Студопедия

КАТЕГОРИИ:

АвтомобилиАстрономияБиологияГеографияДом и садДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеталлургияМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРелигияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияТуризмФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника



Будова Сонця та джерела його енергії




Читайте также:
  1. B. Виділенням енергії
  2. Атмосфера Сонця.
  3. Атмосфера. ЇЇ хімічний склад та будова
  4. Базис і надбудова та їх діалектичний зв'язок.
  5. Будова 3D-акселератора
  6. Будова двигунів внутрішнього згорання.
  7. БУДОВА ІНСТРУМЕНТА ДЛЯ РУЧНОГО СТРУГАННЯ
  8. Будова кристалів. Фізичні типи ґраток
  9. Будова органа зору
  10. Будова органа слуху і рівноваги

 

Центральна область приблизно 0,3 містить джерела енергії Сонця. Тут температура і тиск такі, що може відбуватися протон-протонна реакція. На віддалі температура і тиск значно падають. Тут відбувається перенесення енергії з внутрішніх шарів до більш зовнішніх. Це зона променистої рівноваги. Тут у будь-якому об’ємі кількість набутого і втраченого випромінювання рівні. Квант світла, який іде з глибини може бути захоплений атомом або молекулою передаючої речовини і перевипромінений з іншою частотою. Окремі кванти можуть бути поглинуті і їх енергія перетворюється в кінетичну енергію молекул. Внаслідок цього відбувається перерозподіл енергії і зміна інтенсивності випромінювання яке йде з надр Сонця. В зоні від 0,9 до 1 крім променевого переносу енергії значну роль відіграє конвекція (перенесення енергії внаслідок перемішування самої речовини).

Зовнішні шари , випромінювання яких можна спостерігати називається атмосферою Сонця. Сонячна атмосфера поділяється на три шари: фотосферу, хромосферу, корону. Цей поділ умовний. Чіткої межі між шарами не існує.

Уявлення про внутрішню будову можна скласти лише за допомогою теоретичних розрахунків. Фізичні умови можна розрахувати виходячи з таких міркувань. У кожній точці виконується умова гідростатичної рівноваги а це означає, що різниця тисків, які діють на будь-який шар урівноважується гравітаційним притяганням всіх глибших шарів.

Розглянемо шар товщиною H.

 
 

Для Сонця H=600км

Припустимо, що речовина в сонці розподілена рівномірно. Нехай

=1б4 , H=

беручи Р =0 (один шар поверхні Сонця) маємо

Р= g (3)

Прискорення g у середній точці можна знайти із формули

(4)

( В однорідній сфері радіуса зосереджена частина маси).

Підставляючи у (4) значення гравітаційної сталої і маси сонця, дістанемо

=1,37 10 .

Тиск на середині радіуса знаходимо із (3)

Р=6,6 10

Знаючи густину і тиск, знаходимо температуру:

Т= ; Т=2,8 10 К.

Величини, визначені точними розрахунками з урахуванням нерівномірності розподілу мас близькі до наведених значень.

За теоретичними розрахунками температура в центрі Т=14 млн. градусів

тиск = 10 атм.

Фотосферою називається шар сонячної атмосфери, який є основним джерелом неперервного випромінювання Сонця. Газ фотосфери частково прозорий і сонячне випромінювання йде на землю з різних глибин фотосфери. Згідно теоретичних розрахунків з глибини більш як 400 км світлове випромінювання не відбувається.



Яскравість диска Сонця зменшується від центра до краю. Це зменшення яскравості спостерігається в інтегральному світлі і в монохроматичному.

Інтенсивність випромінювання на краю диска значно менша ніж у центрі. Потемніння пояснюється збільшенням температури і поглинанням енергії з глибиною в фотосфері. Очевидно, що в центрі диска ми сприймаємо випромінювання від глибших і більш гарячих шарів Сонця розрахунки показують, що на зовнішній межі фотосфери температура становить 4800 , а на внутрішній Т=8000 .

Таким чином, фотосфера являє собою порівняно тонкий шар газу з температурою 5000 на зовнішній поверхні і 8000 на внутрішній. Густина змінюється від 0.4 10 до 5 10 , тиск від

0,1 10 до 2,5 10

Грануляція. Конвективні процеси.

Рисунок - Грануляція

Фотосфера має зернисту будову. Ці окремі зерна називають гранулами. Кутові розміри гранул 1-2”, що відповідає довжині 750-1000 км. Гранули не стійкі утворення. Вони на 15-25% яскравіші за проміжки між ними. Це означає, що температура їх на 350-400 вища.



За допомогою спектрального аналізу встановлено, що гранули пов'язані з підніманням та опусканням газу в фотосфері Сонця. Зміщення ліній відповідає швидкості 1 .

Конвекція в поверхневих шарах може початись з двох причин :

1) внаслідок збільшення непрозорості матерії з глибиною;

2) внаслідок зміни з глибиною ступеня іонізації.

Підрахунки показують, що конвекція в фотосфері настає тільки при певному ступені іонізації водню. Іонізація Н із глибиною зростає. Коли водень стає повністю іонізованим, конвекція припиняється. Конвекцією пояснюється грануляста структура фотосфери. Гранула ототожнюється з конвективною коміркою, в якій нагріта речовина піднімається вгору, а в проміжках між гранулами опускається до низу.

Сонячні плями і факели

Плями спостерігаються як поодинці так і групами. Розміри плям найчастіше . Спостерігалась пляма діаметром близько 185000 км.

Зароджуються плями у вигляді невеликого утворення 3”-4” в цей період вона називається порою. З часом її розміри збільшуються, а структура змінюється. Через 1-2 дні після виникнення в середній частині плями утворюється перетяжка і вона ділиться на дві , одна з яких (західна) вона називається ведучою, а друга – хвостовою. Така група називається біполярною групою тому що магнітні поля в обох групах мають протилежну полярність. Скоро після цього навколо ведучої а потім і хвостової плями менш темна напівтінь, яка має характерну радіальну структуру. Найбільший розвиток групи відбувається тоді ,коли навколо головних плям появляється багато дрібніших часто оточених спільною напівтінню. Після цього плями починають поступово зменшуватись і зникають. При цьому розмір всієї активної області збільшується і вона “розповзається”. В центрі плями яскравість в 3-5 раз менша ніж поверхні Сонця. На основі закону Стефана-Больцмана це означає що температура плями на 1000 менша за температуру фотосфери.

Спектр плями характерний тим, що в ньому спостерігається розчеплення деяких ліній поглинання, а це свідчить про існування магнітних полів. Напруженість магнітного поля плями 2000-3000 ерстед. Вивчення процесів розвитку сонячних плям привело до висновку що вони є наслідком виходу на поверхню Сонця потужних джгутів – трубок магнітних силових ліній.

 

 
 

Рисунок – Трубки магнітних силових ліній

Пляма, в якій магнітні силові лінії виходять з-під поверхні має північну полярність . Пляма має вигляд кратера, дно якого утворює тінь, а похилі стінки-півтінь. Це тому, що густина і температура речовини в плямі менша ніж поза нею і рівень поверхні з оптичною площиною знаходиться в ній нижче. Глибина кратера для великих плям може досягати 1500-2000 км.

Це ефект Вільсона.

На рівні фотосфери газ зі швидкістю рухається в напрямі від центра плями назовні, а у хромосфері над плямою газ рухається до центра плями з швидкістю до 5 .У цьому полягає суть ефекту Евершеда.


Дата добавления: 2014-12-03; просмотров: 59; Нарушение авторских прав





lektsii.com - Лекции.Ком - 2014-2020 год. (0.013 сек.) Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав
Главная страница Случайная страница Контакты