Характеристики Солнца

Характеристики Солнца. Масса MS21023 кг, RS629 тыс км, V 1,41.1027 м3, что почти в 1300 тыс. раз превосходит объем Земли, средняя плотность 1,41103 кгм, светимость LS3,861023 кВт, эффективная температура поверхности фотосфера 5780 К, период вращения синодический изменяется от 27 сут на экваторе до 32 сут у полюсов, ускорение свободного падения 274 мс2.4 Строение Солнца Химический состав был определен из анализа солнечного спектра.

Оказалось, что на Солнце больше всего водорода, а затем гелия.

Другие химических элементов кислород, кальций, железо, магний, натрий и др. составляют очень малую долю по сравнению с водородом. Никаких химических элементов, помимо тех, которые имеются на Земле не обнаружено. Вследствие ядерной реакции превнащения водорода в гелий выделяется теплота.1 Под тяжестью внешних слоев плотность Солнца увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. см. рис.1Температура ядра достигает 15 млн. кельвинов.

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца, однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Рис.1 Строение солнца. Через зону лучистой передачи лучистый перенос и конвективную зону конвекция идет передача энергии. Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах Атмосфера Солнца начинается на 200-300 тыс. км. глубже видимого края солнечного диска называют фотосферой.

Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков спикул, придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше.

Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров. Крона - самая внешняя часть атмосферы Солнца. В отличие от фотосферы и хромосферы она обладает огромной протяженностью она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее слабое продолжение уходит еще дальше. Главным образом корона состоит из частичек электричества электронов, выделяющихся из нижележащих слоев. Все они быстро движутся в разных направлениях, но преимущественно в сторону от Солнца.

Скорость их так же велика, как у газа при температуре до миллиона градусов. Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле. 3. Солнечные пятна. 3.1 Наблюдения. На данный момент нет даже единой гипотезы, которая смогла бы пролить свет на темный лик солнечных пятен. Здесь можно лишь описать загадку, как она представляется сегодня.

Начнем с того, что уже точно известно за счет наблюдений. Пятна практически не образуются на полюсах и на экваторе Солнца. Две узкие полосы в пределах от 25 - 30 и до 8 - 12 градусов северной и южной широты - вот места наиболее интенсивного образования пятен. Причем, пики их образования повторяются с периодичностью от 7 до 17 лет. Этот цикл, составляющий в среднем 12 лет, четко прослеживается в широтности образования пятен. Когда исчезают последние пятна на нижних широтах 8 - 12 градусов, начинают образовываться пятна на верхних широтах 25 - 30 градусов.

Новые пятна станут образовываться уже ниже этого уровня, то есть они будут как бы сползать к нижним широтам. К концу цикла область образования пятен вновь окажется в пределах от 8 до 12 градусов северной и южной широты. Начало цикла пятнообразования и минимум солнечной активности совпадают. Пятна, как правило, образуются группами или хотя бы парами. Пара пятен на одной широте находится в любопытной взаимосвязи.

Прежде чем в фотосфере видимом слое Солнца образуется пятно, на месте его возникновения регистрируется очень мощное магнитное поле. Последнее может быть только замкнутым, оно то и связывает пару пятен. Обычно, силовые линии магнитного поля направлены из северного полюса объекта будь то планета или Солнце к южному, но здесь все не так просто. Направления силовых линий магнитных полей обратны для пар пятен северного и южного полушарий. Более того, магнитная полярность пятен, меняется на противоположную после каждого 12-летнего цикла, что позволяет говорить не о 11-летнем, а о 22-х летнем солнечном цикле пятнообразования.

Магнитные поля пятен интенсивней магнитного поля Солнца в целом и к тому же они перпендикулярны ему. Все сказанное хорошо видно на рис. 2.1 Рис. 2 Изменение среднегодовых чисел солнечных пятен R и приближенных средних широт солнечных пятен закон Шперера за 1933 - 1953 гг. Буквами в кружках обозначены полярности пар солнечных пятен закон полярности солнечных пятен.

Солнце, как известно, вращается вокруг своей оси с периодичностью примерно 27 суток, из-за чего пара пятен наблюдается с некоторым периодом исчезая на западном краю Солнца и появляясь вновь на восточном менее чем через 2 недели. Первое в этом движении пятно является головным. Установлено, что в паре пятен оно возникает первым и исчезает последним. Солнечное пятно может существовать от нескольких часов до нескольких месяцев. Размер пятен также широко варьируется от пор - зародышей пятен, до гигантских площадей в которые можно уложить по 100 земных глобусов.

Появляясь из пор, группа пятен проходит стадию роста, в ходе которой они увеличиваются и расходятся, расползаются в разные стороны. Затем следует более продолжительная по времени стадия рассасывания пятен. Последним исчезает головное, по ходу вращения Солнца, пятно. После исчезновения пятна, мощное магнитное поле на его месте сохраняется еще в течении некоторого времени. Для характеристики активности Солнца используют числа Вольфа, учитывающие количество одиночных пятен и групп пятен на Солнце.5 Само пятно по форме является воронкой на видимой поверхности Солнца эффект возникает из-за прозрачности атмосферы в этом месте.

Их глубину определяют в 1000 - 1500 км. Температура солнечного вещества в районе центра пятна наиболее низкая в сравнении с общей температурой поверхности - 5800 К на 1000 - 1500 К. Поэтому центр пятна наблюдается как более темное образование, чем его края. В пятне различают тень - его центр, и полутень, которая больше в радиусе в 2 раза и более она светлее, см. рис.3. Края пятна окружены светлыми волокнистыми образованиями - фотосферными факелами.

Температура в них выше на 2000 К. чем в окружающем веществе, поэтому они выделяются по яркости свечения. Факелы продолжаются вверх через фотосферу в хромосферу, где образуют факельные площадки, которые расширяются с ростом высоты. В фотосфере поперечник факельной площадки может составлять 700 км, а уже на границе хромосферы и короны - 15000 км. Факельные площадки появляются, растут и рассасываются согласно с ритмом солнечных пятен, но они могут существовать и без них. Сами по себе факелы живут дольше пятен - до 3-х, 4-х месяцев.

Предполагается, что причиной их образования служат менее мощные, чем у пятна магнитные поля. рис.3. Солнечное пятно слева и эффектный снимок поверхности Солнца справа.33.2