Реферат: Солнце и звёзды - 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 и звёзды

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 33 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

15 Звёзды. Что такое звезда. Они восходили над динозаврами , над Велики м Оледенением , над строящимися египетскими пирамидами . Одни и те же звёз ды указывали путь финикийским мореплавателям и каравеллам Колумба , созерцали с высоты С толетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме . Одним людям виделись в них гл аза богов и сами б оги , другим – серебряные гвозди , вбитые в хрустальный купол небес , третьим – отверстия , через которые струится небесный свет. Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считали непременным условием существо вания мира . Древние египтяне полагали , что , к огда люди разгадают природу звёзд , н аступит конец света . Другие народы верили , что жизнь на Земле прекратится , как тольк о созвездие Гончих псов догонит Большую М едведицу . Наверное , для них очень важно бы ло осознавать , что в этом невечном и и зменчивом мире остаётся что-то неподвл астное времени. Не удивительно , что любые изменения в мире звёзд издавна считались предвестниками значительных событий . Согласно Библии , внезап но вспыхнувшая звезда возвестила миру о р ождении Иисуса Христа , а другая звезда – Полынь – будет знаком конца света. В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздам жизни отдельных людей и целых государств , хотя и предупреждали при этом , что роль звёзд в предначертан ии судьбы велика , но не абсолютна . Звёзды советуют , а не предсказ ывают , говори ли они . Но шло время , и люди стали всё чаще смотреть на звёзды с другой , менее романтической точки зрения , звёзды стали рассматриваться как физические объекты , для о писания которых вполне достаточно известных з аконов природы , а изобрет ение новых ас трономических приборов позволило ответить на вопрос “что такое звезда ?” . В начале ХХ века , в основном благо даря трудам астрофизика Артура Эддингтона , ок ончательно сформировалось представление о звёзда х как о раскалённых газовых шарах , заключа ющих в своих недрах источники энергии – термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода . Впоследствии выяснилось , что в звёздах могут синтезироваться и более т яжёлые химические элементы . По современным пр едставлениям , жизненный путь одиночной звезды опред е ляется её начальной массой и химическим составом . В телах массой мень ше , чем 7-8 сотых долей массы Солнца долговре менные термоядерные реакции идти не могут . Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд . Их светимость меньше сол нечной в десятк и тысяч раз . Темп ература на поверхности подобных звёзд не превосходит 2-3 тыс . градусов . В звёздах большой массы , напротив , эти реакции протекают с огромной скоростью . Если масса рождающейся звезды превышает 50-70 солнечных масс , то после загорания термояд е рного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давление м может просто сбросить излишек массы . Чер ез несколько миллионов лет , а может быть и раньше , эти звёзды могут взорваться как сверхновые Что касается химического состава звёзд , то на них не обна ружено ни одн ого неизвестного химического элемента . Единственн ый элемент – гелий – был открыт сна чала на Солнце и лишь потом на Земле . Наиболее обильным элементом в звёздах яв ляется водород , приблизительно втрое меньше с одержится в них гелия . После водоро д а и гелия на звёздах наиболее рас пространены те же элементы , которые преоблада ют в химическом составе Земли : кислород , у глерод , азот , железо и др . Важную роль в жизни звезды играет её магнитное поле . С магнитным полем связаны практически все проявления со л нечной активности : пятна , вспышки , факелы . Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звё здных остатках – белых карликах и особен но нейтронных звёздах . Если рассматривать звёзды как природные объекты , то естественный путь к их по знани ю лежит через измерение и сопост авление свойств. Снятие мерки со звёзд. Блеск. Первое , что зам ечает человек при наблюдении ночного неба , - это различная яркость (блеск ) звёзд . Видимый блеск звёзд оценивается в звёздных велич инах . Исторически сложившаяся с истема звё здных величин присваивала 1-ю величину наиболе е ярким звёздам , а 6-ю – самым слабым . Впоследствии это шкалу усовершенствовали . Бы ло принято , что разность в пять звёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз . Следовател ь н о , разница в одну звёздную величину означа ет , что звезда ярче другой в ~ 2.512 раза . Для бол ее точных измерений шкала оказалась слишком грубой , поэтому пришлось вводить дробные значения . Звёздные величины обозначают индексом m , который с тавится вверху пос ле числового значения . Например , яркость Полярной звезды 2.3 . Видимый блеск – легко измеримая , важн ая , но далеко не исчерпывающая характеристика . Для того чтобы установить мощность излуч ения звезды – светимость , надо знать расс тояние до неё. Расстояние д о звёзд. Расстояние до предмета можно определить , не добираясь до него физически . Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса ), а затем рассчитать разме ры треугольника , образованного концами отрезка и удалённым предм етом . Этот метод н азывается триангуляцией. Чем больше базис , тем точнее результат измерений . Расстояния до звёзд столь вели ки , что длина базиса должна превосходить р азмеры земного шара , иначе ошибка измерения будет велика . К счастью , наблюдатель вместе с п ланетой путешествует в течение года вокруг Солнца , и если он произведё т два наблюдения одной и той же звезд ы с интервалом в несколько месяцев , то окажется , что он рассматривает её с раз ных точек земной орбиты , - а это уже по рядочный базис . Направление на з везд у изменится : она немного сместится на фоне более далёких звёзд . Это смещение называе тся параллактическим , а угол , на который с местилась звезда на небесной сфере , - параллакс ом . Годичным параллаксом звезды называется уг ол , под которым с неё был виден с р едний радиус земной орбиты , перпе ндикулярный направлению на звезду. С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек . Это расстояние до во ображаемой звезды , годичный параллакс которой равнялся бы точно 1 ’ ’ . Г одичный параллакс любой зв езды связан с расстоянием до неё простой формулой : r = 1/ П , где r – расстояние в парсеках , П – годичный параллакс в секундах. Сейчас методом параллакса определены расс тояния до многих тысяч звёзд. Светимость. Когда были изм ерены расстояния до ярких звёзд , стало очевидно , что многие из них по светимос ти значительно превосходят Солнце . Если свети мость Солнца ( L = 4*10 Вт ) принять за единицу , то мощность излучения Сириуса составит : 221 L , Веги – 50 L и т.д . Это , однако , не озна чает , что Солнце очень бледно выглядит по сравнению с остальным и звёздами , известны звёзды , излучающие света в десятки тысяч раз меньше. Цвет и темпера тура. Одна из легко измеримых звёздных характеристик – цвет , который всегда указывает на её температуру . В астрономии применяют абсолютную шкал у температур , шаг которой – один кельвин (1К ). Самые горячие звёзды – всегда голубо го и белого цвета , менее горячие – же лтоватого , холодные – красноватого . Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс . ке львинов – горячее любого р асплавленного металла. Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цвет звезды . Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрич еские приёмники излучения , чувствительные к р азличным участкам видимого спектра. С пектральная классификация звёзд. Более полную и нформацию о природе излучения звёзд даёт спектр . Специальный аппарат , устанавливаемый на телескопе , при помощи специального оптического устройства – дифракционной решётки – р аскладывает свет звезды по длинам в ол н в радужную полоску спектра . Самое коротк оволновое видимое излучение соответствует фиолет овому цвету , а наиболее длинноволновое – красному . По спектру нетрудно узнать , какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн , и оценить её температуру т очнее , чем по цвету. Многочисленные тёмные линии , пересекающие спектральную полоску , связаны с поглощением с вета атомами различных элементов в атмосфере звёзд . Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий , спектр позволяет определить , из каких веществ состоит звезда. В начале ХХ в . была разработана сп ектральная классификация звёзд . Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О , В , А , F, G , К , М ), они отличаются набором наблюдаемых л иний и плавно переходят один в другой . Вдоль этой пос ледовательности уменьшается температура и изменяется цвет звёзд – от голубого к красному . Звёзды , относящиеся к классам О , В , и А , называются гор ячими или ранними , F и G - солнечными , К и М – холодными или поздними . Для более точной характеристики каждый к ласс разделён ещё на 10 по дклассов , обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы . Размеры звёзд. Звёзды так дал еки , что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками . Как же узнать размер звезды ? На помощь астрономам приход ит Лун а . Она медленно движется на фоне звёзд , по очереди перекрывая идущий от них св ет . Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал , Луна заслоняет её не сразу , а з а время в несколько сотых или тысячных долей секунды . По продолжительности процесса уменьшен и я яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды . А , зная расстояние до звезды , из углового размера легко получить её ист инные размеры. Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно , что может пок рываться Луной . Поэтом у обычно используют другие методы оценки звёздных размеров . У гловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометр ом . Но в большинстве случаев радиус звезды ( R ) определяют теоретич ески , исходя из оценок её полной светимости ( L) и температуры (T) . По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величи не R T . Сравнива я какую-либо звезду с Солнцем , получают уд обную для вычисления формулу : Масса звезды. Важнейшей хар актеристикой звезды является масса . Чем больш е вещества собралось в звезду , тем выше давление и температура в её центре , а это определяет практически все остальные х арактеристики звезды , а так же особенности её жизненного пути . Прямые оценки массы могу т быть сделаны только на основании закона всемирн ого тяготения . Массы звёзд заключены в пре делах от нескольких десятков до 0.1 массы Со лнца . Таким образом , по массе звёзды разли чаются всего в несколько сот раз – г ораздо меньше , чем по размерам (в сотни ты с яч раз ) или по светимости (более миллиарда раз ). Как устроена звезда и как она живёт. Звёзды не оста нутся вечно такими же , какими мы их ви дим сейчас . Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды , а старые умирают . Чтобы понять , как эволюционирует звезда, как ме няются с течением времени её внешние пара метры – размер , светимость , масса , необходимо проанализировать процессы , протекающие в нед рах звезды . Но наблюдениям доступны лишь в нешние слои звёзд – их атмосферы . Проникн уть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем . Приходится прибегать к косвенным методам : расчётам , компьютерному моделированию . Звёзды образуются из космических газопыле вых облаков . При сжатии под действием тяго тения сгустка газа его внутренняя часть п остепенно разогревается , ко гда температура в центре достигнет примерно миллиона граду сов , начинаются ядерные реакции – образуется звезда . Чтобы получить представление о ст руктуре звезды , пользуются методом последовательн ых приближений . Задавая некоторое соотношение водорода , гелия и более тяжёлых эл ементов и зная массу звезды , вычисляют её светимость . Эту процедуру повторяют до те х пор , пока для определённой смеси вычисле нная и полученная из наблюдений светимость не совпадут . Данный состав и считают бл изким к реальному . Оказалось , ч т о для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы . Стр оение звёзд зависит от массы . Если звезда в несколько раз массивнее Солнца , то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция ), подобно кипя ще й воде . Такую область называют конвективным ядром звезды . Чем больше звезд а , тем большую её часть составляет конвект ивное ядро , в котором находится источник э нергии . По мере превращения водорода в гел ий молекулярная масса вещества ядра возрастае т , а его об ъ ём уменьшается . Вне шние же области звезды при этом расширяют ся , она увеличивается в размерах , а темпер атура её поверхности падает . Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращает ся в красный гигант. Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы . З вёзды с массой в с то раз больше солнечной живут всего неско лько миллионов лет . Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда л ет . В звёздах-карликах , масса которых меньше массы Солнца , конвективное ядро отсутствует . Водород в них гор и т , превращаяс ь в гелий , в центральной области . Когда он сгорает полностью , звёзды медленно сжима ются и за счёт энергии сжатия могут с уществовать ещё очень длительное время. Солнце и подобные ему звёзды представ ляют собой промежуточный случай . У Солнца имее тся маленькое конвективное ядро , но не очень чётко отделённое от остальной части . Ядерные реакции горения водорода проте кают как в ядре , так и в его окрес тностях . Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд . лет , и за это время оно почти не измени ло своего размера и яркости . После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант , сбросить чрезме рно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь , превратившись в белый карлик . Но это случится не раньше , чем через 5 млрд . лет. Звёздные пары. Некоторы е звёзды видны на небесной сфере буквально рядом друг с другом – это двойные и кратные системы звёзд . Любая звёздная пар а – это сёстры-двойняшки . Так же , как одиночные , двойные и кратные звёзд сформирова лись из сгустков межзвездного газа и пыли . Если газо в ое облако спокойно и “безветренно” , то , сжимаясь под действием сил тяготения , падая само на себя , оно рождает одну звезду . Но обычно , как и все небесные тела , облако вращается и при этом клубится подобно облакам на З емле . Вращательные движения препятствую т прямому сжатию звезды , и образуется двойной “газоворот” . Так рождается звёздная двойня. Новорожденная пара звёзд , надёжно связанн ая силами притяжения , кружится вокруг общего центра масс . Расстояние между напарницами может быть очень разным . Так , между Миц аром и Алькором оно по меньшей ме ре в 20 тыс . раз превосходит расстояние от Земли до Солнца ; время обращения этих з вёзд – их год – составляет несколько миллионов земных лет . А некоторые звёзды кружатся совсем рядом , завершая год за считанные минуты . “Похо жи как близнецы” это выражен ие часто совсем не подходит для двойных и кратных звёзд . Нередко напарницы различны не только по цвету (а значит и по температуре ), но и по размерам . Так , во круг ярко-красного исполина Антареса , в 500 раз превосходящего Солнце п о диаметру , кружит ослепительно-голубая звезда втрое меньш е Солнца , а ярче его почти в 20 раз . Но самое любопытное то , что красный гигант – это стадия звёздной старости , а го лубая звезда ещё молодая . И тем не мен ее Антарес А и Антарес В – сёстры-ров есницы, только от рождения им досталась разная масса . Антарес А в 18 раз массив нее Солнца , а Антарес В – в 6 раз . Обе звезды одновременно зажглись , включили св ои водородные термоядерные печки , но массивна я звезда горит гораздо интенсивнее , потому что температура и давление в её ядре-топке выше , чем у сестры . Хотя за пас горючего ей был отпущен втрое больший , звезда Антарес А уже практически отгорел а , и скоро наступит её конец : она превр атится в нейтронную звезду или даже в чёрную дыру . А вот Антарес В , который рас х одует своё ядерное топливо скупее , будет светить ещё сотни тысяч лет. В Галактике много таких пар , где о дна из звёзд уже состарилась , а другая ещё полна сил. Переменные звёз ды. Иногда на небе появляются новые звёзды : они вспыхивают , достигают необыкновенн о яркого блеска , а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают , изредка вспыхивают вновь , н о не пропадают навсегда . Это , так называем ые , переменные звёзды , звёзды блеск которых меняется . До сих пор астрономы не пришл и к единому мнению , какого ми н имального изменения блеска достаточно для тог о , чтобы причислить звезду к данному класс у . По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды , у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска . Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд . Переменные звёзды различаются массой , размерами , возрастом , причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп . Одна из них – пульсирующие звёзды , я ркость которых меняется из-за колебания разме ров. К ним принадлежат мириды – кра сные гиганты , меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет . Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные . Так на зываемые , взрывные звёзды – пример слож ных процессов в двойных звёздных системах , где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры . В результате взаимоде йствия компонентов вещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает пер етекать на другую з везду . В боль шинстве взрывных переменных та звезда , на которую перетекает газ , - белый карлик . Если на его поверхности накапливается много вещ ества , и резко начинаются термоядерные реакци и , то наблюдается вспышка новой звезды . Особая группа переменных – с амые молодые звёзды , сравнительно недавно (по космическим масштабам ) сформировавшиеся в областя х концентрации межзвёздного газа . Их называют орионовыми переменными . Эти звёзды часто меняют блеск беспорядочным образом , но иногда у них прослеживаются и приз н аки периодичности , связанной с вращением вокр уг оси . Переменные звёзды , описанные выше , меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности , либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах . Это физически переме н ные звёзды . Однако найдено немало звёзд , п еременность которых объясняется чисто геометриче скими эффектами . Известны тысячи затменных пе ременных звёзд в двойных системах . Их комп оненты , перемещаясь по своим орбитам , временам и заходят один за другой . Самая знаменитая переменная звезда – Алголь . Яркость может быть непостоянной и из-за того , что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна . Вращаясь вокруг оси , звезда поворачивается к земному наблюд ателю то более светлой , то более тёмной стороной. У Солнца пятна маленькие . Если н аблюдать Солнце издалека , как звезду , его переменность вряд ли будет заметна : Солнце слишком яркое . Однако специальными исследования ми с космических аппаратов было установлено , что , действительно , при прохождении по со лнечном у диску крупных пятен на Землю поступает чуть-чуть меньше света . Так что Солнце вполне можно считать пятнистой переменной звездой . Взрывающиеся зв ёзды. Тот , кто внимат ельно следит за звёздами из ночи в но чь , имеет шанс обнаружить новую звезду , во зникшу ю как бы на пустом месте . Бл еск такой звезды постепенно увеличивается , до стигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько , что она становится не видимой даже вооружённым глазом , исчезает . Ещё более грандиозное , но чрезвычайно ре дкое небесн о е явление – вспышка сверхновой звезды , блеск которой бывает в идно даже днём. Новые звёзды. Все новые звёз ды являются компонентами тесных двойных систе м , в которых одна – как правило , звезд а типа нашего Солнца , а вторая – белы й карлик . Орбита такой двойной системы настолько тесна , что нормальная звезда силь но деформируется приливным воздействием компактн ого соседа . Плазма из атмосферы этой звезд ы может свободно падать на белый карлик , в результате чего вокруг последнего образу ется тонкий плотный слой газа , т емпература которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений , что начинается термоядерная реакция синтеза гелия . Из-за очень большой плотности вещества о на носит взрывообразный характер . Именно этот термоядерный взрыв на поверхности б елого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки , разлёт и свечение ко торой наблюдается как вспышка новой звезды. Как показывают оценки , ежегодно в наше й Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд . Сверхновые звёзды. Сверхновые звёзды – одно из с амых грандиозных кос мических явлений . Коротко говоря , сверхновая – это настоящий взрыв звезды , когда больш ая часть её массы (а иногда и вся ) разлетается со скоростью до 10 тыс . км . / сек ., а остаток сжимается (коллапсирует ) в свер хплотную нейтронную звезд у или в чёрную дыру . Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд . Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных . Законч енной теории взрыва сверхновой с формирование м компактного остатка и сбросом внешней о болочки пока не создано ввиду кра й ней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов. Необычные объек ты : нейтронные звёзды и чёрные дыры. После того как звезда исчерпает свои источники энергии , она начинает остывать и сжиматься . При это м физические свойства газа кардиналь но меняются , так что его давление сильно в озрастает . Если масса звезды невелика , то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается , она переходит в усто йчивое состояние белого карлика . Но если м асса превышает некоторое критическое значени е , сжатие продолжается . При очень высокой плотности электроны , соединяясь с п ротонами , образуют нейтральные частицы – ней троны . Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов , которые настолько тес но прижаты друг к другу , что огромная звёздная масс а сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько килом етров и сжатие останавливается . Плотность это го шара – нейтронной звезды – чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов : она может превысить 10 млн . т . / см . куб. Что произ ойдёт , если масса звезды будет настолько велика , что даже образова ние нейтронной звезды не остановит гравитацио нного коллапса ? Чёрные дыры образуются в результате к оллапса гигантских звёзд массой более 3-х масс Солнца . При сжатии их гравитационное поле уп лотняется всё сильнее и сильне е . Наконец звезда сжимается до такой степе ни , что свет уже не может преодолеть е ё притяжение . Радиус , до которого должна с жаться звезда , чтобы превратиться в чёрную дыру , называется гравитационным радиусом . Для массивных звёз д он составляет нес колько десятков километров . Отличить чёрную д ыру от нейтронной звезды (если излучение п оследней не наблюдается ) очень трудно . Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят предположительно . Тем не менее , открытие массивных несветящихс я тел – серьё зный аргумент в пользу их существования . Белые карлики. В современной теории звёздой эволюции белые карлики рассмат риваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс Сол нца ). После того как в центральных областя х стареющей звезды выгорит весь водород , её ядро должно сжаться и разогреться . Внешние слои при этом сильно расширяются , эффективная температура светила падает , и о но становится красным гигантом . Образовавшаяся разреженная оболочка звезды очень слабо св яза н а с ядром , и она в кон це концов рассеивается в пространстве . На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда , состоящая в основном из гелия , - белый карлик . Благодар я своей высокой температуре она излучает главным образом в ул ь трафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся обо лочки. Звезда по им ени Солнце. Что видно на Солнце. При помощи даж е маленького любительского телескопа можно по лучить увеличенное изображение солнечного диска . Что же видно на этом изображении ? П режде всего обращает на себя внимание резкость солнечного края . Солнце – газовый шар , не имеющий чёткой границы , плотность его убывает постепенно . Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным ? Дело в том , что практически всё видимое излучение Со л нца и сходит из очень тонкого слоя – фотосферы . Именно этот тонкий светящийся слой и создаёт у наблюдателя иллюзию того , что Солнце имеет поверхность. Грануляция. На первый взгл яд диск Солнца кажется однородным . Однако , если приглядеться , на нём обнаруживае тся много крупных и мелких деталей . Даже при не очень хорошем качестве изображения видно , что вся фотосфера состоит из све тлых зёрнышек (называемых гранулами ) и тёмных промежутков между ними . Размеры гранул не велики по солнечным масштабам – до 1000-2000 к м . в поперечнике ; межгранульные дорож ки более узкие , примерно 300-600 км . в ширину . Картина грануляции не является застывшей : о дни гранулы исчезают , другие появляются . Кажда я из них живёт не более 10 мин . Грануляц ия создаёт общий фон , на котором можно набл ю дать гораздо более контрастны е и крупные объекты – солнечные пятна и факелы. Пятна. Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солн ца . По величине пятна бывают очень разными – от малых , диаметром примерно 1000-2000 км ., до гигантских , значительно пр евосходящих размеры нашей планеты . Установлено , что пятна – это места выхода в солнечную атмо сферу сильных магнитных полей . Магнитные поля уменьшают поток энергии , идущий от недр светила к фотосфере , поэтому в месте их выхода на поверхность температура па д ает . Пятна холоднее окружающего и х вещества примерно на 1500 К , а следовательн о , и менее ярки . Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными . Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких боль ших и малых пятен . Живут группы пятен долго , иногда на пр о тяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнца составляет 27 суток ). Факелы. Практически все пятна окружены яркими полями , которые назыв ают факелами . Факелы горячее окружающей атмос феры на 2000 К и имеют сложную ячеистую с труктуру . Величи на каждой ячейки -около 30 тыс . км . Факелы живут ещё дольше , чем пятна , иногда 3-4 месяца . По-видимому , факелы то же являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца , но эти поля слабее , чем в пятнах. Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность , максимумы которой повторяются через каждые 11 лет. Внутреннее строение Солнца. Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар , внут ри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия . В нутренний объ ём Солнца можно разделить на несколько областей . Познакомимся с ними , начиная с самого центра . В центральной части Солнца находится источник его энерги и . Эта область называется ядром . Под тяжес тью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато , причём чем глу б же , тем с ильнее . Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры . В ядре , где температура достигает 15 млн . К , происходит выделение энергии . Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёг ких химических элементов в атомы б олее тяжёлых . В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гел ия . Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца . Однако в его объ ёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия , которая подде р живает свечение Солнца . Но энергия горячего ядра должна как-то выход ить наружу , к поверхности Солнца . Существуют различные способы передачи энергии в завис имости от физических условий среды , а имен но : лучистый перенос , конвекция и теплопроводн ость . Сразу в округ ядра начинается зона лучистой передачи энергии , где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов . Плотно сть , температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра , и в этом же направлении идёт поток энерги и . В целом процесс этот крайне медленный . Чт обы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы , необходимы многие тысячи лет : ведь , переизлучаясь , кванты всё время меняют направление , почти столь же часто двигаясь назад , как и вперёд . Так что если бы “печ к а” внутри Солнца вдруг погасла , то мы узнали бы об этом то лько миллионы лет спустя . На своём пути через внутренние солнечные слои поток энер гии встречает такую область , где непрозрачнос ть газа сильно возрастает . Это конвективная зона Солнца . Здесь энергия передаётс я уже не излучением , а конвекцией . Что такое конвекция ? Когда жидкость кипит , она перемешивается . Так же может вести себя и газ . То же самое происходит и на Солнце в области конвекции . Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх , где отдают с в оё тепло окружающей среде , а охлаждённый солнечный газ опускается вниз . Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирает ся практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы ), где перенос основного потока энер г ии вновь становится л учистым . Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких , конвективных слоёв . Хорошо известная наблюда телям картина грануляции на поверхности Солнц а является видимым проявлением конвекции. Солнечная атмос фера. Звёзды целиком состоят из газа . Но их внешние слои то же именуют атмосферой . Фотосфера. Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км . глубже видимого края солнечного диска . Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой . Поскольку их толщина составляе т не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса , фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца . Плотность газа в фотосфере примерно такая же , как в земной стратосфере , и в сотни раз меньше , чем у поверхности Земли . Температура фотосферы умен ь шается то 8000 К на глубине 300 км . до 4000 К в с амых верхних слоях . В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы : вся она кажется усыпанной мелким и яркими зёрнышками – гранулами , разделённым и сетью узких тёмных дорожек . Гранул я ция является результатом перемешивания вс плывающих более тёплых потоков газа и опу скающихся более холодных . Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика , но глубже , в конвективной зоне , о на больше , и перемешивание происходит значи т ельно интенсивнее . Конвекция во в нешних слоях Солнца играет огромную роль , определяя общую структуру атмосферы . В конечн ом счёте именно конвекция в результате сл ожного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проя в лений солнечной активности . Фо тосфера постепенно переходит в более разрежен ные внешние слои солнечной атмосферы – х ромосферу и корону. Хромосфера. Хромосфера (греч . “сфера света” ) названа так за свою крас новато-фиолетовую окраску . Она видна вовремя п олных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны , только что затмившего Солнце . Хромосфера весь ма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул ), придаю щих ей вид горящей травы . Температура этих хром о сферных струй в 2-3 раза в ыше , чем в фотосфере , а плотность в сот ни тысяч раз меньше . Общая протяжённость х ромосферы – 10-15 тыс . км . Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей , проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же , как если бы это пр оисходило в гигантской микроволновой печи . Ск орости тепловых движений частиц возрастают , у чащаются столкновения между ними , и атомы теряют свои внешние электроны : вещество стано вится горячей ионизов а нной плазмой . Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы , которые расположе ны выше хромосферы . Часто во время затмени й над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы “фонтаны ” , “облака” , “воронки” , “кусты” , “арки” и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного веще ства . Это самые грандиозные образования солне чной атмосферы – протуберанцы . Они имеют примерно ту же плотность и температуру , чт о и хромосфера . Но они находят с я над ней и окружены более высоки ми , сильно разреженными верхними слоями солне чной атмосферы . Протуберанцы не падают в х ромосферу потому , что их вещество поддерживае тся магнитными полями активных областей Солнц а . Некоторые протуберанцы , пробыв долгое врем я без заметных изменений , внезапно как бы взрываются , и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду вы брасывается в межпланетное пространство . Корона. В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает ог ромной протяжённостью : она простирается на миллионы километров , что соответствует нескольким солнечным радиусам . Плотность вещест ва в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее , чем плотность воздуха в земной атмосфере . Корону лучше всего на б людать во время полной фазы солнечного затмения . Главной особенностью корон ы является лучистая структура . Корональные лу чи имеют самую разнообразную форму : иногда они короткие , иногда длинные , бывают лучи прямые , а иногда они сильно изогнуты . Об щий вид со л нечной короны периодич ески меняется . Это связано с одиннадцатилетне м циклом солнечной активности . Меняется как общая яркость , так и форма солнечной ко роны . В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму . Когда же пятен мало , форма к ороны стан овится вытянутой , при этом общая яркость к ороны уменьшается . Итак , корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы , самая р азреженная и самая горячая . Добавим , что о на и самая близкая к нам : оказывается , она простирается далеко от Солнца в вид е постоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра . Фактически мы живём окружённые солнечной короной , хо тя и защищённые от её проникающей радиаци и надёжным барьером в виде земного магнит ного поля. Список исполь зуемой литературы : Дагаев М . Н . “Наблюдение звёздного неба” М ., Наука , 1993 г. Данлоп С . “Азбука звёздного неба” / пер . с англ . М ., Мир , 1986 г. Куликовский П . Г . “Справочник любителя астрономии” М ., Наука , 1991г. Зигель Ф . Ю . “Сокровища звёздного неба ” М ., Наука , 1996 г. Оглавление : Звёзды Что такое звезда 1 Снятие мерки со звёзд 2 Как устроена звезда и как она жив ёт 5 Звёздные пары 6 Переменные звёзды 7 Взрывающиеся звёзды 9 Необычные об ъекты : нейтронные звёзды и чёрные дыры 9 Белые карлики 10 Звезда по имени Солнце Что видно на Солнце 11 Внутреннее строение Солнца 12 Солнечная атмосфера 13 Список используемой литературы 16
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
- У вас, в Иваново, изнасилования бывают?
- Конечно, бывают. Поэтому мужчины стараются вечерами на улицу не выходить.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

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