ВІКІСТОРІНКА
Навигация:
Інформатика
Історія
Автоматизація
Адміністрування
Антропологія
Архітектура
Біологія
Будівництво
Бухгалтерія
Військова наука
Виробництво
Географія
Геологія
Господарство
Демографія
Екологія
Економіка
Електроніка
Енергетика
Журналістика
Кінематографія
Комп'ютеризація
Креслення
Кулінарія
Культура
Культура
Лінгвістика
Література
Лексикологія
Логіка
Маркетинг
Математика
Медицина
Менеджмент
Металургія
Метрологія
Мистецтво
Музика
Наукознавство
Освіта
Охорона Праці
Підприємництво
Педагогіка
Поліграфія
Право
Приладобудування
Програмування
Психологія
Радіозв'язок
Релігія
Риторика
Соціологія
Спорт
Стандартизація
Статистика
Технології
Торгівля
Транспорт
Фізіологія
Фізика
Філософія
Фінанси
Фармакологія


Сонячна атмосфера й сонячна активність

Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів.

1. Фотосфера Найглибший шар атмосфери, товщиною 200—300 км, називається фотосферою(сфера світла). З нього випромінюється майже вся енергія, яка спостерігається у видимій частині спектра.

На фотографіях фотосфери добре помітно її тонку структуру у вигляді яскравих «зернят» — гранул розміром близько 1000 км, розмежованих вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, який відбувається в розташованій під атмосферою конвективній зоні Сонця.

У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери охолоджуються внаслідок випромінювання з них у міжпланетний простір.

У найвищих шарах фотосфери температура становить близько 4000 К. За такої температури та густини 10-3—10-4 кг/м³ водень стає практично нейтральним. Іонізовано лише близько 0,01 % атомів, здебільшого металів.

2. Хромосфера Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація, знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень.

 

- сонячна корона

- хромосфера

- фотосфера

- конвекційна зона

 

- зона переносу променистої енергії.

- ядро (ядерні реакції) 15* К.

3. Сонячна корона. Вище від хромосфери температура сонячних газів становить 106 — 2×106 К і далі на протязі багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.

Хромосферу та корону найкраще спостерігати з супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.

Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіально витягнутих фотосферних гранул.

Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони пересуваються вздовж видимого диска Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті в тому ж напрямку, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.

Спостереження Сонця

На сьогоднішній день Сонце регулярно спостерегають з числених наземних обсерваторій. Проте найбільш детальну та цінну інформацію про природу та активність нашої найближчої зорі можна отримати лише за допомогою орбітальних телескопів таких як SOHO, Обсерваторія сонячної динаміки та інші.

Обсерваторія сонячної динаміки призначена для дослідження впливу Сонця на Землю і навколоземний простір шляхом вивчення сонячної атмосфери на малих масштабах часу і простору в багатьох довжинах хвиль одночасно.

Шлях, що проходить за рік місцеположення Сонця на небосхилі в один і той час щодня, називають аналемою. Вона подібна до витягнутої цифри 8 й витягнута вздовж осі південь північ.

Цікаві факти

Сонце містить у собі 99,87% маси усієї Сонячної системи

Середня густина Сонця складає всього 1,4 г/см³, тобто дорівнює густині води Мертвого моря.

Кожну секунду Сонце випромінює в 100 000 разів більше енергії, ніж людство виробило за всю свою історію

Питома (на одиницю маси) енерговитрата Сонця — всього 2×10-4 Вт/кг, тобто приблизно така ж, як у купи гнилого листя.

8 квітня 1947 року на поверхні південної півкулі Сонця було зафіксовано найбільше скупчення сонячних плям за весь час спостережень. Його довжина становила 300 000 км, а ширина — 145 000 км. Воно було приблизно у 36 разів більше за площу поверхні Землі і його можна було легко розгледіти неозброєним оком під час заходу Сонця.

На честь Сонця названо нову валюту Перу (новий соль)

 

Загальні характеристики
Середня відстань від Землі 149,6×106 км
Видима зоряна величина (V) −26,8m
Абсолютна зоряна величина 4,8m
Орбітальні характеристики
Середня відстань від центру Чумацького Шляху 2,5×1017 км (26 000 світлових років)
Галактичний період 2,26×108 років
Швидкість 217 км/с
Фізичні характеристики
Діаметр 1,392×106 км; (109 ×Землі)
Площа поверхні 6,09 × 1012 км²; (11 900 Земних)
Об'єм 1,41 × 1018 км³; (1 300 000 Земних)
Маса 1,9891 × 1030 кг; (332 950 Земних)
Густина 1,408 г/см³
Поверхневе прискорення (тяжіння) 273,95 м/с-2; (27.9 g)
Друга космічна швидкість на поверхні 617,54 км/с
Температура поверхні 5780 K
Температура корони 5 MK
Температура ядра ~13,6 MK
Світність (L) 3,86×1033 ерг/сек або 3,827×1026 W
Середня інтенсивність (I) 2,009×107 W m-2 sr-1
Характеристики обертання
Нахил 7,25° (до екліптики) 67,23° (до галактичної площини)
Пряме піднесення Північного полюса 286,13° (19 год 4 хв 31.2 сек)
Схилення Північного полюса 63,87°
Період обертання на екваторі 25,3800 днів (25 днів 9 год 7 хв 12,8 сек)
Швидкість обертання на екваторі 7174 км/год
Склад фотосфери
Водень 73,46 %
Гелій 24,85 %
Кисень 0,77 %
Вуглець 0,29 %
Залізо 0,16 %
Неон 0,12 %
Азот 0,09 %
Кремній 0,07 %
Магній 0,05 %
Сірка 0,04 %

Контрольні питання

1.. Назвіть джерело енергії Сонця.

2. Що собою представляють сонячні плями? Як змінюється їх кількість?

3. Що таке „факели” та „протуберанці”? Яка їх природа?

4. Що таке „сонячний вітер”?

5. Як процеси на Сонці впливають на земне життя?

 

Література

1. Климишин І.А., Крячко І.П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. – К.: Знання України, 2002р, § 18 - 20.

 

Тема: Класифікація зір. Розміри, світність та температура зір. Моделі зір.

План

1. Класифікація зір.*

2. Розміри, світність та температура зір.**

3. Моделі зір.***

 

1. Класифікація зір.

Зоряні величини:

m – видима зоряна величина

- абсолютна зоряна величина

Де r – відстань до зорі, виміряна в парсеках.

Абсолютна зоряна величина – це така зоряна величина, яку б мала зоря, якби перебувала від нас на відстані 10 пк (32,6 св.р.).

або

2.Світність:

ü L – висока (М=-9) гіганти і надгіганти ( );

ü L – низька (М=+17) карлики ( );

(Гарвардська) класифікація за температура (визначають за допомогою спектрів).

R – N

O – B – A – F – G – K – M - кожен має 10 підкласів

S

O – B – A - гарячі (рані); клас А (Т=10000 – 30000 К): Сіріус;

F – G - сонячні; клас G (Т=6000 К): Сонце, Капелла;

K – M - холодні (пізні); клас М (Т=3000 К): Антарес;

Для запам’ятовування послідовності спектральних класів придумали жартівливу фразу: “ОБидвА Фазани Жовтим Кольором Мазані Рядком Надуті Сидять”.

2. Діаграма спектр – світність (діаграма Герцшпрунга – Рессела).

3. Моделі зір.

Контрольні питання:

1. Про що йдеться діаграмі Герцшпрунга – Рессела?

2. Як будується діаграма спектр – світність?

3. Чим пояснюється відмінність спектрів зір?

4. У чому суть методу спектральних паралаксів?

5. У чому полягає несхожість внутрішньої будови зір з масою та ?

Література:

1. Климишин І.А., Крячко І.П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. – К.: Знання України, 2002р, §21

 

Тема:Подвійні зорі.

План

1. Оптично подвійні;

2. Фізичні подвійні (кратні);

· Подвійні зорі:

· Оптично подвійні;

· Фізичні подвійні (кратні).

 

1. Оптично подвійні.

Зорі розташовані близько одна до одної називаються оптично подвійними.

2. Фізичні подвійні.

Зорі, які обертаються навколо спільного центра називаються кратними (фізичні подвійні). Якщо зір більше 10 то це називають зоряне скупчення. Якщо компоненти кратної зорі видно в телескоп нарізно, то її називають візуальною кратною зорею. Головну зорю у кратній системі позначають літерою А, супутники – В, якщо є третій компонент – літерою С.

2.1. Фізичні подвійні зорі:

ü Затемнювано-подвійні зорі;

ü Спектрально-подвійні зорі;

ü Тісні подвійні системи.

Затемнювально – подвійна зоря, видима величина якої ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим – затемнювально-змінні.

Спектрально-подвійні – зорі, подвійність яких можна встановити тільки за змогою спектральних спостережень.

Тісні подвійні системи – пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами (одна зоря може поглинати іншу – процес обміну речовинами).

Контрольні питання:

1. Що є критерієм для поділу зір на кратні системи і зоряні скупчення?

2. За якої умови подвійна зоря стає затемнювально – подвійною?

3. Яка природа спектрально – подвійних зір?

4. Що таке тісні подвійні системи?

5. Яким методом користуються для пошуків планет біля інших зір?

6. Про які особливості тісних подвійних систем Ви знаєте?

Література:

1. Климишин І.А., Крячко І.П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. – К.: Знання України, 2002р, §22

 

Тема: Фізичні змінні зірки.

План

1. Класифікація фізичних змінних зірок.

2. Характеристики цефеїд, нових та наднових зірок, пульсарів.

 

Фізичні змінні зірки (зорі,зміна блиску, яких зумовлена процесами, що відбувається в їх надрах).

Цефеїди – це зорі, протяжні оболонки яких здатні нагромаджувати енергію, що йде з глибини, а потім віддавати її. Аналіз показав, що пульсувати можуть лише зорі – гіганти і надгіганти, у яких є протяжні, розріджені оболонки.

Нові зорі – зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі і мільйони разів (в середньому на ). Згодом нова зірка перетворюється в карликову, яка розширюється зі швидкістю понад 1000 км/с. Це свідчить про відрив від нової зорі її зовнішніх шарів. У 1954 році було виявлено, що відома нова зоря DQ Геркулеса входить до складу тісної подвійної системи з періодом обертання у кілька годин: одна зоря типу Сонця, а друга – білий карлик. Виникнення спалахів нових зір пов’язане з особливостями обміну речовиною в тісних подвійних системах. За підрахунками щороку в Галактиці спалахує близько 200 нових, однак, виявляють дві – три з них.

Наднові зорі – зорі, блиск яких збільшується на десятки зоряних величин упродовж кількох діб. Блиск наднової = сонячного блиску об’єкта Галактики. Під час вибуху наднова скидає свою оболонку, яка розширюється і спостерігається у вигляді туманності специфічної форми (наприклад: Крабоподібна туманність у сузір’ї Тельця і є джерелом радіовипромінювання). За 1000 років у нашій Галактиці спостерігалося 3 спалахи наднової.

Пульсари – 1967 році відкрито за допомогою радіотелескопа пульсуючі джерела радіовипромінювання (період їхніх пульсацій становив трохи більше однієї секунди). Пульсари – це об’єкти, які виникають на заключному етапі еволюції зір, так як спостерігається в залишках спалахів наднових зір.

 

Контрольні питання:

1. Що таке акрецій ний диск?

2. Чому пульсуючі змінні цефеїди отримали назву «маяків Всесвіту»?

3. Завдяки яким процесам підтримуються пульсації цефеїд і споріднених з ними змінних зір?

4. Поясніть механізм спалахів нових зір?

5. У чому полягає явище наднової?

6. Що таке пульсар?

 

Література:

1. Климишин І.А., Крячко І.П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. – К.: Знання України, 2002р, §2

 

Тема: Еволюція зір.

План

1. Утворення протозорі.*

2. Народження зорі.*

3. Еволюція зорі.**

 

Як показують дослідження, в міжзоряному середовищі є протяжні газово-пилові комплекси з масами в тисячі й десятки тисяч мас Сонця, розмірами 10 – 100 пк (300 – 3000 св.р.) і температурою кілька десятків кельвінів. Такі комплекси гравітаційно нестійкі і з часом дробляться на окремі фрагменти. Саме з таких фрагментів внаслідок гравітаційного стиснення утворюються протозорі. Коли температура ядра досягає кількох мільйонів кельвінів, включається перші термоядерні реакції вигорання літію, берилію, бору. На діаграмі спектр – світність протозорі розташовуються праворуч від головної послідовності.

І тільки через кілька сотень тисяч років для майбутніх масивних зір і через сотні мільйонів років для майбутніх карликових зір, коли температура в центрі в процесі подальшого стискання досягає приблизно 10 мільйонів Кельвінів, починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій з виділенням величезної кількості енергії. Відтепер сила газового тиску, що підтримується високою температурою, зрівноважує сили гравітації, і стискання припиняється. Протозоря досягає стану гравітаційної рівноваги і перетворюється на молоду зорю, яка відповідно до своєї маси і світності займає певне місце на головній послідовності діаграми спектр – світність.

Схема еволюції зір:

 
 

 

 


Протозоря Розпад із-за слабкого Протозоря

гравітаційного поля

 

               
   
     
 
 
   

 

 


Протозоря

Протозоря

ІЧВ

- джерело ІЧВ

 

           
   
   
 
 


ІЧВ

ІЧВ ІЧВ

 

При температурі К в результаті термоядерного синтезу звільняються

 
 


- молода зоря гол. послідовності

- час перетворення зорі на головній послідовності.

 

В результаті повного вигорання водню утворюється гелієве ядро:

           
   
   
 
 

 


 
 


надгігант гігант субгіганти

( ) ( )

наднові внаслідок гравітаційного колапсу білий карлик

 
 


чорна діра (діаметр 10 кілометрів)

 

(внаслідок гравітаційного колапсу)

 

(гаряча нейтронна зоря)

 

холодна нейтрона зоря (після припинення гравітаційного колапсу)

 

пульсар

*Гравітаційний колапс – стрімке стискання ядра зі швидкістю вільного падіння.

Контрольні питання:

1. Що таке акрецій ний диск?

2. Чому пульсуючі змінні цефеїди отримали назву «маяків Всесвіту»?

3. Завдяки яким процесам підтримуються пульсації цефеїд і споріднених з ними змінних зір?

4. Поясніть механізм спалахів нових зір?

5. У чому полягає явище наднової?

6. Що таке пульсар?

 

Література:

1. Климишин І.А., Крячко І.П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. – К.: Знання України, 2002р, §24

 

 

© 2013 wikipage.com.ua - Дякуємо за посилання на wikipage.com.ua | Контакти