некоторых других областях спектра , которы е поглощаются в атмосфере Земли , привели к созданию орбитальных обсерваторий за предела ми атмосферы , позволяющ и х получать спектры Солнца и отдельных образований на его поверхности вне земной атмосферы.
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
Муж - жене:
- На чужом несчастье - счастье не построишь!
- Да не брала я твою бутылку!!!
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Солнце", 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