Реферат на тему: Солнце

Оглавление:

У вас нет времени на реферат или вам не удаётся написать реферат? Напишите мне в whatsapp — согласуем сроки и я вам помогу!

В статье «Как научиться правильно писать реферат», я написала о правилах и советах написания лучших рефератов, прочитайте пожалуйста.

Собрала для вас похожие темы рефератов, посмотрите, почитайте:

Введение

Солнце (Астра) — единственная звезда в солнечной системе, дневной свет. Вокруг Солнца находятся и другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеориты, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99,866% от общей массы всей Солнечной системы.

Солнечная радиация поддерживает жизнь на Земле (свет необходим для начальных фаз фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~73% массы и ~92% объема), гелия (~25% массы и ~7% объема) и других элементов с более низкими концентрациями: железо, никель, кислород, азот, кремний, сера, магний, углерод, неон, кальций и хром.

На каждый 1 миллион атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 атом кислорода, 398 атомов углерода, 123 атома неонов, 100 атомов азота, 47 атомов железа, 38 атомов магния, 35 атомов кремния, 16 атомов серы, 4 атома аргона, 3 атома алюминия, 2 атома никеля, 2 атома натрия и 2 атома кальция и очень мало других элементов.

Общая информация

Солнце принадлежит к первому типу звездной популяции. Общая теория о происхождении Солнечной системы предполагает, что ее образование было вызвано взрывами одной или нескольких сверхновых звезд. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержится необычайно высокая доля золота и урана, которая может быть результатом эндотермических реакций, вызванных этим взрывом, или ядерного превращения элементов путем поглощения нейтронов в веществе массивной звезды второго поколения.

Излучение Солнца является основным источником энергии Земли. Его мощность характеризуется солнечной константой — количеством энергии, проходящей через одну поверхность, перпендикулярную солнечным лучам. На расстоянии одной астрономической единицы (т.е. на орбите Земли) эта константа составляет около 1.37 кВт/м².

Проходя через земную атмосферу, солнечное излучение теряет около 370 Вт/м² энергии и достигает поверхности Земли только 1000 Вт/м² (в ясный день и когда Солнце находится в зените). Эту энергию можно использовать в различных природных и искусственных процессах. Например, растения используют его посредством фотосинтеза для синтеза органических соединений с выделением кислорода. Прямой нагрев за счет солнечного излучения или преобразования энергии с помощью фотоэлементов может быть использован для производства электричества (солнечные электростанции) или для других полезных работ. В далеком прошлом при фотосинтезе также вырабатывалась энергия, накопленная в нефти и других видах ископаемого топлива.

Ультрафиолетовое излучение солнца обладает антисептическими свойствами, поэтому его можно использовать для дезинфекции воды и различных предметов. Он также вызывает и имеет другие биологические эффекты, такие как стимулирование выработки витамина D в организме. Воздействие ультрафиолетовой части солнечного спектра сильно ослабляется озоновым слоем в атмосфере Земли, поэтому интенсивность ультрафиолетового излучения на поверхности Земли сильно варьируется в зависимости от широты. Угол, под которым в полдень солнце находится над горизонтом, влияет на многие виды биологической адаптации — например, от этого зависит цвет кожи человека в разных регионах Земли.

Путь солнца через небесную сферу, наблюдаемый от земли, изменяется в течение года. Путь, описанный в течение года точкой, которую Солнце занимает в небе в данное время, называется аналогией и имеет форму рис. 8, которая простирается вдоль оси север-юг. Наиболее заметным изменением видимого положения Солнца в небе является его колебание вдоль северо-южного направления с амплитудой 47° (вызванное наклоном плоскости эклиптики к плоскости небесного экватора, равным 23.5°). Существует еще одна составляющая этого варианта, которая проходит по оси Восток-Запад и вызвана увеличением орбитальной скорости Земли по мере приближения к перигелиону и ее уменьшением по мере приближения к афелиону. Первое из этих движений (север-юг) является причиной смены сезонов.

Земля пересекает точку афелиона в начале июля и удаляется от Солнца на 152 млн. км. В начале января она проходит точку перигелиона и приближается к Солнцу на расстоянии 147 млн. км. Видимый диаметр Солнца меняется на 3% между этими двумя датами. Так как разница в расстоянии составляет около 5 миллионов километров, Земля получает примерно на 7% меньше тепла в изобилии. Таким образом, зимы в северном полушарии немного теплее, чем в южном, а лето немного прохладнее.

Солнце — магнитоактивная звезда. Оно имеет сильное магнитное поле, интенсивность которого меняется со временем и направление которого меняется примерно каждые 11 лет в течение солнечного максимума. Изменения магнитного поля Солнца вызывают различные эффекты, называемые солнечной активностью, к которым относятся такие явления, как солнечные пятна, солнечные вспышки, изменения солнечного ветра и т.д., а на Земле вызывают авроры в высоких и средних широтах и геомагнитные воздействия.rms, которые негативно влияют на работу телекоммуникационных устройств, средств передачи электроэнергии, а также негативно влияют на живые организмы (вызывают головные боли и плохое самочувствие у людей, чувствительных к магнитным бурям). Предполагается, что солнечная активность сыграла важную роль в создании и развитии Солнечной системы. Это также влияет на структуру земной атмосферы.

Жизненный цикл

Солнце — молодая звезда третьего поколения (популяция I) с высоким содержанием металла, т.е. оно образовалось из остатков звезд первого и второго поколения (популяция III и II соответственно).

Нынешний возраст Солнца (точнее — время его существования на основной последовательности), который оценивается с помощью компьютерных моделей звездной эволюции, составляет около 4,57 млрд. лет.

Считается, что Солнце образовалось около 4,59 миллиардов лет назад, когда быстрое сжатие гравитационных сил облака молекулярного водорода привело к образованию звезды первого звездного населения типа Тельца в нашей области галактики.

Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на основной последовательности около 10 миллиардов лет. Значит, Солнце сейчас примерно в середине своего жизненного цикла. В настоящее время в ядре Солнца протекают термоядерные реакции преобразования водорода в гелий. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 миллионов тонн вещества преобразуется в лучистую энергию, которая генерирует солнечное излучение и поток солнечных нейтрино.

По мере того, как солнце постепенно потребляет водородное топливо, оно становится все жарче и жарче, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается. Через 1,1 миллиарда лет наш дневной свет будет на 11% ярче, чем сегодня. Увеличение солнечной яркости в этот период будет настолько велико, что поверхность Земли будет слишком горячей для существования на ней жизни в настоящем смысле этого слова. Тем не менее, она может оставаться в океанах и полярных регионах. По словам профессора Дж. Кастинга из УниверситетаПенсильвании, исчезновение жизни из-за повышения температуры, вызванного яркостью солнца, возможно, еще до стадии «Красного гиганта», составит 1 миллиард лет.

Через 3,5 миллиарда лет яркость солнца увеличится на 40%. К тому времени условия на Земле будут такими же, как сегодня на Венере: Вода с поверхности планеты полностью исчезнет и улетит в космос. Эта катастрофа приведет к окончательному уничтожению всех форм жизни на Земле. Когда водородное топливо сгорает в солнечном ядре, его внешняя оболочка расширяется, а ядро сжимается и нагревается.

В течение следующих 3 миллиардов лет Солнце сожжет остатки водорода в своем ядре, а еще через 700 миллионов лет войдет в стадию субгиганта. На этом этапе, согласно модели, диаметр Солнца увеличится с 1.6 до 2.3 R (на 50%), а его температура упадет с 5500 К до 4900 К.

Примерно через 7,6-7,8 миллиардов лет ядро Солнца нагреется до такой степени, что начнет сжигать водород в окружающей его оболочке. Это приведет к быстрому расширению внешних оболочек света, превращая Солнце в красного гиганта. На этом этапе радиус солнца будет в 256 раз больше, чем сегодня. Расширение звезды приведет к резкому увеличению ее светимости: в 2714 раз; и к охлаждению ее поверхности до 2650 К. Очевидно, что расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. В этом случае исследования показывают, что еще до этого момента потеря более 28% массы Солнца приведет к тому, что орбита Земли отойдет дальше от Солнца, избегая тем самым поглощения внешних слоев плазмы Солнца. Хотя исследования 2008 года показывают, что Земля, вероятно, будет поглощена Солнцем в результате приливно-отливного взаимодействия с его внешней оболочкой, орбитальный путь Земли до сих пор не ясен. Даже если наша планета не будет поглощена Солнцем, вся вода на ней будет газообразной, а ее атмосферу сдует сильнейший солнечный ветер.

Эта фаза существования Солнца продлится около десяти миллионов лет. Когда температура ядра достигнет 100 миллионов К, произойдет вспышка гелия и термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия. Солнце, получившее новый источник энергии, будет сокращено до 9,5 R☉. Через 110 миллионов лет, когда запасы гелия истощатся, внешние корпуса звезды быстро разрастутся, и она снова станет красным гигантом. Этот период существования Солнца будет сопровождаться мощной молнией, порой его светимость будет в 5200 раз больше, чем сегодня. Это произойдет в результате того, что ранее не тронутые остатки гелия попадут в термоядерную реакцию. В этом состоянии солнце будет существовать около 20 миллионов лет.

Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывом сверхновой. После прохождения Солнцем красной гигантской фазы его внешняя оболочка разрывается тепловыми пульсациями и образуется планетарная туманность. В центре этой туманности останется ядро белого карлика Солнца, очень горячий и плотный объект, но только такого же размера, как и Земля.

Структура солнца

Солнечное ядро. Центральная часть Солнца радиусом около 150-175 тыс. км (т.е. 20-25% радиуса Солнца), которые представляют собой термоядерные реакции, называемые солнечным ядром. Ядро — единственное место на Солнце, где энергия и тепло вырабатываются в результате термоядерной реакции, а остальная часть звезды нагревается этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит через слои до фотосферы, откуда она излучается в виде солнечного света и кинетической энергии.

Зона радиальной передачи. Над ядром, на расстоянии примерно от 0.2-0.25 до 0.7 радиуса Солнца от его центра, расположена зона переноса излучения. В этой зоне передача энергии происходит в основном за счет излучения и поглощения фотонов. В этом случае направление каждого фотона, излучаемого плазменным слоем, не зависит от того, какие фотоны были поглощены плазмой, так что он может как проникать в следующий плазменный слой в зоне переноса излучения, так и возвращаться в нижние слои.

Конвективная зона солнца. Приблизившись к поверхности солнца, температура и плотность вещества перестают быть достаточными для того, чтобы полностью передавать энергию через излучение. Происходит вихревое движение плазмы, а передача энергии на поверхность (в фотосфере) происходит в основном за счет движения самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы охлаждается на поверхности и погружается глубоко в конвективную зону. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны радиального переноса и поднимается вверх, причем оба процесса происходят с высокой скоростью. Этот вид переноса энергии называется конвекцией, а подземный слой Солнца толщиной около 200 000 км, в котором он происходит, называется конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа — до менее 1/1000 плотности воздуха на Земле.

Солнечная атмосфера

Фотосфера (слой, излучающий свет) формирует видимую поверхность солнца. Его толщина соответствует оптической толщине около 2/3 единиц. В абсолютных величинах толщина фотосферы, по разным оценкам, достигает 100-400 км. Большая часть оптического (видимого) излучения Солнца поступает из фотосферы, в то время как излучение из более глубоких слоев не достигает ее. Температура падает с 6600 К до 4400 К по мере приближения к внешнему краю фотосферы. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К. Его можно рассчитать по законуСтефана-Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно черного тела прямо пропорциональна температуре четвертого градуса тела.

Хромосфера (автор доктор — гречанка. χρομα — цвет, σφαίρα — сфера, глобус) — внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосфера. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с ее красноватым цветом, что обусловлено тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа-линия водородного излучения серии Баллмер. Верхняя граница хромосферы не имеет четко выраженной гладкой поверхности, и из нее постоянно выходят горячие выбросы, так называемые спицы. Среднее количество одновременно наблюдаемых спиц — 60-70 тысяч, поэтому итальянский астроном Секки в конце XIX века наблюдал хромосферу в телескопе и сравнивал ее с горящими прериями. Температура хромосферы повышается с высотой от 4000 до 20 000 К (диапазон температур более 10 000 К относительно невелик).

Плотность хромосферы низкая, поэтому яркости недостаточно для наблюдения в нормальных условиях. Но во время полного солнечного затмения, когда Луна покрывает яркую фотосферу, хромосфера над ней становится видимой и светится красным цветом. Его также можно наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. В дополнение к уже упомянутой линии Н-альфа с длиной волны 656,3 нм, фильтр может быть установлен на Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм).

Корона — это последняя внешняя оболочка солнца. Корона состоит в основном из протуберанцев и энергетических извержений, которые излучают и извергают в космос более нескольких сотен тысяч или даже более миллиона километров, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 000 до 2 000 000 000 К, а максимальная в некоторых районах от 8 000 000 до 20 000 000 К. Несмотря на эту высокую температуру, она видна невооруженным глазом только во время полного солнечного затмения, потому что плотность вещества в короне низкая, а значит и его яркость тоже низкая. Необычайно сильный нагрев этого слоя, по-видимому, вызван эффектом магнитнойсвязи и ударных волн. Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она округляется и, как минимум, растягивается вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень высокая, она испускает интенсивное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение. Эти излучения не проникают в атмосферу Земли, но в последнее время стало возможным изучать их с помощью космических аппаратов. Радиация в различных зонах короны неравномерна. Имеются горячие активные и тихие области и корональные отверстия с относительно низкой температурой 600 000 K, из которых магнитные линии силы проникают в космос. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, так что солнечный ветер в основном испускается корональными отверстиями.

Солнечный ветер. Солнечный ветер — поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α-частиц) — выходит из внешней части солнечной короны и распространяется к границам гелиосферы, постепенно уменьшая ее плотность. Солнечный ветер делится на две составляющие: медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4 -1,6-106 К и расположен вблизи короны в своем составе. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8-105 К, а его состав аналогичен составу фотосферы. Медленный солнечный ветер в два раза плотнее и менее постоянен, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентности.

Заключение

Солнце — источник жизни на земле! Она дает нам энергию для жизни и жизнедеятельности. И если Солнце вскоре начнет двигаться в красную гигантскую стадию, то, скорее всего, всему человечеству придет конец, но у нас еще есть около 4 миллиардов лет, чтобы развить межпланетные путешествия и найти жизнь на других планетах и других системах!

Список литературы

Звезды Апекьяна Т.А. галактики, мегалактики. — Третье издание, разрушитель. М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1985, 415 стр.
Ляхова К.А. Популярная история астрономии и освоения космоса. — Издательский дом «Вече», М. Ляхов К. А. 2004, 495 с.
Хроника Марленского «Звездный атлас образования», М. Издательство, «Просвещение», Москва, 1973 год.
М.Ю. Маров. Планеты Солнечной системы», Издательство «Наука», Москва, 339 стр. 1986.
Н.Н. Степанян. «Мы смотрим на солнце», издано в 1993 году, Государственное издательство, Москва «Наука» 128 страниц.
В.В. Шаронов. «Солнце и его наблюдение», Гостехиздат, Москва, 1944 год.
Шкловский И. С. Звезды: Их рождение, жизнь и смерть. — 3-е издание, прерыватель. М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1985, 384 с.