Scrieți o descriere a soarelui. Soare, descriere, fapte interesante, caracteristici
Soare - descriere, parametri cunoscuți.
Tabelul parametrilor Soarelui:
| Nu. p.p. | Numele parametrului | Date |
| 1 | Descoperire de către omenire | necunoscut |
| 2 | Raza medie | 695 508 km |
| 3 | Circumferința medie (lungimea ecuatorului) | 4 370 005, 6 km |
| 4 | Volum | 1.409.272.569.059 860.000 km3 |
| 5 | Greutate | 1.989.100.000.000.000.000.000.000.000.000 kg |
| 6 | Densitate | 1,409 g/cm3 |
| 7 | Suprafață | 6.078.747.774.547 km2 |
| 8 | Accelerația gravitației | 274,0 m/s 2 |
| 9 | A doua viteză spațială | 2223720 km/h |
| 10 | Perioada de revoluție în jurul axei sale | 25.38 Zilele Pământului |
| 11 | Înclinarea rotației în jurul axei sale | 7.25 aproximativ în raport cu ecliptica |
| 12 | Temperatura suprafeței | 5500 o C |
| 13 | Tip spectral | G2V |
| 14 | Luminozitate | 3,83 x 10 33 . erg/sec |
| 15 | Vârstă | 4.600.000.000 de ani |
| 16 | Compoziţie | 92,1% hidrogen, 7,8% heliu |
| 17 | perioada sinodica | 27,2753 zile |
| 18 | Perioada de rotație la ecuator | 26,8 zile |
| 19 | Perioada de rotație la poli | 36 de zile |
| 20 | Viteza în raport cu stelele din apropiere | 19,7 km/s |
| 21 | Distanța medie față de pământ | 149.600.000 (1 unitate astronomică) |
| 22 | Valoarea constantă a radiației solare, la o distanță medie de Pământ | 1.365 - 1.369 kW/m2 |
Soarele nostru este o stea normală G2, una dintre cele peste 100 de miliarde de stele din galaxia noastră.
Soarele este de departe cel mai mare obiect din sistemul solar. Conține mai mult de 99,8% din masa totală sistem solar(Jupiter conține mai multe dintre celelalte planete).
Adesea spunem că Soarele este o stea „obișnuită”. Acest lucru este adevărat în sensul că există multe alte vedete ca el. Dar există încă multe stele mai mici și altele mult mai mari. Dacă toate stelele sunt aranjate secvenţial după masă de la cea mai mare la cea mai mică, atunci Soarele va intra în primele 10% din toate stelele. Dimensiunea medie a stelelor, după masă, în galaxia noastră este probabil mai mică de jumătate din masa Soarelui.
Soarele se reflectă în multe mitologii: grecii îl numeau Helios, iar romanii îl numeau Sol.
Soarele, compus în prezent din aproximativ 70% hidrogen și 28% heliu în masă, toate celelalte elemente, în principal metale, alcătuiesc mai puțin de 2% din masa Soarelui. Compoziția Soarelui se schimbă lent în timp, pe măsură ce Soarele transformă hidrogenul în heliu în miezul său.
Straturile exterioare au o rotație diferențiată: la ecuator, suprafața face o rotație la fiecare 25,4 zile, în apropierea polilor, în aproximativ 36 de zile. Acest comportament ciudat se datorează faptului că Soarele nu este un corp solid așa cum este pe Pământ. Efecte similare sunt observate și pe planetele gazoase ale sistemului solar. Rotația diferențială se extinde și în interiorul Soarelui, dar miezul Soarelui se rotește ca un corp solid.
Miezul este probabil 25% din raza Soarelui. Temperatura centrală este de 15.600.000 de grade Kelvin și presiunea este de 250.000.000.000 de atmosfere. În centrul nucleului, densitatea Soarelui este de 150 de ori mai mare decât cea a apei.
Puterea energetică a Soarelui este de aproximativ 386.000.000.000 de miliarde de MW. În fiecare secundă, aproximativ 700.000.000 de tone de hidrogen sunt transformate în 695.000.000 de tone de heliu și 5.000.000 de tone de materie (= 3,86e33 erg) sunt eliberate ca energie de raze gamma.
Suprafața Soarelui, numită fotosferă, are o temperatură la suprafață de aproximativ 5800 K. Temperatura la petele solare este de numai 3800 K (arata întunecate în comparație cu regiunile înconjurătoare ale Soarelui). Petele solare pot avea un diametru de până la 50.000 km. Petele solare sunt cauzate de o interacțiune complexă și încă neînțeleasă pe deplin cu câmpul magnetic al Soarelui.
Deasupra suprafeței Soarelui se află cromosfera.
O regiune foarte rarefiată deasupra cromosferei, numită coroană, se întinde pe milioane de kilometri în spațiu, dar este vizibilă doar în timpul unei eclipse totale de soare. Temperatura coroanei este de peste 1.000.000 K.
Întâmplător, Luna și Soarele au aceeași dimensiune unghiulară ca cele privite de pe Pământ. Eclipsele de soare apar o dată sau de două ori pe an în anumite zone ale Pământului.
Câmpul magnetic al Soarelui este foarte puternic și complex, iar magnetosfera Soarelui (cunoscută și sub numele de heliosferă) se extinde cu mult dincolo de orbita lui Pluto.
Pe lângă căldură și lumină, Soarele emite un flux de particule încărcate (în mare parte protoni și electroni), cunoscut sub numele de vântul solar, care călătorește prin sistemul solar cu 450 km/sec.
Cele mai recente date de la nava spatiala Ulise, arată că în timpul minimului ciclului solar, vântul solar emis de polii polari se mișcă cu o viteză de 750 de kilometri pe secundă, adică jumătate din viteza vântului solar emis la ecuator.
Compoziția vântului solar pare să difere și în regiunile polare. În timpul maximului solar, totuși, vântul solar se mișcă cu o viteză intermediară.
Vântul solar are o mare influență asupra cozilor cometelor și chiar are un efect vizibil asupra traiectoriilor navelor spațiale.
Vârsta Soarelui este de aproximativ 4,5 miliarde de ani. De la naștere, a consumat deja aproximativ jumătate din hidrogenul din miezul său. Va continua să radieze căldură încă 5 miliarde de ani. Dar în cele din urmă va rămâne fără hidrogen.
Analiza spectrală a razelor solare a arătat că cel mai mult în steaua noastră se află hidrogen (73% din masa stelei) și heliu (25%). Elementele rămase (fier, oxigen, nichel, azot, siliciu, sulf, carbon, magneziu, neon, crom, calciu, sodiu) reprezintă doar 2%. Toate substanțele găsite pe Soare există atât pe Pământ, cât și pe alte planete, ceea ce indică originea lor comună. Densitatea medie a materiei Soarelui este de 1,4 g/cm3.
Cum se studiază soarele
Soarele este o „matryoshka” cu multe straturi de compoziție și densitate diferite, în ele au loc diferite procese. Este imposibil să observați o stea din spectrul familiar ochiului uman, cu toate acestea, spectroscoape, telescoape, radiotelescoape și alte instrumente care detectează ultravioletele, infraroșul, radiații cu raze X Soare. De pe Pământ, cea mai eficientă observație este în timpul unei eclipse de soare. În această scurtă perioadă, astronomii din întreaga lume studiază coroana, proeminențele, cromosfera și diversele fenomene care au loc pe singura stea disponibilă pentru un astfel de studiu detaliat.
Structura Soarelui
Corona este învelișul exterior al Soarelui. Are o densitate foarte mică, din această cauză este vizibil doar în timpul unei eclipse. Grosimea atmosferei exterioare este neuniformă, așa că din când în când apar găuri în ea. Prin aceste găuri, vântul solar se repezi în spațiu cu o viteză de 300-1200 m / s - un flux puternic de energie, care pe pământ provoacă aurora boreală și furtuni magnetice.
Cromosfera este un strat de gaze care ating o grosime de 16 mii km. În ea, are loc convecția gazelor fierbinți, care, rupându-se de suprafața stratului inferior (fotosferă), cad din nou înapoi. Ei sunt cei care „ard prin” coroană și formează fluxuri de vânt solar de până la 150 de mii de km lungime.
Fotosfera este un strat dens, opac, cu o grosime de 500–1.500 km, în care apar cele mai puternice furtuni de foc de până la 1.000 km în diametru. Temperatura gazelor din fotosfera este de 6.000 °C. Ele absorb energia din stratul de bază și o eliberează sub formă de căldură și lumină. Structura fotosferei seamănă cu granule. Rupele stratului sunt percepute ca pete pe Soare.
Zona convectivă cu o grosime de 125-200 mii km este învelișul solar, în care gazele schimbă constant energie cu zona de radiație, încălzindu-se, urcând în fotosferă și, răcindu-se, coboară din nou pentru o nouă porțiune de energie.
Zona de radiații are o grosime de 500 mii km și o densitate foarte mare. Aici, materia este bombardată cu raze gamma, care sunt transformate în raze ultraviolete (UV) și raze X (X) mai puțin radioactive.
Crusta sau miezul este „cazanul” solar, unde au loc constant reacții termonucleare proton-proton, datorită cărora steaua primește energie. Atomii de hidrogen se transformă în heliu la o temperatură de 14 x 10 până la puterea a 6-a de oC. Aici, presiunea titanică este de un trilion de kg pe cm cub. În fiecare secundă, 4,26 milioane de tone de hidrogen sunt convertite în heliu aici.
Structura internă a Soarelui este stratificată, sau înveliș, constă dintr-un număr de sfere sau regiuni. În centru se află miezul, apoi regiunea de transfer al energiei razelor, apoi zona convectivă și în final atmosfera. O serie de cercetători se referă la el trei regiuni externe: fotosfera, cromosfera și coroana. Adevărat, alți astronomi se referă doar la cromosfera și corona la atmosfera solară. Să ne oprim pe scurt asupra trăsăturilor acestor sfere.
Miezul este partea centrală a Soarelui cu super presiune ridicata si temperatura, care asigura cursul reactiilor nucleare. Ei emit o cantitate imensă de energie electromagnetică la lungimi de undă extrem de scurte.
Regiunea de transfer de energie radiantă este situată deasupra nucleului. Este format din gaz aproape imobil și invizibil la temperaturi ultra-înalte. Transferul energiei generate în miez prin acesta către sferele exterioare ale Soarelui se realizează printr-o metodă cu raze, fără a deplasa gazul. Acest proces ar trebui imaginat cam așa. De la nucleu la regiunea de transfer a razelor, energia intră în intervalele de unde extrem de scurte - radiația gamma și pleacă în razele X cu lungime de undă mai mare, care este asociată cu o scădere a temperaturii gazului spre zona periferică.
regiune convectivă a soarelui
Regiunea convectivă - situată deasupra celei precedente. De asemenea, este format dintr-un gaz fierbinte invizibil în stare de amestecare convectivă. Amestecarea se datorează poziției regiunii dintre două medii, care diferă brusc prin presiunea și temperatura care predomină în ele. Transferul de căldură din interiorul solar la suprafață are loc ca urmare a creșterii locale a maselor de aer foarte încălzite sub presiune ridicată către periferia stelei, unde temperatura gazului este mai scăzută și unde începe gama de lumină a radiației Soarelui. Grosimea regiunii convective este estimată la aproximativ 1/10 din raza solară.Fotosferă
Fotosfera este cea mai joasă dintre cele trei straturi ale atmosferei Soarelui, așezată direct deasupra masei dense de gaz invizibil din regiunea convectivă. Fotosfera este formată din gaz ionizat incandescent, a cărui temperatură la bază este apropiată de 10.000°K (adică temperatura absolută), iar la limita superioară, situată cu aproximativ 300 km mai sus, este de aproximativ 5.000°K. Media Se presupune că temperatura fotosferei este de 5.700 ° K. La această temperatură, gazul fierbinte emite energie electromagnetică în principal în intervalul de lungimi de undă optice. Acest strat inferior al atmosferei, vizibil ca un disc gălbui-luminos, îl percepem vizual ca Soare.Prin aerul transparent al fotosferei, telescopul își vede clar baza - contactul cu masa de aer opac a regiunii convective. Interfața are o structură granulară numită granulare. Boabele, sau granulele, au diametre de la 700 la 2000 km. Poziția, configurația și dimensiunea granulelor se modifică. Observațiile au arătat că fiecare granulă a exprimat individual doar o parte un timp scurt(aproximativ 5-10 minute), si apoi dispare, fiind inlocuit cu o noua granula. La suprafața Soarelui, granulele nu rămân nemișcate, ci fac mișcări neregulate cu o viteză de aproximativ 2 km/sec. Împreună, boabele ușoare (granule) ocupă până la 40% din suprafața discului solar.
Procesul de granulare este reprezentat ca prezența în cel mai de jos strat al fotosferei a unui gaz opac al regiunii convective - sistem complex circuite verticale. O celulă luminoasă este o porțiune dintr-un gaz mai încălzit provenit din adâncime în comparație cu cel deja răcit la suprafață și, prin urmare, mai puțin strălucitor, care se scufundă compensator. Luminozitatea granulelor este cu 10-20% mai mare decât fundalul înconjurător, indicând o diferență a temperaturilor lor de 200-300 ° C.
În mod figurat, granulația de pe suprafața Soarelui poate fi comparată cu fierberea unui lichid gros, cum ar fi gudronul topit, când apar bule de aer cu jeturi ușoare ascendente, iar zonele mai întunecate și mai plate caracterizează porțiunile care se scufundă ale lichidului.
Studii ale mecanismului de transfer de energie în sfera gazoasă a Soarelui de la regiunea centrală la suprafață și radiația acesteia în spaţiu a arătat că este purtat de raze. Chiar și în zona convectivă, unde energia este transferată prin mișcarea gazelor, cea mai mare parte a energiei este transferată prin radiație.
Astfel, suprafața Soarelui, care radiază energie în spațiul cosmic în gama de lumină a spectrului undele electromagnetice, este un strat rarefiat de gaze ale fotosferei și suprafața superioară granulară a unui strat de gaz opac al regiunii convective vizibile prin acesta. În general, structura granulară, sau granulația, este recunoscută ca caracteristică a fotosferei - stratul inferior atmosfera solara.
cromosfera solară
Cromosferă. În timpul unei eclipse totale de soare, o strălucire roz este vizibilă chiar la marginea discului întunecat al Soarelui - aceasta este cromosfera. Nu are granițe ascuțite, dar este o combinație de multe proeminențe strălucitoare sau flăcări care sunt în mișcare continuă. Cromosfera este uneori comparată cu o stepă care arde. Limbile cromosferei se numesc spicule. Au un diametru de 200 până la 2000 km (uneori până la 10.000) și ating o înălțime de câteva mii de kilometri. Ele trebuie imaginate ca fluxuri de plasmă (gaz ionizat fierbinte) care scapă din Soare.S-a stabilit că trecerea de la fotosferă la cromosferă este însoțită de o creștere bruscă a temperaturii de la 5700 K la 8000 - 10000 K. Până la limita superioară a cromosferei, situată aproximativ la o altitudine de 14000 km de suprafața soarele, temperatura crește la 15000 - 20000 K. Densitatea materiei la astfel de înălțimi este de numai 10-12 g/cm3, adică de sute și chiar de mii de ori mai mică decât densitatea straturilor inferioare ale cromosferei.
coroana solara
Corona solară este atmosfera exterioară a Soarelui. Unii astronomi o numesc atmosfera Soarelui. Este format din cel mai rarefiat gaz ionizat. Se extinde aproximativ până la o distanță de 5 diametre solare, are o structură radiantă și strălucește slab. Poate fi observată doar în timpul unei eclipse totale de soare. Luminozitatea coroanei solare este aproximativ aceeași cu cea a lunii în timpul lunii pline, care este doar aproximativ 5/1.000.000 de parte din strălucirea soarelui. Gazele coronale sunt puternic ionizate, ceea ce determină temperatura lor la aproximativ 1 milion de grade. Straturile exterioare ale coroanei radiază gaz coronal, vântul solar, în spațiul cosmic. Aceasta este a doua energie (după radiația electromagnetică) a Soarelui primită de planete. Rata de îndepărtare a gazului coronal de la Soare crește de la câțiva kilometri pe secundă în apropierea coroanei la 450 km/sec la nivelul orbitei Pământului, ceea ce este asociat cu o scădere a forței de gravitație a Soarelui odată cu creșterea distanței. . Rarificat treptat pe măsură ce se îndepărtează de Soare, gazul coronal umple întreg spațiul interplanetar. Afectează corpurile sistemului solar atât direct, cât și prin câmpul magnetic pe care îl poartă cu el. Interacționează cu campuri magnetice planete. Gazul coronal (vântul solar) este principala cauză a aurorelor pe Pământ și a activității altor procese din magnetosferă.Introducere
Studiul Soarelui a fost întotdeauna una dintre cele mai importante sarcini ale astronomiei și ale multor alte științe. Atât Soarele însuși, cât și influența sa asupra Pământului sunt cele mai importante obiecte de cercetare.
Interesul oamenilor de știință față de problema relațiilor solar-terestre este cauzat de mai multe motive. În primul rând, pe măsură ce aspectele fizice ale influenței Soarelui asupra Pământului au fost clarificate, a fost dezvăluită importanța enormă aplicată a acestei probleme pentru comunicațiile radio, navigația magnetică, siguranța zborurilor spațiale, prognoza meteo și așa mai departe. Nu mai puțin importantă a fost problema influenței activității solare asupra sănătății umane.
În 1915, Alexander Leonidovich Chizhevsky (1897-1964) a atras atenția asupra relației ciclice dintre dezvoltarea anumitor epidemii și activitatea petelor solare. A.L. Chizhevsky a stabilit influența activității solare asupra apariției bolilor încă din anii 20. Este considerat fondatorul științei heliobiologiei. De atunci, au fost efectuate studii, s-au acumulat dovezi științifice care confirmă impactul furtunilor solare și magnetice asupra sănătății. Dintre toate bolile care sunt afectate de furtunile magnetosferice, bolile cardiovasculare au fost evidențiate, în primul rând, deoarece relația lor cu activitatea solară și magnetică era cea mai evidentă. Trebuie remarcat faptul că un organism bolnav și sănătos reacționează diferit la schimbările din spațiu și condițiile geofizice. Manifestările emoționale au fost luate în considerare în perioadele de perturbări cosmice și geofizice și este necesar să spunem despre un aspect important al controlului gândirii și stării emoționale.
Se observă că starea de spirit psiho-emoțională pentru munca creativă este un stimul puternic pentru activitatea rezervelor interne ale organismului, ceea ce face mai ușor să suporte efectele extreme ale factorilor naturali. Spațiul extrem și situațiile geofizice afectează și copiii, sistemul lor nervos, endocrin, cardiovascular, respirator și alte sisteme.
Prin urmare, studiul Soarelui și influența acestuia asupra Pământului este extrem de important.
Soarele și influența lui asupra pământului
Capitolul 1
1.1. caracteristici generale soare
Soarele este corpul central al Sistemului Solar, o minge de plasmă fierbinte, o stea pitică tipică G2. Dintre stele, Soarele ocupă o poziție medie ca mărime și luminozitate, deși în vecinătatea solară, majoritatea stelelor sunt mai mici ca mărime și luminozitate. Temperatura de suprafață a Soarelui este de aproximativ 5800 K. Rotația Soarelui în jurul axei are loc în aceeași direcție cu Pământul (de la vest la est), axa de rotație formează un unghi de 82° 45" cu planul Orbita Pământului (ecliptică). O revoluție față de Pământ durează 27,275 zile (perioada sinodică de revoluție), față de stelele fixe - timp de 25,38 zile (perioada sideral de revoluție). Perioada de rotație (sinodică) variază de la 27 de zile la ecuator la 32 de zile la poli.Compoziția chimică determinată din analiza spectrului solar: hidrogen - aproximativ 90%, heliu - 10%, alte elemente - mai puțin de 0,1% (după numărul de atomi).Ca toate stelele, acesta este o minge de gaz fierbinte, iar sursa de energie este fuziunea nucleară care are loc în intestinele sale.la distanță de 149,6 milioane km de Soare, primește aproximativ 2,1017 W de energie radiantă solară.Soarele este principala sursă de energie pentru toate procesele care au loc. pe globul. Întreaga biosferă, viața există doar datorită energiei solare.
Măsurătorile precise arată că diametrul Soarelui de 1.392.000 km nu este o valoare constantă. În urmă cu aproximativ cincisprezece ani, astronomii au descoperit că Soarele se subțiază și se îngrașă cu câțiva kilometri la fiecare 2 ore și 40 de minute, iar această perioadă rămâne strict constantă. Cu o perioadă de 2 ore și 40 de minute, luminozitatea Soarelui, adică energia radiată de acesta, se modifică și ea cu o fracțiune de procent.
Indicii că diametrul Soarelui experimentează și fluctuații foarte lente, cu o gamă semnificativă, au fost obținute prin analiza rezultatelor. observatii astronomice acum multi ani. Măsurători precise ale duratei eclipsele de soare, precum și trecerea lui Mercur și Venus pe discul solar au arătat că în secolul al XVII-lea diametrul Soarelui l-a depășit pe cel actual cu aproximativ 2000 km, adică cu 0,1%.
Distanța medie de la Pământ la Soare este de 149,6 milioane km. Întrucât Pământul se învârte în jurul Soarelui pe o orbită eliptică, în ianuarie este mai aproape de acesta cu 2,5 milioane km, iar în iulie este la fel de îndepărtat. Raza Soarelui R = 696.000 km, masa m = 1,99 10 g, densitate medie p = 1,41 g/cm. Cantitatea totală de energie emisă de Soare este L = 3,86 10 erg/sec sau L = 3,86 10 W. Dar Pământul primește doar 5 10 din toată energia emisă de Soare.
Soarele nu se rotește solid, viteza sa unghiulara scade cu distanta fata de ecuator.O astfel de rotatie se numeste rotatie diferentiala sau zonala. Conform observațiilor a multor mii de pete solare, s-a stabilit că w = 14,4 – 2,7 sin b, unde este distanța unghiulară de la ecuator, latitudinea heliografică, perioada de rotație a Soarelui variază de la 25 de zile la ecuator la 30 de zile lângă poli. Viteza liniară de rotație la ecuator este aproape de 2 km/s.
Lungimea cromosferei este de aproximativ 10.000 km. S-a constatat că densitatea în ea se schimbă cu înălțimea mai lent decât în fotosferă. Confirmarea poveștii este prezența liniilor de heliu ionizat în spectrul cromosferei.
În același timp, liniile din seria Balmer de hidrogen sunt, de asemenea, vizibile în spectrul cromosferei, care se pot forma numai în cazurile de temperatură scăzută a gazului radiant.
Aceste date contradictorii pot fi reconciliate dacă atât elementele de gaz reci, cât și cele fierbinți sunt prezente simultan în cromosferă. Prin urmare, modelul cromosferei arată astfel. În partea sa inferioară, temperatura este de 4500 - 4800 K. La o altitudine de aproximativ 2000 km apar jeturi fierbinți - spicule, a căror temperatură ajunge la 50.000 K și care sunt înconjurate de gaze mai reci cu o temperatură de 20.000 K (Fig. 4.). Înălțimea unui spicul individual ajunge la câteva mii de kilometri, iar grosimea sa este de aproximativ o mie de kilometri. La viteze de aproximativ 20 km/sec, spiculele se deplasează în sus și se dizolvă în coroană.
La baza coroanei, densitatea este de 10 g/cm (concentrația de particule corespunzătoare N = 10 cm), iar temperatura crește foarte brusc la 100.000 K. la h = 70.000 km, T = 2 milioane de grade.
1.2. Structura Soarelui
Soarele este format din următoarele elemente:
NUCLEUS – unde temperatura din centru este de 27 milioane K, aici are loc fuziunea nucleară. În procesul de transformare a hidrogenului în heliu, 4 milioane de tone de materie solară sunt anihilate în fiecare secundă. Energia eliberată în acest caz este sursa de energie solară. În modelul teoretic general acceptat al Soarelui (așa-numitul „ model standard") se presupune că marea majoritate a energiei este produsă prin reacții de fuziune directă a hidrogenului cu formarea heliului și doar 1,5% - prin reacțiile așa-numitului ciclu CNO, în care în timpul reacției carbonul este convertit ciclic mai întâi. în azot și oxigen, după care reacția duce din nou la formarea carbonului.
