![]() КАТЕГОРИИ:
АстрономияБиологияГеографияДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника
|
Будова Сонця та джерела його енергії
Центральна область Зовнішні шари Уявлення про внутрішню будову Розглянемо шар товщиною H.
Для Сонця H=600км Припустимо, що речовина в сонці розподілена рівномірно. Нехай
беручи Р Р= Прискорення g у середній точці можна знайти із формули
( В однорідній сфері радіуса Підставляючи у (4) значення гравітаційної сталої
Тиск на середині радіуса Р=6,6 Знаючи густину і тиск, знаходимо температуру: Т= Величини, визначені точними розрахунками з урахуванням нерівномірності розподілу мас близькі до наведених значень. За теоретичними розрахунками температура в центрі
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 Таким чином, фотосфера являє собою порівняно тонкий шар газу з температурою 0,1 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 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 Сонячні плями і факели Плями спостерігаються як поодинці так і групами. Розміри плям найчастіше 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 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 Це ефект Вільсона. На рівні фотосфери газ зі швидкістю
|