Реферат Сонце

Страница 1 из 2 | Следующая страница

Що видно на

 

Кожному напевно відомо, що не можна оцінювати Сонце неозброєним оком, а тим більше телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрів чи інших пристроїв, які ослаблюють світло. Нехтуючи цим забороною, спостерігач рис кує отримати найсильніших опік очей. Найпростіший спосіб розглядати Сонце – це спроектувати його зображення на білий екран. З допомогою навіть маленького аматорського телескопа можна отримати роботу збільшене зображення сонячного диска. Що й казати видно у цьому зображенні?

Насамперед звертає увагу різкість сонячного краю. Сонце – газовий кулю, яка має чіткої кордону, щільність його убуває поступово. Чому ж такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Річ у тім, що вона практично все ві димое випромінювання Сонця виходить із дуже тонкого шару, який має специаль ное назва – фотосфера (грецьке: “сфера світла”). Його товщина вбирається у 300 кілометрів. Саме це тонкий світний шар і це створює у спостерігача ілюзію те, що Сонце має “поверхню”.

Грануляция

На погляд диск Сонця здається однорідним. Проте, якщо пригля подітися, ньому можна знайти багато великих а також дрібніших деталей. Навіть якби невідь що хорошій якості зображення видно, що все фотосфера складається з світлих зер нышек (званих гранулами) і темних проміжків з-поміж них. Це нагадує кучевые хмари, дивлячись ними згори. Розміри гранул невеликі по сол нечным масштабам – до 1000-2000 кілометрів на поперечнику; межгранульные доріжки бо лее вузькі, приблизно 300-600 кілометрів на ширину. На сонячному диску спостерігається одне тимчасово близько мільйона гранул.

Картина грануляції перестав бути застиглою: одні гранули зникають, інші з'являються. Кожна їх живе трохи більше 10 хвилин. Усе це нагадує кипіння рідини в каструлі. Таке порівняння невипадково, оскільки фізичний процес, відповідальний за обидва явища, і той ж. Це конвекція – перенесення тепла біль шими масами гарячого речовини, які піднімаються знизу, розширяючись родовищ і одне тимчасово вихолодаючи.

Грануляция створює лише загальне тло, у якому можна спостерігати значно більше контрастні і крупних об'єктів – сонячні плями і смолоскипи.

Плями

 

Сонячні плями – це темні освіти на диску Сонця. У телескоп видно, значні плями мають досить складне будова: тёмную область тіні оточує півтінь, діаметр якій понад ніж у двічі перевищує розміру тіні. Якщо пляма спостерігається край сонячного диска, створюється враження, що його схоже глибоку тарілку. Відбувається це оскільки газ плямах прозрач неї, ніж у оточуючої атмосфері, і погляд проникає глибше.

За величиною плями бувають дуже різними – від малих, діаметром приблизно 1000-2000 км, до гігантських, що перевищують розміри нашої планети. Окремі плями можуть досягати в поперечнику 40 тисячі кілометрів. А найбільше з які спостерігалися плям досягало 100 тисячі кілометрів.

Встановлено, що плями – це місця виходу в сонячну атмосферу сильних магнітних полів. Магнітні поля зменшують потік енергії, що йдуть надр све тила до фотосфері, у місці на поверхню температура падає. Плями холодніше навколишнього їх речовини приблизно 1500 До, отже, і менше яскраві. Саме тому спільною для тлі вони виглядають темними.

Сонячні плями часто утворюють групи з кількох великих і малих пя тен, і ті групи можуть тривати значні області на сонячному диску. Кар твань групи весь час змінюється, плями народжуються, й зростають розпадаються. Живуть великі плями довго, іноді впродовж двох чи трьох оборотів Сонця (період обертання Сонця становить приблизно 27 діб).

Олексієві смолоскипи

Практично плями оточені яскравими полями, котрі називають факе лами. Олексієві смолоскипи гаряче оточуючої атмосфери приблизно за 2000 До і мають слож ную ячеистую структуру. Розмір кожної осередки – близько тридцяти тисячі кілометрів. У центрі диска контраст смолоскипів дуже малий, а ближчі один до краю збільшується, отже найкраще помітні саме з краях. Олексієві смолоскипи живуть ще довше, ніж плями, іноді три-чотири місяці. Не обов'язково існують разом із плямами, часто-густо зустрічаються смолоскипові поля, всередині яких плями будь-коли з'являються. Очевидно, смолоскипи теж є місцями виходу магнітних полів в зовнішнє шар Сонця, але це поля слабше, ніж у плямах.

Кількість плям і смолоскипів характеризує сонячну активність, максимуми якої повторюються через кожен 11 років. Протягом років мінімуму на Сонце довгий час може бути жодного плями, а максимумі їх кількість зазвичай изме ряется десятками.

Сонячні інструменти

Основним інструментом астронома-наблюдателя, що він і вивчав на небі, є телескоп. І хоча принцип дії всіх телескопів загальний, кожної області астрономії розроблено свої модифікації цього приладу.

Яркость Сонця велика, отже, светосила оптичної системи солнеч ного телескопа то, можливо невеличкий. Значно цікавіше отримати як і більших масштабів зображення. Тому в сонячних телескопів дуже серйозні фокусні відстані. Найбільший із них має фокусне відстань 90 метрів і дає зображення Сонця діаметром 80 див.

Вращать таку конструкцію було б нелегко. На щастя, і потрібно. Сонце рухається на небосхилі лише обмеженою нього, всередині смуги шириною 470. Тому сонячному телескопу непотрібна монтування для наве дения до будь-якої точки неба. Його встановлюють нерухомо, сонячний промені на правляются рухомий системою дзеркал – целостатом.

Бувають горизонтальні і вертикальні (баштові) сонячні телескопи. Го ризонтальный телескоп побудувати легше, бо всі його деталі перебувають у міські зонтальной осі. за таким і легше. Однак він є одна істотна недоста струм. Сонце дає багато тепла, й повітря всередині телескопа сильно нагрівається. Нагре тый повітря рухається вгору, більш холодний – вниз. Ці зустрічні потоки роблять зображення тремтячим і нерізким. Тож у останнім часом будують у основному вертикальні сонячні телескопи. Вони потоки повітря рухаються майже парал лельно променям світла, і менше псують зображення.

Важливим параметром телескопа є кутове вирішення, характеризує його спроможність давати роздільні зображення двох близьких одна одній деталей. Наприклад, дозвіл один кутову секунду (1”) означає, які можна розрізнити два об'єкта, між якими дорівнює 1” дуги. Видимый радіус Сонця становить трохи менше 1000 ”, а істинний – близько 700 тисячі кілометрів. Отже, 1” на Сонце відповідає відстані трохи більше 700 км. Найкращі фотографії Сонця, отримані з найбільших інструментах, дозволяють побачити деталі раз мером близько 200 км.

Зазвичай сонячні телескопи призначені переважно для спостереження фо тосферы. Щоб спостерігати самі зовнішні і дуже зріджені, тому слабко світні верстви сонячному атмосфери – сонячну корону, користуються специаль ным інструментом. Воно і називається коронограф. Изобрёл його французький ас троном Бернар Лио в 1930 року.

У умовах сонячну корону побачити не можна, тому що світло від неї за 10 тисяч разів слабше світла денного неба поблизу Сонця. Можна скористатися мо ментами повних сонячних затемнень, коли диск Сонця закритий Місяцем. Але затме ния бувають рідко й часом у важкодоступних районах земної кулі. Та й погода який завжди сприятлива. А тривалої повної фази затемнення вбирається у 7 хвилин. Коронограф ж дозволяє спостерігати корону поза затемнення.

Щоб видалити світ сонячного диска, в фокусі об'єктива коронографа вус тановлена штучна “місяць”. Це маленький конус з зер кальной поверхнею. Розмір його трохи більше діаметра зображення Сонця, а вершина спрямована до об'єктиву. Світло відкидається конусом знову на трубу ті лескопа чи особливу світлову “пастку”. А зображення сонячної корони будує додаткова лінза, що є за конусом.

З іншого боку, необхідно прибрати розсіяне світло в телескопі. Найголовніше – це добре відполіровану лінзовий об'єктив без дефектів всередині скла. Її треба старанно захищати від пилу. Кожна порошина, кожен дефект лінзи – ца рапины чи пузырёк – при сильному освітленні працює як маленьке дзеркальце – відбиває світ у випадковому напрямі.

Коронографы зазвичай встановлюють високо серед стосів, де повітря прозорий і небо темнішою. Але й там сонячна корона усе ж таки слабше, ніж ореол неба навколо Сонця. Тому їх можна спостерігати лише у вузькому діапазоні спектра, в спек тральных лініях випромінювання корони. І тому використовують спеціальний фільтр чи спектрограф.

Спектрограф – найважливіший допоміжний прилад для астрофізичних досліджень. Багато сонячні телескопи слугують лише у тому, щоб направ лять пучок сонячного світла спектрограф. Основними його елементами є: щілину обмеження що надходить світла; коліматор (лінза чи дзеркало), кото рый робить паралельним султан; дифракционная ґрати для розкладання бе логотипом світла спектр і фотокамера чи іншого детектор зображення.

“Серце” спектрографа – дифракционная ґрати, що дає дзеркальну скляну платівку з нанесёнными неї паралельними штрихами. Кількість штрихів у кращих ґрат сягає 1200 на міліметр.

Основна характеристика спектрографа – його спектральне дозвіл. Що дозвіл, тим паче близькі спектральні лінії помітні роздільно. Дозвіл залежить від кількох основних параметрів. Одне з них – порядок спектра. Ді фракційна ґрати дає багато спектрів, видимих під різними кутами. Кажуть, що вона не має багато порядків спектра. Найяскравіший порядок спектра – перший. Чим більше порядок, тим спектр слабше, та його дозвіл вище. Проте далекі по рядки спектра накладаються один на друга. Оскільки потрібні і високе разре шение, і яскравий спектр, мусять іти на компроміс. Тож спостережень зазвичай використовують другий-третій порядки спектра.

Однією із найцікавіших систем є эшельный спектрограф. У ньому крім спеціальної ґрати, званої эшелью, стоїть скляна призма. Промені світла падають на эшель під дуже гострим кутом. У цьому багато порядки спектра накладаються один на друга. Їх поділяють з допомогою призми, яка прелом ляет світло перпендикулярно штрихами ґрати. У результаті виходить спектр, по різаний на шматочки. Длину щілини эшельного спектрографа роблять дуже маленького - кілька міліметрів, і спектри тому виходять вузькими.

Эшельный спектр є набір смужок, розташованих одна під інший і розділених темними проміжками. Можливість використання высо ких порядків спектра в эшельном спектрографе дає перевагу в роздільною силі, що дуже важливо щодо тонкої структури спектральних ліній.

 

Внутрішнє будова Сонця.

Наше Сонце – це величезна світний газовий кулю, у якому проте кают складні процеси та внаслідок безупинно виділяється енергія. Внутрен ний обсяг Сонця можна розділити сталася на кілька областей; речовина у яких отлича ется за своїми властивостями, і енергія поширюється з різних физиче ских механізмів.

У центральній частині Сонця перебуває джерело його енергії, чи, кажучи про різним мовою, та “грубка”, яка нагріває його й не дає йому охолонути. Ця сфера називається ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині Сонця стисло, причому чим глибше, тим більше. Щільність його збільшується до центра одночасно зі зростанням тиску і температури. У ядрі, де температура сягає 15 мільйонів кельвинов, відбувається виділення енергії.

Ця енергія виділяється внаслідок злиття атомів легких хімічних елі ментів в атоми більш важких. У надрах Сонця з чотирьох атомів водню обра зуется один атом гелію. Саме цей страшну енергію люди навчилися освобож дати вибухом водневої бомби. Сподіваються, що у недалекому майбутньому чоло століття зможе навчитися використовувати неї і з метою.

Ядро має радіус трохи більше чверті загального радіуса Сонця. Однак у його обсязі зосереджено половину сонячної є і виділяється практично вся енергія, що підтримує світіння Сонця.

Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні, до Сонця. Є різноманітні способи передачі енергії залежно від фізкабінет і ческих умов середовища, саме: променистий перенесення, конвекція і теплопровідність. Теплопроводность не грає великій ролі в енергетичних процесах на Сонце і зірках, тоді як променистий і конвективный перенесення дуже важливі.

Відразу навколо ядра починається зона променистої передачі енергії, де распро страняется через поглинання і випромінювання речовиною порцій світла – квантів.

Щільність, температура і тиск зменшуються у міру віддалення від ядра, й у самому напрямку йде потік енергії. У цілому нині цей процес вкрай неквапливець ный. Щоб квантом добратися від центру Сонця до фотосфери, необхідні багато тисячі років: адже, переизлучаясь, кванти постійно змінюють напрям, майже так само часто рухаючись тому, як й уперед. Але коли зрештою виберуться на рудію, це вже це зовсім інші кванти. Що ж із ними сталося?

У центрі Сонця народжуються гамма-кванти. Їх енергія мільйони разів більше, ніж енергія квантів видимого світла, а довжина хвилі дуже мала. Дорогою кванти перетерплюють дивовижні перевтілення. Окремий квант спочатку поглинається якимось атомом, але вона відразу знову переизлучается; найчастіше у своїй метушні кает чимало колишній квант, а через два і навіть кілька. За законом збереження энер гии їхня загальна енергія зберігається, тому енергія кожного їх зменшується. Так виникають кванти все менших і менших енергій. Потужні гамма-кванти хіба що дробляться на менш енергійні кванти – спочатку рентгенівських, потім ультра фіолетових і, нарешті видимих та інфрачервоних променів. У результаті найбільше коли чество енергії Сонце випромінює в видимому світлі, і це невипадково очі чувст вительны саме щодо нього.

Кванту потрібно дуже чимало часу, щоб просочитися через щільне сол нечное речовина назовні. І якщо б “грубка” всередині Сонця раптом згасла, ми дізнатись про це лише мільйони через.

На своєму шляху через внутрішні сонячні верстви потік енергії

Страница 1 из 2 | Следующая страница

Схожі реферати:

Навігація