СОЛНЦЕ Презентацию подготовил Ученик 11 А класса Буйкин Максим
ОБЩИЕ СВЕДЕНЬЯ Солнце - единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеориты, кометы и космическая пыль. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле. По спектральной классификации Солнце относится к типу G 2 V (желтый карлик).
СРАВНИТЕЛЬНЫЕ РАЗМЕРЫ СОЛНЦА ПРИ НАБЛЮДЕНИИ ИЗ ОКРЕСТНОСТЕЙ ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ •
ЖИЗНЕННЫЙ ЦИКЛ СОЛНЦА
СОЛНЦЕ НА РАННИХ СТАДИЯХ РАЗВИТИЯ
Текущий возраст Солнца (точнее — время его существования на главной последовательности), оценённый с помощью компьютерных моделей звёздной эволюции, равен приблизительно 4, 57 млрд лет. Считается, что Солнце сформировалось примерно 4, 59 млрд лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения типа T Тельца. Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 млрд лет.
По мере того, как Солнце постепенно расходует запасы своего водородного горючего, оно становится всё горячее, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается. Через 1, 1 млрд лет от настоящего времени, наше дневное светило будет ярче на 11 %, чем сейчас. Увеличение светимости Солнца в этот период таково, что поверхность Земли вследствие парникового эффекта будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в её современном понимании.
Через 3, 5 млрд лет от настоящего времени яркость Солнца возрастёт на 40 %. К тому времени условия на Земле будут подобны условиям на Венере сегодня: вода с поверхности планеты исчезнет полностью и улетучится в космос. Эта катастрофа приведёт к окончательному уничтожению всех форм жизни на Земле.
Приблизительно через 7, 6 -7, 8 миллиардов лет ядро Солнца разогреется настолько, что запустит процесс горения водорода в окружающей его оболочке. Это повлечёт за собой бурное расширение внешних оболочек светила, и таким образом Солнце станет красным гигантом. В этой фазе радиус Солнца увеличится в 256 раз по сравнению с современным. Расширение звезды приведёт к сильному увеличению её светимости (в 2700 раз) и охлаждению поверхности до 2650 К.
После того как Солнце пройдёт фазу красного гиганта, термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана, и из неё образуется планетарная туманность. В центре этой туманности останется сформированный из ядра Солнца белый карлик, очень горячий и плотный объект, но размером только с Землю.
Туманность Кольцо — планетарная туманность, похожая на ту, которую однажды в будущем породит Солнце
СРАВНЕНИЕ РАЗМЕРОВ ЗЕМЛИ И БЕЛОГО КАРЛИКА
СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
СОЛНЕЧНОЕ ЯДРО Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150— 175 тыс. км в которой идут термоядерные реакции. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ (~6, 6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле — осмия). В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4, 26 млн тонн вещества Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии.
ЗОНА ЛУЧИСТОГО ПЕРЕНОСА В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигает конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет
КОНВЕКТИВНАЯ ЗОНА Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к фотосфере совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной.
ФОТОСФЕРА Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100 до 400 км. Из фотосферы исходит основная часть видимого излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до нас уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К.
ХРОМОСФЕРА Внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60— 70 тыс. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К. Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом.
КОРОНА Корона — последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 до 2 000 К, а максимальная, в отдельных участках, — от 8 000 до 20 000 К. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость.
ПОЛНОЕ СОЛНЕЧНОЕ ЗАТМЕНИЕ
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР •
ГРАНИЦЫ РАСПРОСТРАНЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА И МАГНИТОСФЕРЫ ЗЕМЛИ
СЕВЕРНОЕ СИЯНИЕ ВЫЗВАННОЕ СОЛНЕЧНЫМ ВЕТРОМ
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА Тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска. Пятна являются областями наибольшей активности на Солнце.
СПАСИБО ЗА ВНИМАНИЕ
