Солнце представляет собой сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Всюду на одинаковых растояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближения к центру. . Солнце можно разделить на несколько концетрических слоев, постепенно переходящих друг в друга ( рис.3). В центре Солнца температура и плотность достигают наибольших значений. Условия в солнечном ядре (которое занимает примерно 25% от его радиуса) чрезвычайно экстремальные. Температура достигает 15.6 миллионов градусов Кельвина, а давление - 250 миллиардов атмосфер. Газ в ядре более чем в 150 раз плотнее воды. Ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходят близ самого центра Солнца. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии быстро прекращается и вплоть до расстояния 0,2-0,3 радиуса от центра. На расстоянии от центра больше 0,3 радиуса температура становится меньше 5 млн. градусов. В результате ядерные реакции здесь практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине, поглощаемое и переизлучаемое вышележащими слоями. Последние 20% пути к поверхности энергия переносится конвекцией, а не излучением. Конвекция - это перемещение вещества в целом, потоками или пузырями, наподобие того, как ведет себя кипящая вода. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз.
Атмосфера Солнца
Все расмотренные выше слои Солнца фактически не наблюдаемы. Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его атмосферой. Солнечная атмосфера также состоит из нескольких различных слоев. В строении внешних слоев Солнца выделяют фотосферу ( “ сферу света ”, если перевести с греческого), хромосферу ( “ сферу света ”) и корону.
Видимая солнечная поверхность - фотосфера – это слой газа толщиной около 700 км, в котором формируется приходящее к Земле излучение Солнца. Как раз через середину этого слоя и “ проведена ” условная поверхность нашей звезды, используемая для различных расчетов, конкретно – отсчета высот ( вверх ) и глубин ( вниз ). Во внешних, более холодных, разряженных слоях фотосферы на фоне непрерывного спектра возникают фраунгоферовы линии поглощения. Производя анализ солнечного спектра, содержащего свыше 300 тысяч линий поглощения, устанавливают химический состав не фотосферы, а расположенных над ней слоев. Распространяясь в верхние слои солнечной атмосферы, волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последующих слоев атмосферы- хромосферы и короны. В результате верхние слои фотосферы с температурой около 4500K оказываются самыми "холодными" на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растет.
Хромосфера – слой толщиной около 10000 км, лежащий над фотосферой. Ее можно видеть в моменты полнйх солнечных затмений в виде окружающего Солнца кольца ярко- красного цвета. Именно благодаря наличию этого разряженного слоя газа мы наблюдаем в спектре Солнца темные линии: идущие “ снизу ”, из более плотных слоев, фотоны света поглощаются в хромосфере и сразу же (!) переизлучаются. Но ( вот в чем “ соль”) с одинаковой вероятностью – в любом направлении, в том числе в 50 % случаев обратно в сторону Солнца. А это значит, что в какой-то определенной частоте к Земле ( и к наблюдателю ) приходит меньше энергии – образуется темная линия в спектре. Так поглощаются и переизлучаются лишь определенные порции энергии, соответствующие переходам электронов в атомах на высшие энергетические уровни. Быстрые конвективные движения газов, поднимающихся и опускающихся вниз, объясняют струистое строение хромосферы. Быстро движущиеся кратковременные выступы из хромосферы –это спикулы, существующие несколько минут. Cпектр хромосферы, так называемый спектр вспышки, состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затмения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях, можно получить в них его изображение.
Над хромосферой расположена простирающаяся на расстояния до 2000000 км солнечная корона. Корона - изумительно красивый объект для наблюдений. К сожалению, ее можно видеть только во время полной фазы солнечного затмения, когда Луна закрывает от нас диск Солнца. Солнечная корона состоит из двух частей – внутренней и внешней. Внутренняя корона – это желтоватый бесструктурный ободок, который окружает хромосферу. Внешняя корона – длинные струи серебристого цвета, “ лучи ” неправильной формы, отходящие от Солнца на очень большие расстояния. Вид солнечной короны не всегда одинаков. Это связано с периодическим изменением солнечной активности. Наиболее вытянутая форма короны наблюдается во время минимума солнечной активности. В годы максимума корона почти сферична.
Возможно вы искали - Реферат: Солнце
Корона представляет собою сильно разряженную высокоионизированную плазму с температурой 1-2 млн. градусов. Причина столь большого нагрева солнечной короны связана с волновыми движениями, возникающими в конвективной зоне Солнца. В ней содержатся атомы различных химических элементов и свободные электроны, движущиеся с очень большими скоростями. И те, и другие, освещенные солнечными лучами, рассеивают падающий на них солнечный свет. Из-за огромной температуры частицы движутся так быстро, что при столкновениях от атомов отлетают электроны, которые начинают двигаться как свободные частицы. В результате этого легкие элементы полностью теряют все свои электроны, так что в короне практически нет атомов водорода и гелия, а есть только протоны и альфа - частицы. Тяжелые элементы теряют до 10-15 внешних электронов. По этой причине в спектре солнечной короны наблюдаются необычные спектральные линии, которые долгое время не удавалось отождествить с известными химическими элементами. Так, например, одна из наиболее ярких корональных линий (зеленая ) принадлежит атому железа, лишенному 13 электронов. Однако не все излучение внутренней короны обязано эмиссионному свечению ионизованных атомов. Внутренняя корона испускает также и непрерывный спектр в результате рассеивания солнечного излучения.
Внешняя корона состоит из ионизованного водорода и свободных электронов. Электроны, как более подвижные, менне массивные частицы, способны расссеивать падающий на них солнечный свет гораздо эффективнее фотонов. Эти потоки электронов мы и наблюдаем в лучах внешней солнечной коры.
Солнечная корона испускает также радиоволны, причем радиоизлучение Солнца может быть спокойным и возмущенным. Источником и того и другого излучений является торможение электронов в короне. Как известно, равномерно движущийся электрон электромагнитного излучения не испускает ( если он движется со скоростью, много меньшей скорости света ). Он испускает электромагнитное излучение, в данном случае радиоволны, если он тормозится. Такое торможение должно происходить в солнечной короне, так как электроны обязательно проходят около атомных ядер и под действием их притяжения тормозятся, а торможение сопровождается излучением. В ”спокойной ” короне электронная температура достигает 1-2 млн. градусов. Однако бывают случаи, когда сквозь корону пролетают быстрые потоки наэлектризованных частиц. Тогда корона становится на время “ неспокойной ”, она испускает более мощные радиоволны, а ее электронная температура временно поднимается до 2 млрд. градусов.
Солнечная активность
В возникновении явлений, происходящих на Солнце, большую роль играет магнитное поле, которое сильнее земного в 6000 раз. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченную плазму, смесь электронов и ядер водорода и гелия. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает. Этот процесс сопровождается возникновением целого комплекса явлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. В соответствующих местах хромосферы наблюдается увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие места называются флоккулами . Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом ( видимом )свете – факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, является следствием увеличевшейся до нескольких десятков эрстед напряженности магнитного поля. Через 1-2 дня после появления флоккула в активной области возникают солнечные пятна в виде маленьких черных точек – пор. Многие из них вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за 2-3 дня превращаются в крупные темные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из темной центральной части – тени и волокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен – наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряженности, в несколько тысяч эрстед. Солнечное пятно – это углубление в фотосфере, имеющее форму воронки; вещество солнечного пятна движется, втекая в него в верхних слоях и растекаясь от центра к краям в глубоких нижних слоях. Полное, суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитного поля и уравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим, чем в фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящие энергию из глубины вверх. Вследствии этого в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000 К. Пятно как бы охлажденная и скованная магнитным полем яма в солнечной атмосфере. Большей частью пятна возникают целыми группами, в которых, однако, выделяются два больших пятна. Одно, небольшое, - на западе, а другое, чуть поменьше, - на востоке. Вокруг и между ними часто бывает множество мелких пятен. Такая группа пятен называется биполярной, потому что у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из–под фотосферы , оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно, которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет северную полярность, а то, в области которого силовые линии входят обратно под фотосферу, - южную.
Самое мощное проявление солнечной активности – это вспышки . Они происходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути вспышки – это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинного плазменного жгута или ленты. Длина такого образования составляет десятки и даже сотни тысяч километров. Общее количество энергии, выделяюшееся в результате взрыва, может составлять в зависимости от его силы от 10 в23 до 10 в25 Дж. Продолжается вспышка обычно около часа. Мощность энерговыделения 1г вещества в области вспышки в среднем в 10 в12 раз больше, чем мощность энерговыделения 1г вещества всего Солнца. Это говорит о том, что источник энергии вспышек отличается от источника энергии всего Солнца. Хотя детально физические процессы, приводящие к возникновению вспышек, еще не изучены, ясно, что они имеют электромагнитную природу. Основной жгут вспышки обычно располагается вдоль нетральной линии магнитного поля – направления, разделяющего области различной полярности. При некоторых условиях возникает неустойчивость,магнитные поля вблизи нейтральной линии сильно сближаются, сливаются и нейтрализуются (аннигилируют). При этом энергия магнитного поля переходит в другие формы: в излучение, тепло и кинетическую энергию движущихся газов. В электромагнитное излучение переходит примерно половина всей энергии. Другая половина энергии вспышки идет на ускорение элементарных частиц, главным образом электронов и протонов. Поток таких частиц добавляется во время вспышек к общему потоку космических лучей, наблюдаемых вблизи Земли. Сталкиваясь с другими атомами, энергетические ядра вызывают их необычайно сильную ионизацию, а в некоторых случаях проникают даже через электронные оболочки атомов и приводят к ядерным превращениям, сопровождающимся испусканием гамма- квантов. Как и всякий сильный взрыв, вспышка порождает взрывную волну, распространяющуюся как вверх в корону, так и горизонтально вдоль поверхностных слоев солнечной атмосферы. Излучение солнечных вспышек оказывает особо сильное воздействие на верхние слои земной атмосферы и ионосферу и приводит к возникновению целого комплекса геофизических явлений. Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы- сравнительно плотные облака газов, возникающие в солнечной короне или выбрасываемые в нее из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающийся на хромосферу и образованной струями и потоками более плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживается прогнувшимися под его тяжестью силовыми линиями магнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторые из них связаны с взрывоподобными выбросами вещества из хромосферы вверх в корону. Области на Солнце, в которых наблюдаются интенсивные проявления солнечной активности, называются центрами солнечной активности.
Похожий материал - Реферат: Солнце - дневная звезда
Пояснение. Поверхность Солнца на этом снимке довольно-таки темная. Запечатлены корональные магнитные петли, перекинувшиеся через активную область на Солнце. Ярко сверкающая в жестком ультрафиолете горячая плазма, поднятая над Солнцем вдоль арок силовых линий магнитного поля, остывает и проливается обратно на поверхность светила.
Циклы солнечной активности
Количество пятен на Солнце не является постоянной величиной. В дополнению к вполне очевидным вариациям, связанным с вращением Солнца (пятна появляются в поле зрения и исчезают за краем), в течение времени новые группы пятен формируются, а старые исчезают. При наблюдении в течении короткого периода времени (несколько недель или месяцев) эта вариация в числе пятен выглядит случайной. Однако наблюдения за много лет привели к открытию значительной особенности Солнца: количество пятен меняется периодически, что обычно описывается как 11 - летний цикл (в действительности период меняется и находится ближе к 10.5 годичному циклу в нашем столетии). В 1848 году Иоган Рудольф Вольф изобрел методику подсчета солнечных пятен на диске, получаемое число называют числом Вольфа: W=k(f+10g), где f - число всех отдельных пятен, в данный момент наблюдаемых на солнечном диске, а g - число образованных ими групп. Этот индекс очень удачно отражает вклад в солнечную активность не только от самих пятен, но и от всей активной области, в основном занятой факелами. Поэтому числа W очень хорошо согласуются с более современным и точнее определяемым индексом, обозначаемым F10.7 - величиной потока радиоизлучения от всего Солнца на волне 10,7 см.
Сегодня числа Вольфа (осредненные по многим наблюдениям) используют для характеристики солнечной активности. На рис.6 изображены числа Вольфа почти за 500 лет.
Во время солнечного цикла пятна мигрируют от полюса к экватору, и распределение пятен по широте дает так называемую, очень эффектную, диаграмму бабочки Рис. 7.
В то время как продолжительность цикла была практически одинакова в этом столетии, в прошлом наблюдались значительные отклонения. Примерно с 1645 по 1715 годы (период, известный как Маундеровский минимум) на Солнце практически не наблюдались пятна, что имело, по-видимому, влияние на земной климат.
Очень интересно - Реферат: Солнце - наша уникальная звезда
Особенно длительный период истории солнечной активности скрыт в данных о распространенности в прошлом углерода-14 (радиоактивного изотопа обычного углерода-12). Интенсивность образования С-14 в земной атмосфере зависит от потока частиц высоких энергий, известных как галактические космические лучи, которые рождаются в высокоэнергичных процессах вне Солнечной системы. Способность этих космических лучей проникать в Солнечную систему зависит от величины и геометрии магнитных полей, уносимых от Солнца солнечным ветром в периоды высокой активности. В процессе фотосинтеза растения поглощают С-14 вместе с другими изотопами углерода и включают его в свою структуру. Уровни солнечной активности за прошедшие 2000 лет могут быть оценены путем измерения распространенности С-14 в годовых кольцах старых деревьев. Возраст таких колец может быть легко найден обратным счетом от внешнего кольца. Сведения из древних источников о наблюдении солнечных пятен и полярных сияний, а также данные о распространенности С-14 были обобщены Эдди в 1976 г. Он установил, что Маундеровский минимум совпадает с очень резким понижением солнечной активности, о чем свидетельствуют перерыв в появлении полярных сияний и высокий уровень С-14. Впоследствии Эдди и другие ученые показали, что такие периоды аномально низкой солнечной активности продолжаются в течение нескольких десятилетий и типичны для Солнца. Аналогичный эпизод, Шпуреровский минимум, имел место в период примерно от1450 до 1550 гг. Однако протяженный период высокой солнечной активности приблизительно между 1100 и 1250 гг. совпал с относительно теплой погодой, которая, по-видимому, сделала возможной миграцию викингов в Гренландию и Новый Свет. Возможно, что очередное затухание солнечной активности можно ожидать в следующем веке.
Почему существует солнечный цикл? До конца никто не знает окончательного ответа на этот вопрос. Детальное объяснение природы солнечного цикла является фундаментальной проблемой солнечной физики, которую еще предстоит решить.
Солнце – источник энергии
Излучаемая Солнцем энергия вырабатывается в ядерных реакциях (
эрг/сек или 386 миллиардов миллиардов мегаватт). Каждую секунду около 700,000,000 тонн водорода превращается в 695,000,000 тон гелия и 5,000,000 тонн (=эрг) энергии в форме гамма лучей. Пока эта энергия (излученная в виде гамма квантов) путешествует наружу по направлению к поверхности, она постепенно поглощается и переизлучается в виде волн все большей длины так, что когда она достигает поверхности, она превращается в видимый свет. Последние 20% пути к поверхности энергия переносится конвекцией. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз. Физические условия во внутренних слоях Солнца определяются с помощью теоретических расчетов и проверяются на основании изучения распространения волн в недрах Солнца, а также путем регистрации солнечных нейтрино, возникающих в результате ядерных реакций в центральных его слоях. При температурах существующих в центре Солнца атомы движутся с огромными скоростями, достигающими, например, для протонов, сотен километров в секунду. Поскольку плотность вещества очень велика, весьма часто происходят взаимодействия частиц с квантами (фотонами), а также и между собою. В результате этих процессов внешние электронные оболочки атомов полностью разрушаются, от атомов остаются лишь "голые" атомные ядра. Иными словами, все атомы находятся в состоянии очень высокой степени ионизации. Это означает, что размеры частиц уменьшаются от обычных (порядка 10-10 м) до ядерных (порядка 10-15 м). Поэтому сильно ионизованный газ остается газом даже при очень высоких плотностях порядка 1,5· 105 кг/м3 (150 г/см3 ). Вследствие частых и сильных столкновений и сближений между частицами в "горячей" и плотной плазме, в ней возрастает вероятность взаимодействия между элементарными частицами и атомными ядрами, и происходят ядерные реакции. При обычных столкновениях сближению одинаково заряженных частиц препятствует электростатическое отталкивание, происходящее по закону Кулона (кулоновский барьер). Именно для его преодоления частицы должны иметь огромные энергии, т.е. температура плазмы должна быть очень высокой. Возникающие при этом ядерные реакции называют термоядерными. Взаимные столкновения протонов обладают наименьшим кулоновским барьером, поэтому в первую очередь в недрах звезд возникают реакции синтеза легких ядер, а эволюция звезд начинается с выгорания водорода и других наиболее легких химических элементов. В недрах Солнца каждый протон ежесекундно испытывает миллионы столкновений, но только малое их число заканчивается его объединением с другим протоном. Однако, благодаря огромному общему числу протонов, "выгорание" водорода оказывается длительно эффективным. Во время ядерных реакций синтеза выделяются огромные энергии (несколько МэВ в расчете на один нуклон 1Мэв
эрг), что значительно превосходит энерговыделение, обусловленное другими известными механизмами (например, химическим горением). При этом масса образующихся ядер не равна сумме масс входящих в них нуклонов, но несколько меньше нее на величину так называемого дефекта массы. Это объясняется наличием сильной связи между нуклонами в ядре, так что для их освобождения необходимо затратить энергию, равную энергии этой связи. При обратном процессе синтеза ядер из свободных нуклонов в центре Солнца выделяется такая же энергия. Ее величина, согласно известному соотношению Эйнштейна, равна дефекту массы, умноженному на квадрат огромной величины - скорости света!
Основным источником энергии в недрах Солнца является последовательность реакций с участием протонов - водородный цикл, или протон - протонная цепочка термоядерных реакций. В конечном счете, она приводит к превращению водорода в гелий. Примерно в 70 % случаев она состоит из трех основных реакций.
Вам будет интересно - Контрольная работа: Солнце, его физические характеристики и воздействие на магнитосферу Земли
Первая из них начинается с распада протона 1 H, который в свободном состоянии необычайно устойчив. Распад может произойти в краткий миг исключительно тесного сближения (столкновения) двух протонов. Тогда возможно превращение одного из них в нейтрон с испусканием позитрона e+ и нейтрино . Объединяясь со вторым протоном, этот нейтрон образует ядро тяжелого водорода - дейтерия 2 D. На языке ядерных реакций это выглядит так:
1 H + 1 H 2 D + e+ + + 1,442 Мэв
В конце этой строки указаны выделяющаяся при этом энергия. Нейтрино, движущееся со скоростью света, крайне слабо взаимодействует с веществом и практически беспрепятственно проходит через все Солнце, покидая его. Позитрон же, возникший при распаде протона, немедленно аннигилирует с первым встречным электроном, испуская пару гамма-квантов.
Поскольку для каждой пары протонов первый этап водородной реакции осуществляется за 14 млрд. лет, она и определяет медленность термоядерных реакций на Солнце и общее время его эволюции.
Во второй реакции дейтроны, возникшие в результате первой реакции, за считанные секунды захватывают новые протоны, испуская кванты и образуя ядра изотопа 3 He:
Похожий материал - Реферат: Сонце не тільки джерело світла і тепла, але і первинне джерело багатьох інших видів енергії
2 D + 1 H 3 He + + 5,494 Мэв
Благодаря третьей реакции, в течение времени порядка миллиона лет ядра изотопа 3 He могут слиться и, высвободив два протона, образовать ядро обычного гелия 4 He ( - частицу):
3 He + 3 He 4 He + 21 H + 12,860 Мэв
Очевидно, что для полного завершения описанной цепочки реакций первые две из них должны произойти дважды. С учетом этого можно подсчитать, что слияние четырех протонов в одну -частицу сопровождается выделением энергии 26,732 МэВ, из которой около 0,5 МэВ уносится двумя нейтрино, свободно покидающими Солнце, а остальная часть переходит в кванты и тепловую энергию газа. Источником этой энергии является энергия связи ядра 4 He, соответствующая дефекту массы, равному 0,73 % массы четырех свободных протонов.
Солнечные нейтрино