WWW.REFERATCENTRAL.ORG.UA - Я ТУТ НАВЧАЮСЬ

... відкритий, безкоштовний архів рефератів, курсових, дипломних робіт

ГоловнаАстрономія та Авіація → Природа Сонця. Планети. Малі тіла Сонячної системи - Реферат

Природа Сонця. Планети. Малі тіла Сонячної системи - Реферат


Реферат на тему:
"Природа Сонця. Планети.
Малі тіла Сонячної системи"
План
1. Природа Сонця.
2. Планети.
3. Малі тіла Сонячної системи
1. ПРИРОДА СОНЦЯ
Сонце - центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса в 333 000 раз більша за масу Землі й у 750 раз перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Сонце - могутнє джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль - від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.
Водночас Сонце - найближча до нас зоря, в якої на відміну від усіх інших зір можна спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на ньому невеликі деталі, розміром навіть до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зір взагалі.
Видимий кутовий діаметр Сонця змінюється не на багато через еліптичність орбіти Землі. У середньому він становить близько 32' або 1/107 радіана, тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а.о., або приблизно 1 400 000 км, що в 109 раз перевищує діаметр Землі.
На поверхню площею 1 м2, перпендикулярну до сонячних променів за межами земної атмосфери, припадає 1,36 кВт променистої енергії Сонця. Помноживши це число на площу поверхні кулі, радіус якої дорівнює відстані від Землі до Сонця, дістанемо потужність повного випромінювання Сонця (його світність), що становить близько 4 o 1023кВт. Так випромінює тіло сонячних розмірів, нагріте до температури близько 6000 К (ефективна температура Сонця). Земля дістає від Сонця приблизно 1/2000000000 частину випромінюваної ним енергії.
Як і всі зорі, Сонце - розжарена газова куля. В основному воно складається з водню з домішками 10 % (за кількістю атомів) гелію. Кількість атомів усіх разом узятих інших елементів приблизно в 1000 раз менша. Однак маса цих важчих елементів становить 1 - 2 % маси Сонця.
На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу - плазми.
Середня густина сонячної речовини g 1400 кг/м3. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі - у 100 раз більша, ніж середня густина.
Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця, в його надрах створюється величезний тиск.
Коли б речовина всередині Сонця була розподілена рівномірно й густина скрізь дорівнювала середній, то внутрішній тиск було б легко обчислити. Зробимо приблизно такий розрахунок для глибини, що дорівнює 1/2 R .
Силу тяжіння F = mg на цій глибині визначатимемо масою речовини, що міститься в радіальному стовпчику заввишки 1/2 R , площа якого S, а також значенням g на поверхні сфери радіуса 1/2 R . Маса сонячної речовини, що міститься в цьому стовпчику, дорівнює
Мал. Сонце з плямами і протуберанцями
а гравітаційне прискорення на відстані 1/2 R від центра "однорідного" Сонця за законом всесвітнього тяжіння становитиме:
оскільки об'єм згаданої сфери становить 1/8 всього об'єму Сонця і при сталій густині в ньому міститься 1/8 M . Тому тиск
Звідси маємо: р = 6,6 o 1013Па, тобто тиск у мільярд разів більший за атмосферний тиск.
За газовими законами тиск пропорційний температурі й густині. Це дає можливість визначити температуру в надрах Сонця.
Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5 o 105 кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск - близько 2 o 1018 Па, а температура - близько 15000 000 К.
При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню - зменшується.
Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від центра. Залежно від значення температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна умовно поділити на 4 частини (мал. 67):
1) внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і температура забезпечують перебіг ядерних реакцій; вона пролягає від центра на відстань приблизно 1/3 /?©;/
2) "промениста" зона (відстань від 1/3 до 2/3 /?0), в якій енергія передається назовні від шару до шару внаслідок послідовного вбирання і випромінювання квантів електромагнітної енергії;
3) конвективна зона - від верхньої частини "променистої" зони майже до самої видимої межі Сонця. Тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої межі світила, внаслідок чого відбувається перемішування речовини (конвекція), подібне до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;
4) атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери містить тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Верхніх шарів атмосфери безпосередньо не видно, їх можна спостерігати або під час повних сонячних затемнень, або за допомогою спеціальних приладів.
Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів (див", мал.).
Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 - 300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього виходить'майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра.
У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуют-ься внаслідок випромінювання з них у міжпланетний простір.
На фотографіях фотосфери (мал. 68) добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих "зерняток" - гра н у л розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура нази-вається грануляцією. Вона є результатом руху газів, шо відбувається в розміщеній під Ьотосферою конвективній зоні Сонця.
Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випромінювання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787-1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька сотень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.
У найвищих
Loading...

 
 

Цікаве