Головна

активність Сонця

  1.  А) Активність і її спосіб трансценденції акту
  2.  активність
  3.  активність
  4.  АКТИВНІСТЬ ВОДИ
  5.  Активність води і стабільність харчових продуктів
  6.  Активність як суб'єктивне відображення
  7.  активність спілкування

Як вже говорилося, глобальні характеристики Сонця практично не змінювалися протягом декількох мільярдів років. Однак локальні можуть зазнавати тимчасові флуктуації. Загальною причиною зародження і формування тих чи інших утворень на Сонце є магнітне поле. Зупинимося коротко на окремих проявах нестаціонарності Сонця. Надалі ця інформація буде важлива для розуміння деяких процесів в зірках.

плями - Це темні освіти на поверхні Сонця. Розміру їх від декількох сотень кілометрів до десятків тисяч і навіть до ста тисяч кілометрів (рис. 17,18). Вже та обставина, що пляма виглядає як темне освіту на поверхні Сонця, підказує, що температура речовини в плямі менше, ніж в оточувала його області. Вимірювання показали, що яскравість плями приблизно раз в 10 менше яскравості сусідніх областей. Тоді за законом Стефана-Больцмана температура в плямі , Тобто дійсно приблизно на дві з половиною тисячі градусів менше. Питається: яка причина привела до такого значного (нехай і локального) зниження температури? Відповідь на це питання така: внаслідок вельми складних магнитогидродинамических процесів на Сонці формуються магнітні джгути або магнітні силові трубки. Плями утворюються там, де ці силові трубки виходять на поверхню Сонця (див. Рис. 19). Який зв'язок між магнітним полем і темними плямами? Справа в тому, що сила Лоренца, що діє на частинки речовини Сонця (а треба врахувати, що воно - хороший провідник), перешкоджає руху речовини поперек силовий трубки (чому?). Тому речовина, захоплене силовий трубкою, може рухатися лише уздовж неї. З цієї причини не відбувається перемішування речовини всередині трубки з речовиною поза нею. Речовина всередині трубки остигає, не отримуючи енергію ззовні, і коли воно разом з силової трубкою виходить на поверхню. то це і проявляється у вигляді темних плям. Як можна перевірити таке пояснення? Очевидно, для цього слід було б виміряти напруженість магнітного поля в плямі і поза ним. Така можливість існує *. Виявилося, що напруженість магнітного поля Сонця поза плями приблизно 1 гаус(гс), Що приблизно в два рази більше напруженості магнітного поля Землі. Напруженість ж магнітного поля в плямі досягає декількох тисяч гс. Зареєстровано випадок, коли напруженість поля в гігантському плямі була близько 5000 гс. Таким чином, дійсно природа плям пов'язана з магнітним полем (рис. 20).

хромосферні спалаху - Найбільш потужні прояви сонячної активності. Спалахи відбуваються поблизу кордону розділу полярності магнітного поля між плямами. При цьому енергія магнітного поля дуже швидко, протягом буквально декількох хвилин переходить в тепло, нагріваючи газ до десятків мільйонів градусів. Процес має характер вибуху. Виділяється величезна кількість енергії у вигляді різного роду електромагнітного випромінювання від рентгенівського до радіо. Відбувається прискорення до дуже великих швидкостей заряджених частинок. Так утворюються сонячні космічні промені. Ці спалахи роблять сильний вплив на геофізичні явища.

протуберанці - Це активні освіти у вигляді арок в самій зовнішньої області - короні. Довжина їх може досягати порядку декількох сотень тисяч кілометрів (рис. 21).

Дослідження показали, що ступінь активності Сонця, яка характеризується кількістю плям, періодично змінюється з періодом, рівним 11 років. З цим періодом змінюється і загальна полярність магнітного поля Сонця.

завдання №20. Розрахувати стаціонарне ізотермічний безперервне витікання газу із зірки (завдання Е. Паркера про зоряне вітрі).

Рішення: Другий закон Ньютона для суцільного середовища (або рівняння Ейлера) виглядає наступним чином:

,

де  - Маса елемента обсягу газу, u - швидкість цього елемента, вираз для и см. §13. Підставляючи, отримаємо:

.

Тут r - відстань від центру зірки, M - маса зірки. З огляду на, що d/dt - повна похідна, запишемо: . Стационарность течії означає, що u/ ¶t = 0. Остаточно другий закон Ньютона для стаціонарного течії набуває вигляду:

З умови збереження речовини в сферично симетричному перебігу rur2 = Const, або d(rur2) /dr = 0. Нарешті, рівняння стану Менделєєва-Клапейрона

,

де T - температура газу. Величина a = (kT / mH)1/2 = const (no умові изотермичности) - називається ізотермічної швидкістю звуку. Цю систему рівнянь можна звести до одного рівняння:

За умовно безперервності течії в точці r = ra , Де u = a (так звана звукова точка), права частина повинна дорівнювати нулю .

З урахуванням цього рішення рівняння має вигляд:

,

де A - константа інтегрування. Визначимо її з умови, що u = a при
 r = ra
. тоді A = -3. Якісна залежність u(r) приведена на рис. 22.

завдання №21. Оцінити швидкість сонячного вітру на радіусі земної орбіти, поклавши T ~ 106 K - Температура в короні.

Рішення: A » 80 км / с, ra »107 км. позначимо  . тоді . Це рівняння можна вирішити методом послідовних наближень: ; ; .
Якщо обмежитися цим, то .

відповідь: .

зірки

Зірка - найважливіша структурна одиниця у Всесвіті, в них міститься значна частина видимої речовини. У зірках відбуваються фундаментальні процеси, які відіграють виняткову роль в "життя" галактик.

Наше завдання - з'ясувати, як влаштовані зірки, ніж одні відрізняються від інших, як вони еволюціонують. Становленню наших уявлень про будову зірок передували тривалі спостереження. Варто сказати, що розвиток будь-якої галузі науки можна розділити на три періоди. Перший період - накопичення і класифікація даних і встановлення тих чи інших закономірностей. Другий період - пояснення цих закономірностей. Третій - пророкування нових закономірностей на основі розроблених моделей, пошук цих закономірностей і уточнення моделей. Сказане чітко простежується на прикладі розділу Зірки.

Вся інформація про зірок отримана з аналізу випромінювання зірок. Тому знайомство з зірками слід почати з обговорення характеристик зоряного випромінювання. Власне кажучи, їх дві: інтегральна характеристика - зоряна величина, яка пов'язана з світність зірки, і диференціальна - спектр зірки.




 закони Кеплера |  Рух Землі навколо Сонця |  сонячна система |  Хімічний склад Землі |  вік Землі |  Окраїна сонячної системи |  Загальні відомості про Сонце |  Температура поверхні Сонця |  Умови в надрах Сонця |  Проблема джерел енергії Сонця |

© 2016-2022  um.co.ua - учбові матеріали та реферати