Transcript презентацію лекції «Сонце – найближча зоря

СОНЦЕ - НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ
ЧЕРНЕЦЬКИЙ І.С.,
КАНДИДАТ ПЕДАГОГІЧНИХ НАУК,
ЗАВІДУВАЧ ВІДДІЛУ СТВОРЕННЯ НАВЧАЛЬНО-ТЕМАТИЧНИХ СИСТЕМ ЗНАНЬ НЦ МАНУ,
ГОЛОВА ВГО “АСОЦІАЦІЯ УЧИТЕЛІВ ФІЗИКИ “ШЛЯХ ОСВІТИ – ХХІ”
Сонце – центральне тіло Сонячної системи.
Сонце – єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо
окремі деталі і чиї властивості порівняно з іншими
зорями добре вивчені.
ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ СОНЦЯ
Маса Сонця 1,9891·1030 кг
Радіус Сонця 6,96·108 м.
Середня густина сонячної
речовини 1408 кг/м3
Світність Сонця 3,85·1026 Вт.
Температура поверхні
(фотосфери) 5800 К
Спектральний клас G2
ОБЕРТАННЯ СОНЦЯ
Сонце обертається як газова куля - у різних ділянках з різною
швидкістю.
ХІМІЧНИЙ СКЛАД ВИДИМОЇ ПОВЕРХНІ СОНЦЯ
Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його
випромінювання. Сонячна поверхня, маючи
температуру 5800К, дає неперервний спектр
електромагнітних хвиль. Частина світла поглинається
нижніми шарами розрідженої газової оболонки Сонця
(хромосферою). У 1814 році німецький фізик Й.
Фраунгофер (1787-1826) описав понад 570 ліній
поглинання хімічних елементів.
ХІМІЧНИЙ СКЛАД ВИДИМОЇ ПОВЕРХНІ СОНЦЯ
Гідроген -73,46 %
Гелій -24,85 %
Оксиген - 0,77 %
Вуглець - 0,29 %
Залізо - 0,16 %
Неон - 0,12 %
Азот - 0,09 %
Сіліцій - 0,07 %
Магній - 0,05 %
Сульфур -0,04 %
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Центральна частина Сонця
радіусом приблизно 150–
175 тис. км (тобто 20-25%
від радіуса Сонця), в якій
відбуваються термоядерні
реакції, називається
сонячним ядром.
Густинаречовини в ядрі
становить приблизно
150 000 кг/м³, а
температура в центрі
ядра — більше 14 млн К. В
ядрі
відбуваються термоядерні
реакції, в результаті яких із
чотирьох протонів
утворюється ядро гелію-4.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Внаслідок цього щосекунди
навипромінювання
перетворюється
4,26 млн тонн речовини,
однак ця величина
нікчемна в порівнянні
з масою Сонця —
2×1027 тонн. Потужність,
що виділяється у різних
зонах ядра, залежить від їх
відстані до центру Сонця. У
самому центрі відповідно
до теоретичних оцінок вона
сягає 276,5 Вт/м³, що на
порядок менше питомого
тепловиділення сплячої
людини.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Питоме ж тепловиділення
Сонця у цілому ще на два
порядки менше. Завдяки
настільки невеликому
питомому
енерговиділенню, запасів
«палива» (водню) для
підтримки термоядерної
реакції вистачає на кілька
мільярдів років.
ДЖЕРЕЛО ЕНЕРГІЇ СОНЦЯ
Головним джерелом енергії Сонця є реакції термоядерного
синтезу. За рахунок зміни маси реагентів вивільнюється
енергія, що випромінюється у вигляді фотонів та переноситься
елементарними частками, зокрема нейтрино.
СПОСТЕРЕЖЕННЯ НЕЙТРИНО
Потоки нейтрино, що
генеруються на Сонці
спостерігають за
допомогою нейтринних
телескопів, встановлений
глибоко під землею або
під водою.
Нейтринний телескоп
Супер-Каміоканде.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Над ядром, на відстані
приблизно від 0,2-0,25 до
0,7 радіуса Сонця,
розташована зона
променистого переносу. У
цій зоні перенесення
енергії відбувається
здебільшого за допомогою
випромінювання і
поглинання фотонів.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ БУДОВИ СОНЦЯ
Напрямок кожного
конкретного фотона,
випроміненого шаром
плазми, ніяк не залежить
від того, які фотони
плазмою поглиналися, тому
він може як потрапити до
вищого шару в
променистій зоні, так і
повернутися назад, до
центру. Через це проміжок
часу, за який багаторазово
перевипромінений фотон
(спочатку утворений в ядрі)
досягає конвективної зони,
може вимірюватися
мільйонами років. В
середньому цей термін
становить 170 тис. років.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Ближче до поверхні Сонця
температура та густина
речовини недостатні для
повного перенесення
енергії шляхом
ревипромінювання.
Виникає вихрове
перемішування плазми, і
перенесення енергії до
поверхні (фотосфери)
здійснюється переважно
рухом речовини.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Охолоджуючись на
поверхні, речовина
фотосфери занурюється
вглиб конвективної зони, а
в нижній частині речовина
нагрівається від зони
променистого переносу і
піднімається вгору, обидва
процеси йдуть зі значною
швидкістю. Такий спосіб
передачі енергії
називається конвекцією, а
підповерхневий шар Сонця
завтовшки приблизно 200
000 км, де вона
відбувається —
конвективною зоною.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Терміки в конвекційній зоні
викликають на поверхні
гранули (які по суті є
вершинами терміків) і
супергрануляцію. Швидкість
потоків становить в
середньому 1-2 км/с, а
максимальні її значення
досягають 6 км/с. Час життя
гранули становить 10-15
хвилин, що можна порівняти
із періодом, за який газ може
обійти навколо гранули. Рухи
в цій зоні викликають ефект
магнітного динамо, і
відповідно породжують
магнітне поле, що має
складну структуру.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Фотосфера (шар, що
випромінює світло)
утворює видиму поверхню
Сонця. За різними
оцінками фотосфера має
товщину від 100 до 400 км.
З фотосфери виходить
основна частина оптичного
(видимого)
випромінювання Сонця.
Ефективна температура
фотосфери в цілому
становить 5778 К. Водень
за таких умов майже
повністю перебуває в
нейтральному стані.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Саме у фотосфері Сонця з'являються так звані сонячні плями — порівняно холодні
області прориву магнітного поля.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Навколо плям спостерігаються зони підвищеної температури. Їх називають
факельними полями.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Об’ємна модель руху речовини в зоні сонячної плями.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Над фотосферою розташовано хромосферу, тонкий шар якої (її товщина для Сонця
становить близько 10 000 км) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу —
спікули. Температура хромосфери спочатку плавно змінюється, збільшуючись з
віддаленням від фотосфери. У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки
стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої
частини атмосфери — корони.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Виверження сонячної речовини з утворенням гіганського еруптивного
протуберанця.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Корона — остання зовнішня оболонка Сонця. Корона в основному складається з
протуберанців та енергетичних вивержень, що вириваються й вивергаються на
кілька сотень, а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір,
утворюючи таким чином сонячний вітер. Середня корональна температура
становить від 1 до 2 млн К, а максимальна, в окремих ділянках, — до 20 млн К.
Незважаючи на таку високу температуру, корону видно неозброєним оком тільки
під час повних сонячних затемнень, оскільки густина речовини в короні дуже мала,
а тому її яскравість невелика.
ФІЗИЧНА МОДЕЛЬ СОНЦЯ
Випромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно. Існують
гарячі активні та спокійні ділянки, а також корональні діри із порівняно невисокою
температурою в 600 000 К, з яких у простір виходять магнітні силові лінії. Така
(«відкрита») магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце, тому
сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір.
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Сонце є зіркою третього покоління з високим вмістом металів, тобто
воно утворилося з решток зірок першого й другого поколінь.
Поточний вік Сонця (точніше — час його існування на головній
послідовності), оцінений за допомогою комп'ютерних моделей
зоряної еволюції, дорівнює приблизно 4,57 млрд років.
ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ СОНЦЯ
Вважається, що Сонце сформувалося приблизно 4,59 млрд років.
Зірка такої маси, як Сонце, має перебувати на головній послідовності
близько 10 млрд років. Таким чином, зараз Сонце перебуває
приблизно в середині свого життєвого шляху.
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬ
Со́ нячна акти́ вність — термін, що характеризує поточну сонячну
радіацію, її спектральний розподіл, супутні електромагнітні явища та
зміни в часі характеристик Сонця. Сонячна активність визначається
сукупністю фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви
сонячної активності — сонячні плями, факели, флокули, протуберанці
тощо. Впливає на зміну погоди та клімату.Розрізняють періодичні
компоненти цих змін, основним з яких є 11-річний сонячний цикл, і
аперіодичні зміни.
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬ
Найбільш вивчений вид сонячної активності - зміна числа сонячних плям. З 1610
року астрономи почали застосовувати телескопи для спостереженням за сонячними
плямами однак фізична природа плям залишалася незрозумілою до ХХ ст. У XV і XVI
ст. спостерігалася низька сонячна активність - Мінімум Маундера. 1845 року
професори Д.Генри і С.Александер з Прінстонського університету спостерігали Сонце
за допомогою термометра і виявили, що плями випромінюють менше порівняно з
іншими ділянками сонячної поверхні.
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬ
Сонячними циклами називають періодичні зміни сонячної активності.
Передбачається наявність великої кількості циклів з періодами у 11, 22, 87, 210, 2
300 і 6 000 років, але на 2009 рік із спостережень достовірно підтверджено
існування тільки 11 та 22 річних циклів. Основні цикли тривалістю 11, 22 и 2 300
років носять відповідно назви циклів Шваба, Хейла і Холлстатта.
СОНЯЧНИЙ ВІТЕР
Сонячний вітер — потік іонізованих частинок (в основному геліо–водневої плазми),
який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300–1200 км/с у навколишній
простір у всіх напрямках. Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця, Землі та
галактики і галактичний вітер. Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний
вітер, зменшуючи його дальність.
СОНЯЧНИЙ ВІТЕР
Біля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 км/с, а середня
дорівнює 450 км/с. Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кг/с.Кількісний склад
іонів у сонячному вітрі такий самий, як у сонячній короні. Сонячний вітер
складається в основному з електронів, протонів та ядер гелію (альфа-частинок); ядра
інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже
незначній кількості.Інтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін
сонячної активності.
СОНЯЧНИЙ ВІТЕР
Сонячний вітер утворює геліосферу, завдяки чому перешкоджає проникненню
міжзоряного газу в Сонячну систему.
Сонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи, що мають магнітне поле,
такі явища, як полярні сяйва і радіаційні пояси планет.
ВИПРОМІНЮВАННЯ СОНЦЯ
Сонячна стала — сумарний потік сонячного випромінювання, що проходить за
одиницю часу через одиничну площу, орієнтовану перпендикулярно потоку, на
відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери. За
даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Вт/м², або
1,959 кал.(см² * хв).