СОДЕРЖАНИЕ

1)   Введение

 История наблюдений за Солнцем

 Общая характеристика

 Внутренне строение

 Атмосфера Солнца

Солнечные пятна

Факелы

 Хромосфера

 Солнечная корона

 Путь Солнца среди звезд

Суточный путь Солнца

Годичный путь Солнца

 Солнечные затмения

 Ультрафиолетовое излучение Солнца

 Место Солнца в галактике

 Циклы солнечной активности

 Как Солнце влияет на Землю

Энергия солнечного света

Солнечный ветер и межпланетные магнитные поля

Бомбардировка энергичными частицами

Активность Солнца и здоровье людей

14) Список использованной литературы

ВВЕДЕНИЕ

Каждому наверняка известно, что на Солнце нельзя смотреть невооруженным глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень темных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим советом, наблюдатель рискует получить сильнейший ожог глаза. Самый простой способ рассматривать Солнце – спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска. Что же мы можем увидеть на этом изображении?

Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце – газовый шар, не имеющий четкой границы, а плотность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело все в том, что практически все видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который имеет специальное название – фотосфера (от греческого – "сфера света"). Его толщина не превышает 300 километров. Именно этот тонкий слой и создает у наблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет "поверхность"   

ИСОРИЯ НАБЛЮДЕНИЙ

История телескопических  наблюдений Солнца начинается с наблюдений, выполненных Г. Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, определён период вращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 году немецкий астроном Г. Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие методов  спектрального анализа позволило изучить физические условия на Солнце. В 1814 году Й. Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглощения в спектре Солнца - это положило начало изучению химического состава Солнца. С 1836 года регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнаружению короны  и  хромосферы Солнца, а также  солнечных  протуберанцев. В 1913 году американский астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское  расщепление фраунгоферовых  линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на Солнце магнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б. Эдлен и другие отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями высокоионизированных элементов,  доказав этим высокую температуру в солнечной короне. В 1931 году Б. Лио изобрёл солнечный коронограф, позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений.  В начале 40-х годов  XX века было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для развития физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие  магнитной гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение ультрафиолетового и рентгеновского  излучения  Солнца  ведётся  методами внеатмосферной астрономии  с  помощью ракет,  автоматических орбитальных обсерваторий на спутниках Земли,  космических лабораторий  с  людьми  на борту.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА

Солнце, центральное  тело  солнечной  системы, представляет   собой раскалённый  плазменный  шар;  Солнце - ближайшая к Земле звезда.  Масса Солнца 1,990•10⁵³⁰ кг (в 332958 раз больше массы Земли).  В Солнце сосредоточено  99,866%  массы  Солнечной  системы.  Солнечный параллакс равен 8,794" (4,263•10⁵ радиан).  Расстояние от Земли до Солнца  меняется  от 1,4710•10⁵¹¹ м (в январе) до 1,5210•10⁵¹¹ (в июле),  составляя в среднем 1,4960•10⁵¹¹ м. Это расстояние принято считать одной астрономической единицей.  Средний  угловой  диаметр Солнца составляет 1919,26" (9,305•10^5-3 рад),  чему соответствует линейный диаметр Солнца,  равный 1,392•х10⁵⁹ м (в 109  раз  больше  диаметра  экватора  Земли).  Средняя  плотность Солнца 1,41•10⁵³ кг/м.  Ускорение  свободного  падения  на  поверхности   Солнца составляет 273,98  м/сек.  Вторая  космическая  скорость на поверхности Солнца равна 6,18•10⁵⁵ м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца, определяемая согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному излучению Солнца равна 5770 К.

Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении,  что  и вращение Земли,  в  плоскости,  наклонённой  на 7°15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике).  Скорость вращения определяется по видимому  движению различных деталей  в  атмосфере  Солнца и по сдвигу спектральных линий в спектре края диска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было обнаружено, что период вращения Солнца неодинаков на разных широтах. Положение различных деталей на поверхности Солнца определяется  с  помощью гелиографических координат,  отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографическая широта) и от центрального меридиана видимого  диска  Солнца или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так называемого меридиана Каррингтона).  При этом считают,  что Солнце вращается как твёрдое  тело.  Один  оборот  относительно Земли точки с гелиографической широтой 17° совершают за 27,275 суток (синодический период). Время оборота  на той же широте Солнца относительно звёзд (сидерический период) - 25,38 суток.  Угловая скорость вращения 7f 0для сидерического вращения изменяется с гелиографической широтой 7w0 по закону: 7w 0=14,33°-3°sin 52 7f в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца - около 2000 м/сек.

     Солнце как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается в средней части главной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74, абсолютная визуальная звёздная величина M 4v равна +4,83. Показатель цвета Солнца составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра M 4B 0-M 4V 0=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7•10⁵³ м/сек. Солнце расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс от её центра.  Период обращения Солнца вокруг центра Галактики около 200 миллионов лет. Возраст Солнца - около 5•10⁵⁹ лет.

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ

Внутреннее строение Солнца определено в предположении,  что оно является сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение переноса энергии,  закон сохранения энергии, уравнение состояния идеального газа, закон Стефана-Больцмана и условия гидростатического, лучистого и конвекционного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости,  полной массы и радиуса Солнца и данным о его химическом составе  дают возможность построить модель внутреннего строения Солнца.  Полагают,  что содержание водорода в Солнце по массе  около 70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре  Солнца составляет 10-15•10⁵⁶ К, плотность около 1,5•10⁵⁵ кг/м, давление 3,4•10⁵¹⁶ н/м (около 3•10⁵¹¹ атмосфер).Считается, что источником энергии, пополняющим потери  на  излучение  и поддерживающим высокую температуру Солнца, являются ядерные реакции,  происходящие в недрах Солнца.  Среднее  количество энергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек. Выделение энергии определяется ядерными реакциями,  при которых  водород превращается в  гелий.  На Солнце возможны две группы термоядерных реакций: так называемый протон-протонный (водородный)  цикл  и  углеродный цикл (цикл Бете).  Наиболее вероятно,  что на Солнце преобладает протон-протонный цикл,  состоящий из трёх реакций, в первой из которых из ядер водорода образуются  ядра  дейтерия  (тяжёлый  изотоп водорода,  атомная масса;  во второй из ядер водорода образуются ядра  изотопа  гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4.

Перенос энергии  из  внутренних  слоёв Солнца в основном происходит путём поглощения  электромагнитного  излучения,  приходящего  снизу, и последующего переизлучения.  В результате понижения температуры при удалении от Солнца постепенно увеличивается длина  волны  излучения,  переносящего большую часть энергии в верхние слои. Перенос энергии движением горячего вещества из внутренних слоёв, а охлаждённого внутрь (конвекция) играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях,  образующих конвективную зону Солнца, которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 10⁵⁸ м. Скорость конвективных движений растёт с удалением от центра Солнца и во внешней части  конвективной зоны достигает (2-2,5)х10⁵³ м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере Солнца) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях атмосферы Солнца  (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется механическими и магнитогидродинамическими волнами,  которые генерируются в конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верхней атмосфере очень мала,  и необходимый отвод энергии за счёт излучения и теплопроводности возможен только, если кинетическая энергия этих слоёв достаточно велика.  Наконец,  в верхней части солнечной  короны  большую часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называемый солнечный ветер.  Температура в каждом слое устанавливается на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергии за счёт поглощения всех  видов  излучения,  теплопроводностью или  движением  вещества  равно  сумме всех энергетических потерь слоя.

 Полное излучение  Солнца определяется по освещённости,  создаваемой им на поверхности Земли,  – около 100 тыс. лк, когда Солнце находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127 тысяч лк. Сила света Солнца составляет 2,84•10⁵²⁷ свечей. Количество энергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 см, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами  атмосферы  на  среднем расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общего излучения Солнца - 3,83•10⁵²⁶ ватт, из которых на Землю попадает около 2•10⁵¹⁷ ватт,  средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли) составляет 1,98•10⁵⁹ нт,  яркость центра диска Солнца  - 2,48•10⁵⁹ нт.  Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю,  причём это уменьшение зависит от длины волны,  так что яркость  на  краю  диска Солнца для света с длиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра, а для 5000А - около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска Солнца яркость  падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой.

Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, то есть распределение энергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной атмосфере и  влияния  фраунгоферовых линий),  в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абсолютно чёрного тела с  температурой около 6000 К.  Однако в отдельных участках спектра имеются заметные отклонения. Максимум энергии в спектре  Солнца  соответствует  длине  волны 4600 А.  Спектр Солнца – это непрерывный спектр, ни который наложено более 20 тысяч линий поглощения (фраунгоферовых линий).  Более 60%  из них отождествлено со  спектральными  линиями  известных химических элементов путём сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения в солнечном  спектре с лабораторными спектрами.  Изучение фраунгоферовых линий даёт сведения не только о химическом составе атмосферы Солнца, но и о физических условиях в тех слоях,  в которых образуются те или иные поглощения. Преобладающим элементом на Солнце  является  водород.  Количество атомов  гелия в 4-5 раз меньше,  чем водорода.  Число атомов всех других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа атомов водорода.  Среди  них наиболее обильны кислород,  углерод,  азот, магний, железо и другие.  В спектре Солнца можно отождествить также  линии, принадлежащие  некоторым молекулам и свободным радикалам:  OH,  NH, CH, CO и другим.

Магнитные поля на Солнце измеряются главным образом по зеемановскому расщеплению линий поглощения в спектре  Солнца.  Различают  несколько типов магнитных полей на Солнце.  Общее магнитное поле Солнца невелико и достигает напряжённости в 1 этой или иной полярности и меняется со временем. Это  поле тесно связано с межпланетным магнитным полем и его секторной структурой.  Магнитные поля,  связанные с солнечной  активностью, могут достигать  в  солнечных  пятнах напряжённости в несколько тысяч. Структура магнитных полей в активных областях очень запутана, чередуются магнитные полюсы различной полярности.  Встречаются также локальные магнитные области с напряжённостью поля в сотни вне солнечных пятен. Магнитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону.

Большую роль на Солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы. При температуре 5000 - 10000 К газ достаточно ионизирован, проводимость его велика и благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение электромеханических и магнитомеханических взаимодействий весьма велико.

АТМОСФЕРА СОЛНЦА

Атмосферу Солнца образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти всё излучение Солнца исходит из нижней части его атмосферы,  называемой фотосферой.  На основании