Решение домашних заданий

Доклад на тему «солнце»

1 января 0001 / Другой / Комментарии: 0

Доклад на тему «солнце»

  • Атмосфера Солнца начинается на 200-300 глубже видимого края солнечного диска
    называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной
    трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют
    поверхностью Солнца.
    Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в
    сотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается
    от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же
    того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем около 6000 К.
    При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы.
    Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного
    простейших молекул и радикалов типа Н2, ОН, СН.
    Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе
    отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя
    электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее
    «холодном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода
    отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко
    ионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При
    возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого
    света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы
    с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень
    резким.
    Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении его спектра.
    В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся
    она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными
    сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания
    всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность
    температур между ними в наружных слоях значительно невелика (200-300 К), но
    глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит
    значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную
    роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция
    в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является
    причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.
    Магнитные поля участвую во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой
    области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в
    несколько тысяч раз более сильные чем на Земле. Ионизированная плазма –
    хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции
    сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем
    горячих газов с низу тормозится, и возникает темная область – солнечное
    пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в
    действительности яркость его слабее раз в десять.
    С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде
    едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до
    десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной
    части ( ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает пятну вид
    вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми
    факелами или факельными полями.
    Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной
    атмосферы – хромосферу и корону.

Добавить комментарий