Студопедия

КАТЕГОРИИ:

АвтомобилиАстрономияБиологияГеографияДом и садДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеталлургияМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРелигияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияТуризмФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника



Фізичні характеристики Сонця

Читайте также:
  1. Ei — экспертная оценка i-й характеристики.
  2. II. Физические характеристики участников коммуникации
  3. III.2.1) Понятие преступления, его основные характеристики.
  4. U-образные характеристики синхронного генератора
  5. U–образные и рабочие характеристики синхронного двигателя
  6. А)Основные характеристики ковалентной связи.
  7. Административные связи и их характеристики
  8. Антигены, их основные виды и характеристики.
  9. Атмосфера Сонця.
  10. Базовые характеристики активного метода управления портфелем ценных бумаг

 

У Сонці сконцентровано 99.866% всієї маси сонячної системи.

Рисунок – Співвідношення Сонця і планет Сонячної системи

Сила тяжіння з боку Сонця - основна сила, яка зумовлює рух планет. Сонце – найближча до нас зоря. Радіус Сонця визначають за формулою

де - радіус Землі, =8”,794 – паралакс Сонця, =15’59’,7 середній видимий радіус Сонця

=109.1 .

Маса Сонця .Середня густина речовини Сонця

Прискорення сили тяжіння на поверхні Сонця

Параболічна швидкість на поверхні Сонця

Сонце обертається навколо осі. Обертання Сонця можна помітити за рухом плям, та інших деталей його поверхні. Вони переміщаються з сходу на захід. Напрям обертання Сонця такий самий як і Землі. Кут нахилу осі Сонця до площини екліптики становить: 82 45’. Період обертання сонця на різних віддалях від екватора – різна. Сонце обертається не як тверде тіло. Кутова швидкість його обертання зменшується з віддаленням від екватора. Для точок екватора сидеричний період становить 25 , а поблизу полюсів – 30 . Синодичний період для тих самих областей – відповідно 27 та 32 . Лінійна швидкість руху точок на екваторі .

Сонячна стала – кількість енергії, що надходить від Сонця на межі земної

Рисунок – Рух Сонця за рік

Атмосфери на 1 см . поверхні перпендикулярно до сонячних променів протягом 1 хв. На віддалі 1 а.о.

Променева енергія Сонця, виміряна на поверхні Землі менша від сонячної сталої, бо частина енергії поглинається атмосферою, а частина розсіюється. Сонячна стала визначається із вимірювань сонячної радіації при різних висотах Сонця над горизонтом (при різних оптичних масах атмосфери)

Рисунок - Сонце

Шляхом екстраполяції знаходять величину потоку сонячної радіації на межі атмосфери. В астрофізиці вважають, що сонячна стала рівна:

Q=1,97 =1,37 10

Знаючи Сонячну сталу Q, можна знайти кількість енергії, яку випромінює за 1секунду

Е=4 ,

Якщо цю величину поділити на площу поверхні ,то дістанемо:

Тепер за законом Стефана-Больцмана можна знайти температуру

R = .

Визначена таким чином температура становить Т=5700 К.

Метод визначення температури на використанні формули Планка

дає, що температура визначена на різних ділянках спектра різна.



Для

Температура визначена за законом зміщення Віна становить 6700 . Таким чином не є абсолютно чорним тілом. Температура змінюється з глибиною.

 

 


Дата добавления: 2014-12-03; просмотров: 129; Нарушение авторских прав


<== предыдущая лекция | следующая лекция ==>
Малі тіла Сонячної системи — астероїди, комети, метеори | Будова Сонця та джерела його енергії
lektsii.com - Лекции.Ком - 2014-2017 год. (0.008 сек.) Главная страница Случайная страница Контакты