рефераты бесплатно
 

МЕНЮ


Солнце

Солнце

Что видно на Солнце

Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооруженным

глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень тёмных светофильтров

или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом,

наблюдатель рискует получить сильнейших ожог глаз. Самый простой способ

рассматривать Солнце – это спроецировать его изображение на белый экран.

При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить

увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?

Прежде всего обращает внимание резкость солнечного края. Солнце –

газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно.

Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что

практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя,

который имеет специальное название – фотосфера (греческое: “сфера света”).

Его толщина не превышает 300 километров. Именно этот тонкий светящийся слой

и создает у наблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет “поверхность”.

Грануляция

На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если

приглядеться, на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Даже

при не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит

из светлых зернышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними.

Это похоже на кучевые облака, когда смотришь на них сверху. Размеры гранул

невелики по солнечным масштабам – до 1000-2000 километров в поперечнике;

межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 километров в ширину. На

солнечном диске наблюдается одновременно около миллиона гранул.

Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие

появляются. Каждая из них живет не более 10 минут. Всё это напоминает

кипение жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно, поскольку

физический процесс, ответственный за оба явления, один и тот же. Это

конвекция – перенос тепла большими массами горячего вещества, которые

поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая.

Грануляция создает общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более

контрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы.

Пятна

Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солнца. В телескоп

видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение: тёмную область

тени окружает полутень, диаметр которой более чем в два раза превышает

размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создается

впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит это потому, что

газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взгляд проникает

глубже.

По величине пятна бывают очень различными – от малых, диаметром

примерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превышающих размеры нашей

планеты. Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40 тысяч километров.

А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тысяч километров.

Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных

магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущих от недр

светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура

падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а,

следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят темными.

Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых

пятен, и такие группы могут занимать значительные области на солнечном

диске. Картина группы все время меняется, пятна рождаются, растут и

распадаются. Живут крупные пятна долго, иногда на протяжении двух или трёх

оборотов Солнца (период вращения Солнца составляет примерно 27 суток).

Факелы

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют

факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют

сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки – около 30 тысяч

километров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю

увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы

живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательно

существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри

которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являются

местами выхода магнитных полей в наружный слой Солнца, но эти поля слабее,

чем в пятнах.

Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность,

максимумы которой повторяются через каждый одиннадцать лет. В годы минимума

на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их

число обычно измеряется десятками.

Солнечные инструменты

Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы он ни изучал на

небе, является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для

каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.

Яркость Солнца велика, следовательно, светосила оптической системы

солнечного телескопа может быть небольшой. Гораздо интереснее получить как

можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень

большие фокусные расстояния. Самый крупный из них имеет фокусное расстояние

90 м и даёт изображение Солнца диаметром 80 см.

Вращать подобную конструкцию было бы нелегко. К счастью, это и не

нужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной его области, внутри

полосы шириной около 470. Поэтому солнечному телескопу не нужна монтировка

для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные

лучи направляются подвижной системой зеркал – целостатом.

Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы.

Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся

на горизонтальной оси. С ним и работать легче. Но у него есть один

существенный недостаток. Солнце даёт много тепла, и воздух внутри телескопа

сильно нагревается. Нагретый воздух движется вверх, более холодный – вниз.

Эти встречные потоки делают изображение дрожащим и нерезким. Поэтому в

последнее время строят в основном вертикальные солнечные телескопы. В них

потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портят

изображение.

Важным параметром телескопа является угловое разрешение,

характеризующее его способность давать раздельные изображения двух близких

друг другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1”) означает,

что можно различить два объекта, между которыми равен 1” дуги. Видимый

радиус Солнца составляет чуть меньше 1000 ”, а истинный – около 700 тысяч

километров. Следовательно, 1” на Солнце соответствует расстоянию немногим

более 700 км. Лучшие фотографии Солнца, полученные на крупнейших

инструментах, позволяют увидеть детали размером около 200 км.

Обычно солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения

фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потому

слабо светящиеся слои солнечном атмосферы – солнечную корону, пользуются

специальным инструментом. Он так и называется коронограф. Изобрёл его

французский астроном Бернар Лио в 1930 году.

В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от неё

в 10 тысяч раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Можно

воспользоваться моментами полных солнечных затмений, когда диск Солнца

закрыт Луной. Но затмения бывают редко и порой в труднодоступных районах

земного шара. Да и погода не всегда благоприятна. А продолжительной полной

фазы затмения не превышает 7 минут. Коронограф же позволяет наблюдать

корону вне затмения.

Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа

установлена искусственная “луна”. Она представляет собой маленький конус с

зеркальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображения

Солнца, а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусом

обратно в трубу телескопа или в особую световую “ловушку”. А изображение

солнечной короны строит дополнительная линза, которая находится за конусом.

Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет в телескопе. Самое

главное – это хорошо отполированный линзовый объектив без дефектов внутри

стекла. Его нужно тщательно защищать от пыли. Каждая пылинка, каждый дефект

линзы – царапины или пузырёк – при сильном освещении работает как маленькое

зеркальце – отражает свет в случайном направлении.

Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачен и

небо темнее. Но и там солнечная корона всё же слабее, чем ореол неба вокруг

Солнца. Поэтому её можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в

спектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный

фильтр или спектрограф.

Спектрограф – самый важный вспомогательный прибор для астрофизических

исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы

направлять пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементами

являются: щель для ограничения поступающего света; коллиматор (линза или

зеркало), который делает параллельным пучок лучей; дифракционная решётка

для разложения белого света в спектр и фотокамера или иной детектор

изображения.

“Сердце” спектрографа – дифракционная решётка, которая представляет

собой зеркальную стеклянную пластинку с нанесёнными на неё параллельными

штрихами. Число штрихов у лучших решёток достигает 1200 на миллиметр.

Основная характеристика спектрографа – его спектральное разрешение. Чем

выше разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть

раздельно. Разрешение зависит от нескольких параметров. Один из них –

порядок спектра. Дифракционная решётка даёт много спектров, видимых под

разными углами. Говорят, что она имеет много порядков спектра. Самый яркий

порядок спектра – первый. Чем дальше порядок, тем спектр слабее, но его

разрешение выше. Однако далёкие порядки спектра накладываются друг на

друга. Поскольку требуется и высокое разрешение, и яркий спектр, приходится

идти на компромисс. Поэтому для наблюдений обычно используют второй-третий

порядки спектра.

Одной из наиболее интересных систем является эшельный спектрограф. В

нём кроме специальной решётки, называемой эшелью, стоит стеклянная призма.

Лучи света падают на эшель под очень острым углом. При этом многие порядки

спектра накладываются друг на друга. Их разделяют при помощи призмы,

которая преломляет свет перпендикулярно штрихам решётки. В результате

получается спектр, порезанный на кусочки. Длину щели эшельного спектрографа

делают очень маленькой - несколько миллиметров, и спектры поэтому

получаются узкими.

Эшельный спектр представляет собой набор полосок, расположенных одна

под другой и разделённых тёмными промежутками. Возможность использования

высоких порядков спектра в эшельном спектрографе даёт преимущество в

разрешающей силе, что очень важно при изучении тонкой структуры

спектральных линий.

Внутреннее строение Солнца.

Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого

протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия.

Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей; вещество в

них отличается по своим свойствам, и энергия распространяется посредством

разных физических механизмов.

В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря

образным языком, та “печка”, которая нагревает его и не даёт ему остыть.

Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри

Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к

центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура

достигает 15 миллионов кельвинов, происходит выделение энергии.

Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических

элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода

образуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научились

освобождать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалёком

будущем человек сможет научиться использовать её и в мирных целях.

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его

объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся

энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности

Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от

физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и

теплопроводность. Теплопроводность не играет большую роль в энергетических

процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы

очень важны.

Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она

распространяется через поглощение и излучение веществом порций света –

квантов.

Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра,

и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне

медлительный. Чтобы квантом добраться от центра Солнца до фотосферы,

необходимы много тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют

направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когда

они в конце концов выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты.

Что же с ними произошло?

В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз

больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По

дороге кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант

сначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается;

чаще всего при этом возникает не один прежний квант, а два или даже

несколько. По закону сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а

потому энергия каждого из них уменьшается. Так возникают кванты всё меньших

и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные

кванты – сначала рентгеновских, потом ультрафиолетовых и наконец видимых и

инфракрасных лучей. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в

видимом свете, и не случайно наши глаза чувствительны именно к нему.

Кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное

солнечное вещество наружу. Так что если бы “печка” внутри Солнца вдруг

погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает

такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная

зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией.

Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же

может вести себя и газ. В жаркий день, когда земля нагрета лучами Солнца,

на фоне удаленных предметов хорошо заметны поднимающиеся струйки горячего

воздуха. Их легко наблюдать и над пламенем газовой горелки, и над

раскалённой конфоркой плиты. То же самое происходит и на Солнце в области

конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё

тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз.

Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается, как вязкая рисовая

каша не огне.

Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от

центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца

(фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится

лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более

глубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картина

грануляции на поверхности Солнца является видимым явлением конвекции.

Откуда берётся энергия Солнца?

Почему Солнце светит и не остывает уже миллиарды лет? Какое “топливо”

даёт ему энергии? Ответы на эти вопросы учёные искали веками, и только

вначале XX века было найдено правильное решение. Теперь известно, что

Солнце, как и другие звёзды, светит благодаря протекающим в его недрах

термоядерным реакциям. Что же это за реакции?

Если ядра атомов лёгких элементов сольются в ядро атома более тяжелого

элемента, то масса нового ядра окажется меньше, чем суммарная масса тех же

ядер, из которых оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию,

которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции. Эта энергия почти

полностью переходит в тепло. Такая реакция синтеза атомных ядер может

происходить только при очень высоком давлении и температуре свыше 10 млн.

градусов. Поэтому она и называется термоядерной.

Основное вещество, составляющее Солнце, – водород, на его долю приходит

около 71 % всей массы светила. Почти 27 % принадлежит гелию, а остальные 2

% - более тяжелым элементам, таким, как углерод, азот, кислород и металлы.

Главным “топливом” на Солнце служит именного водород. Из четырех атомов

водорода в результате цепочки превращений образуется один атом гелия. А из

каждого грамма водорода, участвующего в реакции, выделяется 6 ( 1011 Дж

энергии! На Земле такого количества энергии хватило бы для того, чтобы

нагреть от температуры 00С до точки кипения 1000 м3 воды!

Рассмотрим механизм термоядерной реакции превращения водорода в гелий,

которая, по-видимому, наиболее важна для большинства звёзд. Называется она

протон-протонной, так как начинается с тесного сближения двух ядер атомов

водорода – протонов.

Протоны заряжены положительно, поэтому взаимно отталкиваются, причём,

по закону Кулона, сила этого отталкивания обратно пропорциональна квадрату

расстояния и при тесных сближениях должна стремительно возрастать. Однако

при очень высоких температуре и давлении скорости теплового движения частиц

столь велики, а частицам так тесно, что наиболее быстрые из них всё же

сближаются друг с другом и оказываются в сфере влияния ядерных сил. В

результате может произойти цепочка превращений, которая завершится

возникновением нового ядра, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, -

ядра гелия.

Далеко не каждое столкновение двух протонов приводит к ядерной реакции.

В течение миллиардов лет протон может постоянно сталкиваться с другими

протонами, так и не дождавшись ядерного превращения. Но если в момент

тесного сближения двух протонов произойдёт ещё и другое маловероятное для

ядра событие – распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино (такой

процесс называется бета-распадом), то протон с нейтроном объединяется в

устойчивое ядро атома тяжелого водорода – дейтерия.

Ядро дейтерия (дейтон) по своим свойствам похоже на ядро водорода,

только тяжелее. Но в отличии от последнего в недрах звезды ядро дейтерия

долго существовать не может. Уже через несколько секунд, столкнувшись ещё с

одним протоном, оно присоединяет его к себе, испускает мощный гамма-квант и

становится ядром изотопа гелия, у которого два протона связаны не с двумя

нейтронами, как у обычного гелия, а только с одним. Раз в несколько

миллионов лет такие ядра лёгкого гелия сближаются настолько тесно, что

могут объединиться в ядро обычного гелия, “отпустив на свободу” два

протона.

Итак, в итоге последовательных ядерных превращений образуется ядро

обычного гелия. Порожденные в ходе реакции позитроны и гамма кванты

передают энергию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды,

Страницы: 1, 2, 3


ИНТЕРЕСНОЕ



© 2009 Все права защищены.