Дневные звезды реферат астрономия

Обновлено: 04.07.2024

У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СП, Н20 и др.). По мер увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Химический состав звезд

Наличие во Вселенной (в частности в звездах) тяжелых элементов имеет важное значение. Совершенно очевидно, что живая субстанция может быть построена только при наличии тяжелых элементов и их соединений. Общеизвестна роль углерода в структуре живой материи. Не менее важны и другие элементы, например железо, фосфор. Царство живого — это сложнейшие сцепления тяжелых элементов. Мы можем, поэтому со всей определенностью сформулировать следующее положение: если бы не было тяжелых металлов, не было бы и жизни. Поэтому проблема химического состава космических объектов (звезд, туманностей, планет) имеет первостепенное значение для анализа условий возникновения жизни в тех или иных слоях Вселенной.

Энергия, испускаемая элементом поверхности звезды единичной площади в единицу времени, определяется законом Стефана-Больцмана. Поверхность звезды равна 4 R2. Отсюда светимость равна:

Таким образом, если известны температура и светимость звезды, то мы можем вычислить ее радиус.

Считается, что объекты с массами меньшими 0,02 М уже не являются звездами. Они лишены внутренних источников энергии, и их светимость близка к нулю. Обычно эти объекты относят к планетам. Наибольшие непосредственно измеренные массы не превышают 60 М .

Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла.

Для понимания природы звезд важно выявить зависимости между их отдельными характеристиками. Такие связи находятся путем сопоставления соответствующих величин. Так, в начале XX в. датский астроном Э. Герцшпрунг и американский астрофизик Г. Ресселл установили одну из таких зависимостей и представили ее в виде диаграммы, носящей теперь их имена.

Выше главной последовательности в области температур ниже 6000 К расположены звезды, образующие группу красных гигантов (их светимость порядка 102—103 и радиус порядка 10—60 R ) и группу красных сверхгигантов (L 10 L , R 200—300 R ). Звезды горячие (T ЗОООО К) и яркие (L 104 — 106 L , R 40 R ) называются белыми сверхгигантами. Заметьте, что холодных и слабых звезд гораздо больше, чем горячих и ярких.

В левом нижнем углу диаграммы находятся белые карлики (T 10000 К, L 10-4 L , R O,Ol R ).

Звезды — ядерные реакторы

В большинстве термоядерных реакций энергия освобождается при соединении четырех протонов в одно ядро гелия. Такое соединение протонов в ядро гелия может идти разными путями, но конечный результат будет один и тот же.

Опишем сначала протон-протонную реакцию.

Здесь буква v означает нейтрино, а у — гамма-квант. Не вся освободившаяся в результате этой цепи реакций энергия передается звезде, так как часть энергии уносится нейтрино. С учетом этого обстоятельства энергия, выделяемая при образовании одного ядра гелия, равна 26,2 МэВ или 4,2 •10-5 эрг.

Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз и обнаружили при помощи уникальной, дорогостоящей установки. Радиоактивный бериллий Ве весьма неустойчив и быстро распадается на две альфа-частицы. Наконец, последняя, третья ветвь протон-протонной реакции включает в себя следующие звенья: 7Ве после захвата электрона превращается в 7li, который, захватив протон, превращается в неустойчивый изотоп 8Be, распадающийся, как и во второй цепи, на две альфа-частицы.

Перейдем теперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот цикл состоит из шести реакций.

Во втором столбце приводится энергия, выделяющаяся на каждом этапе углеродно-азотной реакции. Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино, возникающих при распаде радиоактивных изотопов 13N и 15О. Нейтрино свободно выходят из звездных недр наружу, следовательно, их энергия не идет на нагрев вещества звезды. Например, при распаде 15О энергия образующегося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательно при образовании одного ядра гелия путем углеродно-азотной реакции выделяется (без учета нейтрино) 25 МэВ энергии, а нейтрино уносят около 5% этой величины.

Основным источником энергии Солнца, температура центральных областей которого близка к 14 миллионам кельвинов, является протон- протонная реакция. Для более массивных, а следовательно, и более горячих звезд существенна углеродно-азотная реакция, зависимость которой от температуры значительно более сильная.

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов).

Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, (что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.

Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.

Мощное ультрафиолетовое излучение звезды — ядра планетарной туманности — будет ионизовать атомы в оболочке, возбуждая их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик.

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на том не остановится. Гравитационные силы в этом случае очень велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате изотопы превращаются в нейтроны способные прилетать друг к другу без всяких промежутков. Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нейтронная звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает — точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли.

Первые пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале правда, ненадолго астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитающих в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы.

Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, — это воистину впечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет. Световой поток, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду.

Такие грандиозные звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые — довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхновых не наблюдали с 1604 г. Может быть, они и были, но остались невидимыми из-за большого количества пыли в Млечном Пути.

ОТ звезды, имеющей массу больше, чем три солнечных, и радиус больше 8,85километра, свет уже не сможет уйти от нее в пространство. Уходящий от поверхности луч искривляется в поле силы тяжести так сильно, что возвращается обратно на поверхность. Кванты света — фотоны — излучаемые телом, возвращаются обратно, как брошенные вверх на земле камни. Никакое излучение не прорывается во внешний мир, чтобы донести весть о печальной судьбе звезды.

Превратившись в черную дыру, небесное тело не исчезает из Вселенной. Оно дает о себе знать внешнему миру благодаря своей гравитации. Черная дыра поглащает световые лучи, идущие от нее на более значительное расстояние. Черная дыра может вступать в гравитационное взаимодействие с другими телами: она может удерживать около себя планеты или образовывать с другой звездой двойную систему.

Солнце играет исключительную роль в жизни Земли. Несколько миллиардов лет назад вокруг него сформировались планеты и в их числе Земля. Впоследствии весь органический мир нашей планеты стал обязан Солнцу своим существованием. Солнце не только источник света и тепла, но и первоначальный источник многих других видов энергии (энергии нефти, угля, воды, ветра). С ним не связаны лишь сейсмические процессы на Земле, небольшой приток тепла из недр Земли, энергия, выделяющаяся в результате лунных приливов и при падении метеоритов, а также ничтожное количество энергии, поступающей на Землю от других небесных тел.

Немного из истории

Солнце — самое знакомое каждому небесное тело. Солнце всегда привлекало к себе внимание людей, но и сегодня ученым приходится признавать, что Солнце таит в себе немало загадок.

Издавна у разных народов Солнце было предметом поклонения. Используя очевидную роль Солнца как источника жизни на Земле, представители церкви способствовали развитию поклонения Солнцу, культу Солнца. Солнце обожествлялось различными народами (Гелиос — греческий бог Солнца, Митра — бог Солнца у персов, Ра — у египтян, Яр или Ярило — у наших предков славян, Молох — у древних карфагенян и др.). Чтобы задобрить могущественного бога Солнца, люди приносили ему в жертву богатые дары, а нередко и человеческие жизни.

В XX в. успешные измерения солнечного параллакса выполнялись при наблюдениях астероидов. Была достигнута значительная точность в определении параллакса Солнца (р =8",790±0",001). Солнечный параллакс измеряли и разнообразными другими методами, из которых наиболее точными оказались радиолокационные наблюдения Меркурия и Венеры, выполненные советскими и американскими учеными в начале 60-хгодов.

Давно ушло в прошлое религиозное поклонение светилу. Сейчас ученые изучают природу Солнца, выясняют его влияние на Землю, работают над проблемой практического применения неиссякаемой солнечной энергии. Важно и то, что Солнце — ближайшая к нам звезда, единственная звезда в Солнечной, системе. Поэтому, изучая Солнце, мы узнаем о многих явлениях и процессах, присущих звездам и недоступных детальному наблюдению из-за огромной удаленности звезд.

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.

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).

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

Образовательный сайт для студентов и школьников

Солнце является типичной звездой, одной из 100 000 000 000 звезд в нашей Галактике. Спектральный класс Солнца G2V, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела оно находится ближе к холодному концу главной последовательности, и относится к классу желтых карликов.

Солнце – центральное светило нашей планетной системы, и физические процессы, протекающие в нем, в значительной степени определяют также физику планет, по крайней мере, ближайших к Солнцу. Среднее расстояние от Земли до Солнца – 150 миллионов километров – свет проходит его за 8 минут.

Имея диаметр почти 1 392 000 км ( примерно в 109 раз больше диаметра Земли) и массу 1.9891х1030кг (это составляет 98% массы солнечной системы), Солнце является мощным источником энергии- источником всей жизни на Земле.

В настоящее время примерно половина водорода в ядре уже выгорела в термоядерных реакциях. Солнце в целом на 92,1% состоит из водорода, 7,8% составляет гелий и 0,01% приходится на углерод, железо и другие элементы.

Каждую секунду 700 млрд тонн водорода сгорает на Солнце. Несмотря на такую огромную скорость потерь, энергии Солнца хватит еще на 5 млрд лет такой жизни (примерно столько же лет Солнцу от рождения).

Закончит свою жизнь Солнце белым карликом.
Средняя плотность кипящего плазменного шара, которым является Солнце, раза в 4 меньше плотности Земли. Фотону требуется миллион лет, чтобы добраться от ядра Солнца до его поверхности.

Сначала энергия передается излучением – примерно 70% пути. Затем начинает работать конвекция- процесс, напоминающий кипение. За конвективной зоной следует слой атмосферы Солнца, называемый фотосферой – это поверхность Солнца, которую мы видим. Толщина фотосферы очень маленькая - ~350 км- это около 1/200 радиуса Солнца.

Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свободно пропускают непрерывное излучение фотосферы. В первом приближении можно считать, что фотосфера испускает непрерывное тепловое излучение как абсолютно черное тело с температурой 6000К.

Практически вся энергия излучения Солнца заключена в излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 А до 0,5 см. В видимой области спектра излучение Солнца почти не зависит от cолнечной активности – наличия на фотосфере пятен и т.д.

Количество энергии, приносимой солнечными лучами за 1 мин на площадку в 1 см2, расположенную вне земной атмосферы на среднем расстоянии от Земли до Солнца, называют солнечной постоянной, ее значение равно 1,4х103 вт/м2. Отсюда можно посчитать, что светимость Солнца равна 3,86х1026 Ватт.

Звезды типа Солнца – стационарные звезды с термоядерным источником энергии – не меняют своей светимости в течение многих миллионов лет. Все же следует заметить, что изменения солнечной постоянной могут составлять доли процента в зависимости от солнечной активности.

До изобретения радио и запуска космических телескопов, которые позволили наблюдателям освоить всю шкалу электромагнитных волн, от самого жесткого гамма излучения, рентгена и ультрафиолета до метровых радиоволн, единственным свидетельством переменности солнечной активности было изменение количества пятен на фотосфере – оно меняется с периодом в 11 лет.

В настоящее время Солнце находится на пике активности.
На самом деле полный магнитный цикл Солнца составляет 22 года – за это время происходит полная переполюсовка магнитного поля Солнца, и пятна, которые представляют собой места выхода магнитного поля из-под фотосферы, возвращаются на свои места.

Список использованной литературы:

Это не звёзды, но выглядит забавно и снято случайно на камеру, о которой речь идёт в статье =)

К сожалению, мы живём в таком странном месте, что за всю осень и зиму у нас было около 20 часов чистого неба и в большинстве случаев эти часы приходились на дневное время. Поэтому, съёмка звёзд днём — это хотя бы небольшая возможность утолить жажду к астрономии.

К нам в руки попали две уникальные камеры, которые потенциально могут видеть звезды днём. Камеры работают в различных диапазонах. Одна камера: VC1300HDR – черно-белая камера видимого диапазона, вторая VSM320 – камера ближнего ИК-диапазона (0.9-1.8мкм). Обе камеры разработаны и изготовлены в России, алгоритмы обработки, несмотря на их кажущуюся простоту, являются интеллектуальной собственностью производителей устройств.

В общих чертах постараемся пояснить, что ограничивает возможность видеокамеры обнаружить звезду днём – это, конечно же, огромная фоновая засветка неба, которая чем ближе к Солнцу – тем больше. При попытке снять небо непосредственно, экспозиция каждого отдельного кадра оказывается настолько короткой, что сигнал от звезды оказывается очень слабым. Таким образом, яркий фон неба является основным ограничением при съёмке. Какие способы доступны для уменьшения фона неба? Как ни странно, нужно уменьшать светосилу объектива. При постоянной апертуре (диаметре зеркала или передней линзы) уменьшение светосилы достигается увеличением фокусного расстояния.

Это ограничения со стороны физики процесса: желательно уменьшать поле зрения.

Что же ограничивает возможность наблюдения со стороны техники? Основное, что ограничивает видеокамеру в её обнаружительной способности – это ёмкость в электронах фоточувствительного элемента. Если ёмкость маленькая, вы вынуждены уменьшать экспозицию, чтобы не получить белый кадр без информации. Чем короче экспозиция, тем меньше вы получаете информации при наблюдении, тем меньше соотношение сигнал/шум.

Таким образом, ограничение с стороны техники – ёмкость пикселя камеры.

Откуда же берётся шум? Ведь кажется, что можно взять самую лучшую малошумящую камеру, снять кусочек неба и потом аккуратно по уровню яркости обработать, и там, где уровень яркости превысит средний уровень, и будет звезда? Но это не так. Шум, обусловленный квантовой природой света, называется фотонным шумом и описывается распределением Пуассона, самым важным свойством которого для нас оказывается величина дисперсии распределения принятого сигнала, которая равна корню из количества накопленного заряда. Таким образом, если у вас в ячейке накопилось 10 000 электронов, то фотонный шум будет корень из этой величины или 100е, и соотношение сигнал/шум будет равно 100. Для ёмкости пикселя в 1 000 000е, фотонный шум будет равен 1000е, и сигнал/шум (как уровень максимально возможно накопленного сигнала к фотонному шуму) так же 1000. При увеличении ёмкости пикселя увеличивается достижимое соотношение сигнал/шум. Для того, чтобы обнаружить звезду, необходимо накопить количество сигнала, в общем случае превышающий уровень фотонного шума. Как было показано выше, при увеличении времени накопления в сто раз, фотонный шум растёт только в 10 раз, а сигнал от звезды будет расти почти пропорционально, то есть так же в 100 раз.

Основным выводом данного рассуждения является то, что ёмкость фоточувствительного элемента оказывает решающее значение. В большинстве случаев ёмкость фотоэлементов бытовых камер не превышает 20000е, а камер для научного применения 100 000е.

Ёмкость фото элемента камеры VC1300HDR заявлена в 2.4млн электронов.
Ёмкость фото элемента камеры VS320 около 3.5млн электронов.
Большая ёмкость делает эти камеры потенциально пригодными для дневной астрономии.

Так как дорогой читатель уже заждался картинок, то дальше текста будет поменьше.

Камера видимого диапазона, разрешение: 640х512, телескоп Ньютон 200мм, без светофильтров, вся обработка производится внутри камеры. Условия съёмки: 8 февраля 2018 года, широта 58'31', долгота 31'16, время с 10.30 до 12 дня, все съёмки производились в видео режиме на 25Гц.

Альфа Персея (Мирфак), зв.в.=1,8m., время съёмки T=11:34

Гамма Персея, 3.0m, T=11:34

Дельта Персея, 2.9m, T=10:38

Пси Персея, 4.3m, T=10:38

Для желающих посмотреть исходные видео (без купюр, сжатия и смс)), ссылки: раз и два. Ну и метеосводка на время съёмки…

Фото камеры на телескопе. Пусть настоящие астрономы нас пожурят, но было очень холодно, поэтому снимали прямо с балкона, даже не открывая окно… Брррр… )

Камера ближнего ИК-диапазона, VSM320, разрешение 320х256, телескоп Ньютон с корректором A=114мм, F=1000мм, без светофильтров, вся обработка производится внутри камеры. Условия съёмки: 16 января 2018 года, широта 58'31', долгота 31'16, время с 14.00 до 16 дня, все съёмки производились в видео режиме на частоте 25Гц.

SAO75151(Хамаль альфа Овна), 2m, Т=14:11. Видео.

SAO38559 и SAO38551, 6m и 6,9m, T=15:32. Видео.

SAO38890, SAO38937, SAO38917; 4.35m, 6.6m, 5,45m (синий класс звезды), Т=16:03. Видео.

Ну и метеосводка на время съёмки…

Таким образом, можно отметить, что представленные камеры действительно справляются с задачей обнаружения звёзд днём и позволяют производить дневные астрономические наблюдения даже в условиях сильной засветки. Следует отметить, что камера ближнего ИК-диапазона, несмотря на меньшее разрешение и незначительно большую ёмкость фотоэлемента, обладает заметно лучшей обнаружительной способностью, правда лучше по оранжевым и красным объектам.

Теперь можно и задаться вопросом: а зачем это может понадобиться?

Ну, во-первых, если потребуется, можно поработать днем по звёздам или другим космическим объектам и обеспечить их сопровождение. А во-вторых, открывается возможность работать по атмосферным объектам днём.

Приведём несколько уникальных примеров оптической локации, снятых на камеру VC1300, поле зрения 12х10градусов, частота кадров 25Гц (материалы из архива 2014года).

Оптическая локация, магистральные самолёты на дальности более 100км (частота уменьшена, исходная частота 25гц). Черные точки – это птицы. Полное видео по ссылке.

Вот данные Flightradar:

И расстояние по Яндексу:

При этом следует отметить: несмотря на то, что магистральные самолёты кажутся большими, диаметр фюзеляжа не превышает 4 метров. Что на дальности 100км даёт изображение самолёта размером значительно меньше пикселя (для достаточно широкого угла зрения, как на видео).

Ну и небольшой бонус для тех, кто дочитал статью до конца =) ещё один примечательный пример оптической локации, уже по птицам (частота кадров понижена):

И это также стая птиц:

Надеемся, что данная статья была полезна и смогла наглядно показать особенности и трудности, с которыми сталкивается дневная астрономия, а также нам удалось продемонстрировать применение уникальных видео средств для задач оптической локации.

Хочу выразить огромную благодарность коллегам, которые помогли собрать, отснять и обработать материал, а также организациям, предоставившим камеры, архивные материалы и разрешение на публикацию.

Читайте также: