Солнце- ближайшая звезда. Энергия и температура Солнца. Строение атмосферы Солнца»

Лекция 12

«Солнце- ближайшая звезда. Энергия и температура Солнца. Строение атмосферы Солнца»

План

1 Солнце ближайшая звезда

2 Размеры, масса солнца

3 Температура Солнца и состояние вещества на солнце

4 Строение Атмосферы Солнца

5Солнечная активность

Цель: Изучить строение Солнца- ближайшей звезды., её атмосферы

Солнце играет исключительную роль в жизни Земли. Весь органический мир нашей планеты обязан Солнцу своим существованием. Солнце — не только источник света и тепла, но и первоначальный источник многих других видов энергии (энергии нефти, угля, воды, ветра).

Издавна у разных народов Солнце было объектом поклонения. Его считали самым могущественным божеством. Культ непобедимого Солнца был одним из самых распространенных (Гелиос — греческий бог Солнца, Аполлон — бог Солнца у римлян, Митра — у персов, Ярило — у славян и т. д.). В честь Солнца воздвигали храмы, слагали гимны, приносили жертвы. Ушло в прошлое религиозное поклонение дневному светилу. Сейчас ученые исследуют природу Солнца, выясняют его влияние на Землю, работают над проблемой применения практически неиссякаемой солнечной энергии.

Солнце — это наша звезда. Изучая Солнце, мы узнаем о многих явлениях и процессах, происходящих на других звездах и недоступных непосредственному наблюдению из-за огромных расстояний, которые отделяют нас от звезд.

Наблюдения Солнца требуют большой осторожности. Нельзя смотреть на Солнце, не защитив глаза очень плотным (темным) светофильтром! Но даже со светофильтром не рекомендуется смотреть на Солнце в школьный телескоп. Лучше установить на окулярном конце телескопа экран с листом белой бумаги и рассматривать изображение Солнца на экране. Это позволит увидеть на Солнце темные пятна (солнечные пятна) и светлые участки (факелы), которые заметнее вокруг пятен вблизи края солнечного диска. На современных обсерваториях для наблюдения Солнца применяют телескопы специальных конструкций — солнечные телескопы

Размеры, масса и светимость Солнца.Радиус Солнца в 109 раз, а объем примерно в 1 300 000 раз больше соответственно радиуса и объема Земли. Велика и масса Солнца. Она примерно в 330 000 раз больше массы Земли и почти в 750 раз больше суммарной массы движущихся вокруг него планет.

Энергия, получаемая Землей от Солнца, характеризуется солнечной постоянной. Солнечной постоянной называется величина, определяемая полной энергией, которая падает в 1 с на площадку1 м², расположенную перпендикулярно солнечным лучам вне земной атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца.

Для измерения солнечной постоянной на высокогорных станциях определяют количество теплоты, которое получает вода, налитая в специальные сосуды, от зачерненного металлического диска, нагреваемого солнечными лучами. В результате тщательных измерений, выполненных с учетом поглощения видимого, инфракрасного и ультрафиолетового излучения в земной атмосфере, нашли, что солнечная постоянная равна 1400 Вт/м² (более точное значение несколько меньше). Измерения солнечной постоянной проводились на протяжении многих лет. Оказалось, что значение солнечной постоянной практически не меняется. Значит, полная энергия, излучаемая Солнцем в единицу времени, постоянна. Если умножить солнечную постоянную на площадь сферы, радиус которой равен среднему расстоянию Земли от Солнца, то получится общая энергия, излучаемая Солнцем в единицу времени (L ). L — это светимость Солнца (или мощность его излучения):

L ≈ 4 • 10²⁶ Вт.

Температура Солнца и состояние вещества на Солнце. Чтобы выяснить, в каком состоянии находится вещество на Солнце, необходимо прежде всего знать температуру Солнца. Существуют различные способы определения температуры Солнца, все они основаны на физических законах, открытых на Земле и действующих во всей доступной наблюдениям части Вселенной. Один из способов определения температуры Солнца заключается в следующем. Мы знаем светимость Солнца . Известен и радиус Солнца , а следовательно, и площадь видимой поверхности Солнца . Зная это, вычислим энергию, излучаемую единицей площади поверхности Солнца в единицу времени, ε. Очевидно, что

С другой стороны, энергия, излучаемая в единицу времени с единицы поверхности, пропорциональна четвертой степени абсолютной температуры:

закон Стефана — Больцмана), где σ — коэффициент пропорциональности, равный 5,67•10^-8 Вт/(м²•К⁴).

Из формул (26) и (27) следует, что

, (28)

тогда

Подставляя числовые значения входящих в формулу (28´) величин, находим: Т≈6000 К. Полученную таким методом температуру называют эффективной температурой.

Рис. 68. Распределение энергии в спектре Солнца и абсолютно черных тел различной температуры.

Мыприменили закон Стефана — Больцмана, считая, что Солнце излучает как некоторое идеальное (его называют черным) тело, хотя на самом деле это не совсем так. Абсолютно черное тело — это идеальный поглотитель излучения (оно полностью поглощает весь падающий на него поток излучения) и идеальный излучатель (оно излучает в диапазоне всех длин волн). Все реальные тела, излучающие энергию, включая Солнце и другие звезды, лишь с определенной степенью точности можно принимать за абсолютно черные тела. Исследование свойств вещества, из которого состоят видимые наружные слои Солнца, показывает, что это вещество действительно очень хорошо поглощает излучение (чем и оправдывается применение формулы (27)). На рисунке 68 показана зависимость энергии, излучаемой Солнцем и другими источниками излучения, от длины волны. Из рисунка видно, что, чем выше температура, тем меньше длина волны ( ), соответствующая максимуму излучаемой энергии. Более точно эта зависимость выражается законом Вина:

, (29)

где — длина волны в метрах; T — абсолютная температура в кельвинах. Максимум излучения Солнца приходится на длину волны м (отсюда желтый цвет Солнца).

При температуре 6000 К вещество находится на Солнце в газообразном состоянии, причем атомы некоторых химических элементов ионизованы. С глубиной температура растет (достигает в центре Солнца 1,5 • 10⁷ К), а вместе с тем увеличивается число ионизованных атомов. Поэтому основное состояние, в котором находится вещество на Солнце, — это плазма, а Солнце — это раскаленный плазменный шар.

Условно в атмосфере Солнца выделяют три основных слоя: фотосферу (самый нижний слой), хромосферу и корону.

1. Фотосфера. Доступная непосредственному наблюдению светящаяся «поверхность» Солнца называется фотосферой. Никакой «поверхности» в обычном смысле этого слова Солнце, конечно, не имеет. На самом деле фотосфера представляет собой нижний слой солнечной атмосферы, толщина которого 300—400 км. Именно она излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию, так как из-за непрозрачности вещества фотосферы солнечное излучение из более глубоких слоев Солнца к нам уже не доходит и их увидеть невозможно. Плотность фотосферы не превышает порядка 10^-4 кг/м³, а число атомов преобладающего в фотосфере водорода — порядка 10¹⁷ в объеме 1 см³. Температура в фотосфере растет с глубиной, в среднем она близка к 6000 К.

Рис. 69. Участок фотосферы Солнца.

Нарисунке 69 показан участок фотосферы, сфотографированный с помощью телескопа, поднятого на стратостате. На нем видно крупное солнечное пятно и множество зерен (гранул). Гранулы ярче и, следовательно, горячее, чем окружающие его участки фотосферы. Размеры гранул неодинаковы и составляют в среднем несколько сотен километров. Время существования отдельных гранул — около 8 мин. Непрерывно появляющиеся и исчезающие гранулы свидетельствуют о том, что вещество, из которого состоит фотосфера, находится в движении. Один из видов движений в фотосфере и подфотосферных слоях — вертикальный подъем и опускание вещества. Такое колебательное движение связано с конвекцией: начиная с некоторой глубины (примерно 0,3 радиуса Солнца) вещество на Солнце перемешивается, подобно воде в сосуде, подогреваемой снизу. Гранулы — это верхушки конвективных потоков, проникающих в фотосферу. Гранулы всегда наблюдаются на всей поверхности Солнца, которую иногда сравнивают с кипящей рисовой кашей. Другие детали фотосферы (пятна, факелы) появляются лишь время от» времени.

Еще задолго до изобретения телескопа люди замечали на неярком заходящем Солнце или на Солнце, видимом сквозь легкие облака, темные пятна. Прежде не только не знали, что представляют собой пятна, но и не допускали мысли о том, что пятна находятся на Солнце. Лишь теперь, спустя три с половиной столетия с тех пор, как Галилей доказал, что пятна — это реальные образования на поверхности Солнца, начинает выясняться их физическая природа.

Солнечные пятна значительно крупнее гранул. Диаметры наибольших пятен достигают десятков тысяч километров. Пятна — непостоянные, изменчивые детали фотосферы, существующие от нескольких дней до нескольких месяцев. Иногда на Солнце не бывает пятен совсем, а иногда одновременно наблюдаются десятки крупных пятен. Многолетние наблюдения пятнообразовательной деятельности Солнца показали, что имеются циклические колебания числа пятен. Средняя продолжительность цикла составляет примерно 11 лет (рис. 70).


Рис. 70. 11-летний цикл солнечной активности.	Рис. 71. Группа солнечных пятен.

Центральнаячасть пятна — ядро (или тень) — окружена волокнистой полутенью (см. рис. 69). Вблизи края солнечного диска круглое пятно видно как эллиптическое, а совсем близко от края диска — как узкая полоска полутени. Это можно объяснить тем, что пятно представляет собой коническую воронку, глубина которой примерно 300—400 км. Пятна кажутся темными лишь по контрасту с фотосферой. На самом деле температура ядра (самой холодной части пятна) около 4300 К, т. е. выше температуры электрической дуги, на которую, как известно, невозможно смотреть без защитных очков. Линии в спектре пятен заметно расщеплены. Это явление объясняется тем, что вещество пятен подвержено действию сильных магнитных полей. Обычно пятна наблюдаются группами (рис. 71). Пятно в группе, которое располагается первым по направлению вращения Солнца, называется головным, последнее пятно в группе — хвостовым. Головные и хвостовые пятна имеют противоположную полярность, например головные — северный магнитный полюс, а хвостовые — южный, т. е. в целом группа пятен напоминает гигантский магнит. Магнитное поле пятен в тысячи раз превосходит общее магнитное поле Солнца. Поэтому солнечные пятна подобны «магнитным островам» в фотосфере Солнца. Замечательно, что в соседних 11-летних циклах группы пятен изменяют свою полярность. Например, если в данном 11-летнем цикле все головные пятна групп в северном полушарии Солнца имели северный магнитный полюс, то в следующем цикле северный магнитный полюс будет у хвостовых пятен.

Магнитное поле пятен — одна из наиболее важных характеристик. Именно с магнитным полем связана и причина появления солнечных пятен. Дело в том, что сильное магнитное поле способно замедлить конвекцию плазмы. В местах, где конвекция замедлена, на поверхность поступает меньше энергии, там образуются более холодные и темные участки фотосферы — солнечные пятна.

Фотосферные факелы — детали более светлые (а значит, и более горячие), чем фотосфера. Если группа пятен находится вблизи края солнечного диска, то вокруг нее обычно видно множество факелов — факельное поле. Факелы возникают незадолго до появления солнечных пятен и существуют в среднем в три раза дольше пятен. В местах, где наблюдаются факелы, на поверхность Солнца выносится более горячее вещество, чем в других участках фотосферы. Это связано с местным усилением конвекции в подфотосферных слоях.

2. Хромосфера.В моменты полных солнечных затмений хорошо видны внешние области атмосферы Солнца — хромосфера (розового цвета) и серебристо-жемчужная корона. Яркость хромосферы и короны во много раз меньше яркости фотосферы. Из-за рассеяния солнечного света в земной атмосфере эти слабосветящиеся внешние оболочки не удается видеть вне затмения без специальных приспособлений.

Хромосфера простирается до высоты 10—14 тыс. км. В ее самых нижних слоях температура около 5000 К, а затем, по мере подъема над фотосферой, она начинает постепенно расти, достигая в верхних слоях атмосферы (2•10⁴— 5•10⁴) К.

Рис. 72. Участок хромосферы над солнечным пятном.

Внезатмения хромосферу можно наблюдать, если выделить очень узкий участок спектра и получить изображение Солнца в монохроматическом свете, длина волны которого соответствует какой-нибудь одной спектральной линии, например, водородной линии Н_α. Тогда можно увидеть, что хромосфера состоит из темных и светлых узелков, образующих сетку. Размеры ячеек хромосферной сетки значительно превосходят размеры гранул фотосферы, достигая 30 — 50 тыс. км. Яркость хромосферы неодинакова. Наиболее яркие ее участки (хромосферные факелы) расположены над фотосферными факелами и пятнами (рис. 72).

В хромосфере наблюдаются самые мощные и быстро развивающиеся процессы, называемые вспышками. В ходе развития вспышки сначала увеличивается яркость небольшого участка хромосферы, но затем становится яркой область, охватывающая десятки миллиардов квадратных километров (рис. 73). Слабые вспышки исчезают через 5—10 мин, а самые мощные продолжаются несколько часов. Небольшие вспышки происходят на Солнце по нескольку раз в сутки, мощные наблюдаются значительно реже. Обычно вспышки появляются над пятнами, особенно над теми, которые быстро изменяются. По характеру явления (стремительность развития, огромное энерговыделение — до 10²⁵— 10²⁶ Дж) вспышки представляют собой взрывные процессы, при которых освобождается энергия магнитного поля солнечных пятен. Вспышки сопровождаются мощным ультрафиолетовым, рентгеновским и радиоизлучением. В межпланетное пространство выбрасываются электрически заряженные частицы (корпускулы).


Рис. 73. Развитие солнечной вспышки.	Рис. 74. Протуберанец на Солнце.

На краю солнечного диска хорошо видны протуберанцы (рис. 74) — гигантские яркие выступы или арки, как бы опирающиеся на хромосферу и врывающиеся в солнечную корону. Спокойные протуберанцы существуют несколько недель и даже месяцев. Вещество протуберанцев поглощает и рассеивает идущее снизу излучение, а потому, проецируясь на яркий диск Солнца, протуберанцы выглядят как темные волокна. В отличие от спокойных протуберанцев, часто наблюдаются протуберанцы, для которых характерны очень быстрые движения и выбросы веществ в корону.

3. Солнечная корона.Внутренние области короны, удаленные от фотосферы на расстояние до одного радиуса Солнца, можно наблюдать не только во время солнечных затмений, но и вне затмения с помощью коронографа — специального телескопа, в фокусе объектива которого ставится зачерненный диск («искусственная Луна»). Коронографы устанавливают в горах на высоте не ниже 2000 м над уровнем моря, где солнечное излучение значительно меньше рассеивается земной атмосферой.


Рис. 75. Вид Солнца во время полного затмения.	Рис. 76. Изменение вода солнечной короны.

Форма короны не остается постоянной (рис. 76). В годы, когда на поверхности Солнца много пятен, корона почти круглая. Когда же пятен мало, корона сильно вытянута в плоскости экватора Солнца. Корона неоднородна: в ней наблюдаются лучи, дуги, отдельные сгущения вещества, полярные «щеточки» (короткие прямые лучи, наблюдаемые у полюсов) и т. д. Детали короны неразрывно связаны с пятнами и факелами, а также с явлениями, происходящими в хромосфере. Все детали короны вращаются с той же угловой скоростью, что и расположенные под ними участки фотосферы.

Как далеко простирается корона? По фотографиям, полученным во время затмений, корону удается проследить на расстоянии до нескольких солнечных радиусов от края Солнца. Отдельные выбросы солнечной плазмы, которые как бы входят в состав сверхкороны Солнца, достигают земной орбиты. Сверхкорона была открыта радиоастрономическими методами. Огромная протяженность короны объясняется большими скоростями входящих в нее частиц, а значит, и высокой температурой короны. Этот вывод подтверждает исследование спектра короны. Ряд линий в спектре короны оставался загадочным вплоть до 40-х гг. Оказалось, что эти линии принадлежат многократно ионизованным атомам хорошо известных на Земле элементов, например атомам железа, лишенным 13 электронов. Такая высокая ионизация в очень разреженном веществе короны возможна при температуре не менее 10⁶ К. Следовательно, наблюдая корону, можно изучать в космической лаборатории высокотемпературную разреженную плазму в естественных условиях.

Поскольку средняя температура фотосферы около 6000 К, то она своим излучением не может нагреть солнечную корону до более высокой температуры. Согласно одной из гипотез, конвективные движения газа внутри Солнца создают сжатия и разрежения (волны), которые переносят энергию из внутренних слоев Солнца в его атмосферу. Энергия волнового движения нагревает вещество хромосферы и короны. Разреженный газ хромосферы и короны излучает мало и, получая большой приток энергии снизу, сильно нагревается.

4. Солнечная активность. Комплекс нестационарных образований в атмосфере Солнца (пятна, факелы, протуберанцы, вспышки и др.) называется солнечной активностью. Так, солнечные пятна всегда связаны с фотосферными факелами, вспышки и протуберанцы в большинстве случаев образуются над «возмущенной» фотосферой и т. д. Области на Солнце, где наблюдаются пятна, факелы, вспышки, протуберанцы и другие проявления солнечной активности, называются активными областями (или центрами активности). Как мы видели, центры активности, зарождаясь на некоторой глубине под фотосферой, простираются далеко в солнечную корону. Связующее звено между различными ярусами центров активности — магнитное поле.

Не только появление пятен, но и солнечная активность в целом имеет 11-летнюю цикличность. В годы максимума солнечной активности на Солнце много центров активности (возмущенное Солнце). В годы минимума центров активности мало (спокойное Солнце). Необычным был максимум предыдущего (22-го) цикла солнечной активности. Он отличался высокой активностью (в частности, большим числом пятен) и продолжительностью (растянутостью на несколько лет — примерно с 1989 по1992 г.).

Задания : 1 Каков химический состав Солнца? 2Опишите строение солнечной атмосферы. 3.что такое солнечная активность? 4 Какие явления на зеле связаны с солнечной активностью? 5. Создать презентацию Основные характеристики солнца

Список литературы:

1. Астрономия. Базовый уровень. 10-11 класс: учебник / В.М. Чаругин.. – М.: Просвещение, 2018.

2. Астрономия. -10-11 класс. Методическое пособие к учебнику В.М. Чаругин.. – М.: Просвещение, 2018.

3. Н.Н. Гомулина. Открытая астрономия/ Под ред. В.Г. Сурдина. – Электронный образовательный ресурс. http://www.college.ru/astronomy/course/content/index.htm

4. В.Г. Сурдин. Астрономические задачи с решениями/ Издательство ЛКИ, 2017 г.

5. Вселенная в вопросах и ответах. Задачи и тесты по астрономии и космонавтике. В.Г. Сурдин. 2017

6. http://astro.murclass.ru/Levitan/text/20.htm

7. https://v-kosmose.com/