Солнце ближайшая звезда реферат

Обновлено: 05.07.2024

Солнце - центральное тело Солнечной системы представляет собой очень горячий плазменный шар. Солнце - ближайшая к Земле звезда. Свет от него доходит до нас за 8,3 минуты. Солнце решающим образом повлияло на образование всех тел Солнечной системы и создало те условия, которые привели к возникновению и развитию жизни на земле. Ещё задолго до наступления НТР люди наблюдали Солнце. Они знали его животворную силу, почитали и поклонялись ему как богу. Кроме того, люди использовали его для исчисления времени.

Культовые сооружения в древние времена строились большей частью так, чтобы по ним можно было определить точки восхода и захода Солнца в начале весны и лета.

2. Всегда ли существовало Солнце?

Наше Солнце светит уже много млн. лет. Сегодня известно, что оно возникло вместе с планетами своей системы из большого холодного облака газа и пыли. Сначала образовалось сферическое облако, которое, сжимаясь, вращалось всё быстрее. Под действием центробежных сил оно превратилось в диск. Почти всё вещество облака сгустилось в центре этого диска в большой шар. Именно так, по-видимому, возникло Солнце. По краям диска сформировались меньшие небесные тела, планеты и луны. Только что родившееся Солнце сначала было холодным, но оно всё время сжималось, становясь, становясь при этом горячее и горячее. Так родилась новая звезда. Она окружена планетами. Есть среди них и ЗЕМЛЯ. Благодаря Солнцу на ней появилась жизнь.

3. Как устроено Солнце.

4. Солнечная активность.

Сильный источник теплового радиоизлучения – Солнце. В периоды повышенной солнечной активности появляется радиоизлучение нетеплового характера. Нетепловое радиоизлучение наблюдается и у планет Солнечной системы. На некоторых больших планетах, особенно на Юпитере, происходят сильные всплески нетеплового радиоизлучения – облака ионизированного межзвездного газа. Солнечная активность – совокупность явлений, периодически возникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесно связаны с магнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области начинается с постепенного увеличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. В соответствующих местах хромосферы вскоре после этого наблюдается увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие области называют флоккулами. Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т.е. несколько глубже). При этом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете - факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, является следствием увеличивающейся до нескольких десятков эрстед напряженности

Магнитного поля. Через 1 -2 дня после появления флоккула в активной области появляются солнечные пятна в виде маленьких черных точек – пор. Многие из них вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за два – три дня превращаются в крупные темные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из темной центральной части – тени и волокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен – наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряженности, в несколько тысяч эрстед. В целом пятно представляет собой выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля, целиком заполняющих одну или несколько ячеек хромосферной сетки. Верхняя часть трубки расширяется, и силовые линии в ней расходятся, как колосья в снопе.

Поэтому вокруг тени магнитные силовые линии принимают направление, близкое к горизонтальному. Полное, суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитного поля и уравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается в меньшим, чем в фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящие энергию из глубины вверх. Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000 К. Пятно как бы охлажденная и скованная магнитным полем яма в солнечной фотосфере.

Большей частью пятна возникают целыми группами, в которых, однако, выделяются два больших пятна. Одно, небольшое, - на западе, а другое, чуть поменьше, - на востоке. Вокруг и между ними часто бывает множество мелких пятен. Такая группа пятен называется биполярной, потому что у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из – под фотосферы, оставив концы где-то в ненаблюдаемых , глубоких слоях. То пятно, которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет северную полярность, а то, в области которого силовые линии входят обратно под фотосферу, - южную.

Самое мощное проявление солнечной активности – это вспышка. Они происходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути вспышка - это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинного плазменного жгута или ленты. Длина такого образования составляет десятки, и даже сотни тысяч километров. Общее количество энергии, выделяющееся в результате взрыва, может составлять в зависимости от его силы от 100000000000000000000 до 10000000000000000000000000 Дж. Продолжается вспышка обычно около часа.

Мощность энерговыделения 1 г. вещества в области вспышки в среднем в десять в двенадцатой степени раз больше, чем мощность энерговыделения 1 г.вещества всего Солнца. Это говорит о том, что источник энергии вспышек отличается от источника энергии всего Солнца. Хотя детально физические процессы, приводящие к возникновению вспышек, еще не изучены, ясно, что они имеют электромагнитную природу. Основной жгут вспышки обычно располагается вдоль нейтральной линии магнитного поля – направления, разделяющего области различной полярности. При некоторых условиях возникает неустойчивость, магнитные поля вблизи нейтральной линии сильно сближаются, сливаются и нейтрализуются (аннигилируют). При этом энергия магнитного поля переходит в другие формы: в излучение, тепло и кинетическую энергию движущихся газов. В электромагнитное излучение переходит примерно половина всей энергии. Это излучение может наблюдаться в видимых ультрафиолетовых, рентгеновских лучах и даже гамма – лучах. Особенно много энергии излучается в красной спектральной линии водорода, в которой вспышки чаще всего и наблюдаются при помощи узкополосных светофильтров. Энергия, излучаемая вспышкой в коротковолновой области спектра, состоит из ультрафиолетовых и рентгеновских лучей. Эти лучи испускаются очень сильно ионизованными атомами. Например, во время некоторых вспышек наблюдалось рентгеновское излучение, характерное для атома железа, лишенного 25 электров, которые, по сути дела, представляет собой атомное ядро, обладающее подобно водороду, только одним электроном!

Другая половина энергии вспышки идет на ускорение, иногда до релятивистских скоростей, элементарных частиц, главным образом электронов и протонов. Поток таких частиц добавляется во время вспышек к общему потоку космических лучей, наблюдаемых вблизи Земли. Сталкиваясь с другими атомами, энергетические ядра вызывают их необычайно сильную рентгеновскую ионизацию, а в некоторых случаях проникают даже через электронные оболочки атомов и приводят к ядерным превращениям, сопровождающимся испусканием гамма – квантов. Как и всякий сильный взрыв, вспышка порождает ударную волну, распространяющуюся как вверх в корону, так и горизонтально вдоль поверхностных слоёв солнечной атмосферы. Излучение солнечных вспышек оказывает особо сильное воздействие на верхний слой земной атмосферы и ионосферу и приводит к возникновению целого комплекса геофизических явлений. Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы – сравнительно плотные облака газов, возникающие в солнечной короне или выбрасываемые в нее из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струями и потоками более плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживается прогнувшимися под его тяжестью силовыми линиями магнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различных типов протуберанцев. Области Солнца, в которых наблюдаются интенсивные проявления солнечной активности, называются центрами солнечной активности. Общая активность Солнца, характеризуемая количеством и силой проявления центров солнечной активности, периодически изменяется. Обычно пользуются наиболее простым и раньше всех введенным индексом солнечной активности – числами Вольфа(W). Числа Вольфа пропорциональны сумме полного числа пятен, наблюдаемых в данный момент на Солнце(f), и удесятеренного числа групп, которые они образуют(g).

Где R– коэффициент, учитывающий качество инструмента и производимых с его помощью наблюдении. Эпоху, когда количество центров активности наибольшее, считают максимумом солнечной активности, а когда их совсем нет или почти нет – минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом в 11 лет. Это составляет 11 циклов солнечной активности.

5. Строение Солнца:

а) Солнечная Корона

Солнечная Корона – самые внешние, очень разряженные слои атмосферы Солнца. Во время полной фазы солнечного затмения вокруг диска Луны, который закрывает от наблюдателя яркую фотосферу, внезапно как - бы вспыхивает лучистое жемчужное сияние. Это на несколько секунд становится видимой солнечная Корона. Важной особенностью короны является ее лучистая структура. Лучи бывают различной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. После изобретения коронографа, солнечную корону можно наблюдать вне затмений. Общая форма короны меняется с фазами цикла солнечной активности: в годы максимума корона почти сферична, в годы минимума она сильно вытянута вдоль экватора. Корона представляет собой сильно разреженную высокоионизированную плазму с температурой 1 – 2 млн. градусов. Причина столь большого нагрева солнечной короны связана с волновыми движениями, возникающими в конвективной зоне Солнца. Это связано с тем, что находящиеся в короне свободные электроны, возникающие в результате сильной ионизации газов, рассеивают излучения, приходящие от фотосферы.

б) Фотосфера.

в) Хромосфера.

Хромосфера - внешняя область атмосферы Солнца. Яркость хромосферы во много раз меньше яркости фотосферы. Из-за рассеяния солнечного света в земной атмосфере эти слабосветящиеся внешние оболочки не удается видеть вне затмения без специальных приспособлений.

Хромосфера простирается до высоты 10 – 14 тыс. км. В самых нижних слоях температура около 5000 К, она начинает постепенно расти, достигая в верхних слоях атмосферы (от 20000 до 50000 К). В хромосфере наблюдаются самые мощные и быстроразвивающиеся процессы, называемые вспышками.

6. Служба Солнца.

Сильная зависимость жизни всей Земли от деятельности Солнца и особенно воздействие проявлений солнечной активности на состояние верхних слоёв земной атмосферы определяют большое значение контроля за состоянием Солнца для практической деятельности людей. Радиационная опасность для космонавтов, возникающая во время солнечных вспышек, требует постоянного наблюдения этих явлений и поисков способов их предсказаний. Связанные со вспышками нарушение связи, магнитные бури представляют серьезные препятствия для навигации судов и пилотирования самолетов. Существует зависимость важнейших биологических процессов от солнечной активности. Для решения подобных задач в международном масштабе организована система непрерывных наблюдений Солнца, называемая службой Солнца. В этих наблюдениях участвуют все крупные астрофизические обсерватории, а также множество специальных станции . Они расположены почти равномерно по всем географическим долготам с тем, чтобы обеспечивалось непрерывная слежение за Солнцем, по возможности не слишком зависящее от погодных условии.

Основные задачи службы Солнца – регистрация центров солнечной активности (например, определение ежедневных чисел Вольфа и др.), а также всех солнечных вспышек. Собранные материалы сопоставляются с данными геофизических исследований. Для более эффективного решения проблем, связанных с солнечно-земными связями, организуется специальные международные комплексные программы исследовании, выполняемые в определенные периоды времени, например международный геофизический год, год спокойного Солнца и т.д.

7. Солнечное затмение.

Если Луна оказывается между Солнцем и Землей в новолуние, тогда случаются солнечные затмения. При полном затмении Луна совсем закрывает солнечный диск. Среди бела дня вдруг на несколько минут наступают сумерки и невооруженному глазу становятся видны слабо светящаяся корона Солнца и ярчайшие звезды.

8. Конец Солнца.

Мы знаем, что Солнце имело запас топлива на 10-11 млрд. лет. Для того, чтобы точно предсказать, сколько еще будет светить Солнце, мы должны знать, какую часть жизни оно уже прожило. Если подсчитать, что метеоритам и лунным камням не более 5 млрд. лет, значит таков возраст Солнца. В конце своей жизни Солнце не будет просто медленно остывать, как думали раньше, Звезды не умирают тихо, а заканчивают существование в борьбе со смертью. Когда полностью выгорит солнечное ядро, атомный огонь начнет медленно пожирать внешние слои звезды. Солнце начнет увеличиваться в размерах и превратится в огромную красную звезду. Оно поглотит Меркурии и Венеру и нагреет Землю до большой температуры. Жизнь исчезнет, вода испарится из рек и океанов. Затем во внешних слоях Солнца возникнет новый источник энергии: из гелия - тяжелые атомы. Внешняя оболочка будет сброшена, а ядро сожмется до белого карлика. Но Солнце не останется в состоянии белого карлика , а закончит жизнь в виде черной дыры.

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

Для учеников 1-11 классов и дошкольников
Бесплатные сертификаты учителям и участникам

Выберите документ из архива для просмотра:

Выбранный для просмотра документ Доклад.docx

Доклад по астрономии

Выполнил ученик 9 класса

Кирюхин Кирилл 15 лет

информатики и математики

Заключение. Солнечно-земные связи ………………………………………….10

Как долго проживет Солнце. 11

Список используемой литературы………………………………………………..12

Все мы живем на Земле – небольшой планете, затерянной в бескрайних просторах Вселенной. Все мы живем под одним и тем же небом – снова и снова манящим к себе. В ясную ночь там можно увидеть несколько тысяч звезд; а сколько миллиардов миров скрывается за полосой Млечного Пути? Неудивительно, что люди тысячелетиями поднимают головы вверх в надежде разгадать тайны Урании – древнегреческой музы астрономии.

1. Исследовать основные характеристики Солнца, а также познакомиться с его строением.

2. Ознакомиться с основными понятиями, связанными с процессами, протекающими на Солнце.

3. Установить Солнечно-Земные связи

Характеристика Солнца

Солнце – центральное и самое массивное тело Солнечной системы. Это звезда, около которой есть планеты, содержащие много тяжелых элементов. Это звезда, которая образовалась после взрывов, она богата железом и другими элементами. Около которой смогла сформироваться такая планетная система, на третьей планете которой – Земле – возникла жизнь.

Пять миллиардов лет – возраст нашего Солнца. За счет чего оно светит? Какова структура и дальнейшая эволюция Солнца? Какое влияние оказывает Солнце на Землю?
Среднее расстояние от Земли до Солнца, т.е. большая полуось орбиты Земли, составляет 149,6 млн. км = 1 а.е. (астрономическая единица).

Размеры солнца очень велики. Его масса в 333 000 раз больше массы Земли и в 750 раз превышает массу всех других планет, вместе взятых. Солнце - мощный источник энергии, постоянно излучаемой им во всех участках спектра электромагнитных волн - от рентгеновских и ультрафиолетовых лучей до радиоволн. Это излучение оказывает сильное воздействие на все тела Солнечной системы: нагревает их, влияет на атмосферы планет, дает свет и тепло, необходимые для жизни на Земле.

Впервые вращение Солнца наблюдал Галилей по движению пятен по поверхности. Различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами. Так точки на экваторе имеют период около 25 суток, на широте 40° период вращения равен 27 суток, а вблизи полюсов – 30 суток. Это доказывает, что Солнце вращается не как твердое тело, скорость вращения точек на поверхности Солнца уменьшается от экватора к полюсам.

Строение Солнца.

Как и все звезды, Солнце – раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия. Число атомов всех остальных элементов, вместе взятых, примерно в 1000 раз меньше. Однако масса этих более тяжелых элементов составляет 1-2% массы Солнца.

На Солнце вещество сильно ионизировано, т.е. атомы потеряли свои внешние электроны и вместе с ними стали свободными частицами ионизированного газа – плазмы.

Средняя плотность солнечного вещества равна . Это значение соизмеримо с плотностью воды и в тысячу раз больше плотности воздуха у поверхности Земли. Однако в наружных слоях Солнца плотность в миллионы раз меньше, а в центре – в 100 раз больше, чем средняя плотность.

Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создается огромное давление.

Точные расчеты, учитывающие рост плотности и температуры к центру, показывают, что в центре Солнца плотность газа составляет около 1,5 кг/ (в 13 раз больше, чем у свинца!), давление – около 2 Па, а температура – около 15 000 000 К.

При такой температуре ядра атомов водорода (протоны) имеют очень высокие скорости (сотни километров в секунду) и могут сталкиваться друг с другом, несмотря на действие электростатической силы отталкивания. Некоторые столкновения завершаются ядерными реакциями, при которых из водорода образуется гелий и выделяется большое количество теплоты. Эти реакции являются источником энергии Солнца на современном этапе его эволюции. В результате количество гелия в центральной области Солнца постепенно увеличивается, а водорода - уменьшается.

В зависимости от значения температуры и характера определяемых ею процессов, все Солнце условно можно разделить на 4 области:

Внутренняя, центральная область (ядро), где давление и температура обеспечивают протекание ядерных реакций;

Атмосфера, начинающаяся сразу за конвективной зоной и простирающаяся далеко за пределы видимого диска Солнца. Нижний слой атмосферы включает тонкий слой газов, который воспринимается нами как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо при помощи специальных приборов.

Солнечный спектр

На 1 обращенной к Солнцу поверхности площадки в окрестностях Земли ежесекундно поступает 1400 Дж энергии, переносимой солнечным электромагнитным излучением.

Эта величина называется солнечной постоянной . Иными словами, плотность потока энергии солнечного излучения составляет 1,4 кВт/ . Спектр Солнца непрерывный, в нем наблюдается множество темных фраунгоферовых линий .

Фраунгофер был первым, кто описал темные линии на фоне непрерывного спектра в 1814 году. Эти линии в спектре Солнца образуются в результате поглощения квантов света в более холодных слоях солнечной атмосферы.
Фотосфера

Наблюдаемое излучение Солнца возникает в его тонком внешнем слое, который называется фотосферой . Толщина этого слоя 700 км.

На поверхности Солнца можно разглядеть много деталей. Вся фотосфера Солнца состоит из светлых зернышек, пузырьков. Эти зернышки называются гранулами . Размеры гранул невелики, 1000–2000 км, расстояние между ними – 300–600 км. На Солнце наблюдается одновременно около миллиона гранул. Каждая гранула существует несколько минут. Гранулы окружены темными промежутками, как бы сотами. В гранулах вещество поднимается, а вокруг них – опускается. Грануляция – проявление конвекции в более глубоких слоях Солнца.

Гранулы создают общий фон, на котором можно наблюдать несравненно более масштабные образования, такие, как протуберанцы, факелы, солнечные пятна и др.

Размеры хромосферы 10–15 тысяч километров, а плотность вещества в сотни тысяч раз меньше, чем в фотосфере. Температура в хромосфере быстро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов. Рост температуры объясняется воздействием магнитных полей и волн, проникающих в хромосферу из зоны конвективных движений. Здесь нагрев происходит, как в микроволновой печи, только гигантских размеров.

На краю хромосферы наблюдаются выступающие язычки пламени – хромосферные спикулы , представляющие собою вытянутые столбики из уплотнённого газа. Температура этих струй выше, чем температура фотосферы.

Под поверхностью

Солнце – раскалённый газовый шар, температура в центре которого очень высока, настолько, что там могут происходить ядерные реакции. В центре Солнца температура достигает 15 миллионов градусов, а давление в 200 миллиардов раз выше, чем у поверхности Земли. Газ сжат здесь до плотности около 1,5∙105 кг/м 3 (тяжелее железа).

Солнце – сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Плотность и давление быстро нарастают вглубь; рост давления объясняется весом всех вышележащих слоев. В каждой внутренней точке Солнца выполняется условие гидростатического равновесия. Это означает, что давление на любом расстоянии от центра уравновешивается гравитационным притяжением.

В центральной области с радиусом примерно в треть солнечного ядра происходят ядерные реакции. Пока температура высока – больше 2 миллионов градусов, – энергия переносится лучистой теплопроводностью, то есть фотонами.

Солнечная корона

Самая внешняя, самая разреженная и самая горячая часть солнечной атмосферы – корона . Она прослеживается от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов. Несмотря на сильное гравитационное поле Солнца, это возможно благодаря огромным скоростям движения частиц, составляющих корону. Корона имеет температуру около миллиона градусов и состоит из высокоионизированного газа. Возможно, причиной такой высокой температуры являются поверхностные выбросы солнечного вещества в виде петель и арок. Миллионы колоссальных фонтанов переносят в корону вещество, нагретое в глубинных слоях Солнца.

Вспышки и протуберанцы.

Корональные петли и арки высотой в сотни тысяч километров состоят из отдельных тонких петелек, скрученных друг с другом, как нити в веревке. Выбросы плазмы из глубинных слоев Солнца, согласно последним исследованиям, являются основной причиной разогрева солнечной короны.

Солнечные пятна

Пятна на Солнце – очевидный признак его активности. Это более холодные области фотосферы. Температура пятен около 3500 К, поэтому на ярком фоне фотосферы (с температурой около 6000 К) они кажутся темнее. Образование пятен связано с магнитным полем Солнца. Небольшие пятна имеют в поперечнике несколько тысяч километров. Размеры крупных пятен достигают 100 000 км; такие пятна существуют около месяца.

Солнечный ветер

Солнечный ветер — поток ионизированных частиц (в основном гелиево - водородной плазмы ), истекающий из солнечной короны со скоростью 300—1200 км/с в окружающее космическое пространство. Является одним из основных компонентов межпланетной среды .

Множество природных явлений связано с солнечным ветром, в том числе такие явления космической погоды , как магнитные бури и полярные сияния .

Солнечно - земные связи

Солнце не только освещает и согревает Землю. Проявлениям солнечной активности сопутствует возникновение целого ряда геофизических явлений. Потоки заряженных частиц, ускоренные во вспышках, влияют на магнитное поле Земли и вызывают магнитные бури, которые приводят к проникновению заряженных частиц в более низкие слои атмосферы, отчего и возникает полярное сияние. Коротковолновое излучение Солнца усиливает ионизацию верхних слоев земной атмосферы (ионосферы), что сильно влияет на условия распространения радиоволн, иногда нарушая радиосвязь. Оказалось, что активные процессы на Солнце, влияя на атмосферу и магнитное поле Земли, косвенным образом воздействует и на сложные процессы органического мира – как животного, так и растительного. Эти воздействия и их механизм в настоящее время исследуется учеными.

Как долго проживет Солнце?

Каждую секунду Солнце перерабатывает 600 млн. тонн водорода, производя около 4 млн. тонн гелия. Сопоставляя такую скорость с массой Солнца, возникает вопрос: как долго просуществует наше светило? Ясно дело, Солнце не будет существовать вечно, хотя впереди у него еще очень долгая жизнь. На переработку половины своего водородного топлива у него ушло 5 млрд. лет. В последующие годы Солнце будет постепенно увеличиваться в размере и разогреваться. Когда весь водород в центральном ядре Солнца израсходуется (т. е. еще примерно через 5 млрд. лет), оно будет в три раза больше, чем теперь. Все океаны Земли выкипят, и сама планета превратится в сгусток лавы.

В глубине Солнца ядра гелия будут комбинироваться, образуя ядра углерода, и в конечном счете Солнце остынет, превратившись в шар ядерных отходов, т. е. в белый карлик.

Для астрофизиков Солнце – это всего лишь заурядная звезда малого размера. Однако вокруг неё обращается 9 планет, на одной из которых развилась жизнь.

В этом смысле Солнце не имеет себе равных!

Солнце - основной источник света и тепла на нашей планете.

Без Солнца жизнь на Земле невозможна!

Список используемой литературы

1. Энциклопедия для детей. Астрономия. – М.: Аванта+, 2005 год.

2. Г.А. Гуреев. Земля и небо. – М.:Сашко, 1993 год.

3. Л. Алексеева. Небесные сполохи и земные заботы. – М.: Мир, 2009 год.

4. Н.П. Русин, Л.Л. Флит. Солнце на земле. – М.: Тригон, 2003 год.

5. Ф.Л. Уилл. Семья Солнца – Сп-Б.:Художественная литература, 1995 год.

6. Е.П. Левитан. Учебник астрономии для 11-х классов. – М.: Просвещение, 1994 год.

Солнце – ближайшая к нам звезда. Расстояние до него по астрономическим меркам невелико: лишь 8 минут идет свет от Солнца до Земли. Но как повезло нам, жителям Земли!

Солнце – это не заурядный желтый карлик, как раньше было принято говорить. Это звезда, около которой есть планеты, содержащие много тяжелых элементов. Это звезда, которая образовалась после взрывов сверхновых, она богата железом и другими элементами. Около которой смогла сформироваться такая планетная система, на третьей планете которой – Земле – возникла жизнь.

Пять миллиардов лет – возраст нашего Солнца. За счет чего оно светит? Какова структура и дальнейшая эволюция Солнца? Какое влияние оказывает Солнце на Землю?

Солнце – звезда, вокруг которой обращается наша планета. Среднее расстояние от Земли до Солнца, т.е. большая полуось орбиты Земли, составляет 149,6 млн. км = 1 а.е. (астрономическая единица).

Солнце является центром нашей планетной системы, в которую кроме него входят 9 больших планет, несколько десятков спутников планет, несколько тысяч астероидов (малых планет), кометы, метеорные тела, межпланетные пыль и газ.

Солнце – звезда, которая светит достаточно равномерно на протяжении миллионов лет, что доказано современными биологическими исследованиями остатков сине-зеленых водорослей. Если бы температура поверхности Солнца изменилась всего на 10 %, жизнь на Земле, вероятно, была бы уничтожена. Наша звезда ровно и спокойно излучает энергию, столь необходимую для поддержания жизни на Земле.

Эта роль Солнца была замечена еще в древности. В религиях всех народов мира, мифах и сказках Солнце занимало всегда главное место. У всех народов Солнце – главное божество, например лучезарный бог Гелиос у древних греков, Дажьбог и Ярило у древних славян. От Солнца зависела жизнь человека, его благосостояние. Именно Солнце приносило тепло, давало хороший урожай.

Тысячелетиями Солнце представлялось чем–то незыблемым, совершенным, могущественным и было скорее предметом поклонения, чем исследования. Только с началом наблюдений в телескоп Галилей доказал, что на Солнце есть пятна, что Солнце вращается, установил период вращения нашей звезды.

Размеры Солнца очень велики. Так, радиус Солнца в 109 раз, а масса – в 330 000 раз больше радиуса и массы Земли. А вот средняя плотность нашего светила невелика – всего в 1,4 раза больше плотности воды.

Полное количество энергии, излучаемой Солнцем, составляет L = 3,86•1033 эрг/с = 3,86•1026 Вт. Это соответствует 6,5 кВт с каждого квадратного сантиметра его поверхности! Лишь одну двухмиллиардную часть этой энергии получает Земля.

Солнечный спектр

На 1 квадратный метр обращенной к Солнцу поверхности площадки в окрестностях Земли ежесекундно поступает 1400 Дж энергии, переносимой солнечным электромагнитным излучением. Эта величина называется солнечной постоянной. Иными словами, плотность потока энергии солнечного излучения составляет 1,4 кВт/м2.

Впервые для определения солнечной энергии был использован метод измерения нагревающего действия солнечных лучей Пулье (1837 год). Такой прибор называется пиргелиометром. В пиргелиометре находилась вода, температуру которой измерял обычный термометр. Под действием солнечных лучей температура воды возрастала.

Спектр Солнца непрерывный, в нем наблюдается множество темных фраунгоферовых линий. Фраунгофер был первым, кто описал темные линии на фоне непрерывного спектра в 1814 году. Эти линии в спектре Солнца образуются в результате поглощения квантов света в более холодных слоях солнечной атмосферы.

Излучение абсолютно черного тела

Солнце – мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие – постоянную и переменную. Постоянная составляющая характеризует радиоизлучение спокойного Солнца. Солнечная корона излучает радиоволны как абсолютно черное тело с температурой Т = 106 К. Переменная составляющая радиоизлучения Солнца проявляется в виде всплесков, шумовых бурь. Шумовые бури длятся от нескольких часов до нескольких дней. Через 10 минут после сильной солнечной вспышки радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца; это состояние длится от нескольких минут до нескольких часов. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.

Плотность потока излучения Солнца в рентгеновской области (0,1–10 нм) весьма мала (~5•10–4 Вт/м2 и сильно меняется с изменением уровня солнечной активности. В ультрафиолетовой области на длинах волн от 200 до 400 нм спектр Солнца также описывается законами излучения абсолютно черного тела.

В ультрафиолетовой области спектра с длинами волн короче 200 нм интенсивность непрерывного спектра резко падает и появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивна из них водородная линия лаймановской серии (? = 121,5 нм). При ширине этой линии около 0,1 нм ей соответствует плотность потока излучения около 5•10–3 Вт/м2. Интенсивность излучения в линии приблизительно в 100 раз меньше. Заметны также яркие эмиссионные линии различных атомов, важнейшие линии принадлежат Si I (? = 181 нм), Mg II и Mg I, O II, O III, C III и другие.

Коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца возникает вблизи фотосферы. Рентгеновское излучение исходит из хромосферы (Т ~ 104 К), расположенной над фотосферой, и короны (Т ~ 106 К) – внешней оболочки Солнца. Радиоизлучение на метровых волнах возникает в короне, на сантиметровых – в хромосфере.

Положение Солнца в нашей Галактике

Солнце расположено в плоскости Галактики и удалено от ее центра на 8 кпк и от плоскости Галактики примерно на 25 пк. В области Галактики, где расположено наше Солнце, звездная плотность составляет 0,12 звезд на пк3.

Первый, кто заметил, что в направлении созвездия Геркулеса звезды как бы расходятся в разные стороны, а с противоположной стороны – как бы сдвигаются, был Вильям Гершель. Он объяснил это движением Солнца в пространстве.

Солнце (и Солнечная система) движется со скоростью 20 км/с в направлении к границе созвездий Лиры и Геркулеса. Это объясняется местным движением внутри ближайших звезд. Эта точка называется апексом движения Солнца, ее координаты ? ? 18h, ? ? +30°. Точка на небесной сфере, противоположная апексу, называется антиапекс. В этой точке пересекаются направления собственных скоростей ближайших к Солнцу звезд. Движения ближайших к Солнцу звезд происходят с небольшой скоростью, это не мешает им участвовать в обращении вокруг галактического центра.

Солнечная система участвует во вращении вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с. Это движение происходит в направлении созвездия Лебедя. Период обращения Солнца вокруг галактического центра около 220 млн. лет.

Внутреннее строение Солнца

Солнце – раскаленный газовый шар, температура в центре которого очень высока, настолько, что там могут происходить ядерные реакции. В центре Солнца температура достигает 15 миллионов градусов, а давление в 200 миллиардов раз выше, чем у поверхности Земли. Газ сжат здесь до плотности около 1,5•105 кг/м3 (тяжелее железа).

В центральной области с радиусом примерно в треть солнечного – ядре – происходят ядерные реакции. Затем через зону лучистого переноса энергия излучением переносится из внутренних областей Солнца к поверхности. И фотоны, и нейтрино рождаются в зоне ядерных реакций в центре Солнца. Но если нейтрино очень слабо взаимодействуют с веществом и мгновенно свободно покидают Солнце, то фотоны многократно поглощаются и рассеиваются до тех пор, пока не достигнут внешних, более прозрачных слоев атмосферы Солнца, которую называют фотосферой. Пока температура высока – больше 2 миллионов градусов, – энергия переносится лучистой теплопроводностью, то есть фотонами. Зона непрозрачности, обусловленная рассеянием фотонов на электронах, простирается примерно до расстояния 2/3R радиуса Солнца. При понижении температуры непрозрачность сильно возрастает, и диффузия фотонов длится около миллиона лет.

Примерно с расстоянии 2/3R находится конвективная зона. В этих слоях непрозрачность вещества становится настолько большой, что возникают крупномасштабные конвективные движения. Здесь начинается конвекция, то есть перемешивание горячих и холодных слоев вещества. Аналогичный процесс происходит в кипящей воде. Время подъема конвективной ячейки сравнительно невелико – несколько десятков лет.

Всякая солнечная атмосфера постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодом около 5 минут.

Но самое интересное – регистрация скорости колебания солнечной поверхности. Эти скорости очень малы – десятки сантиметров в секунду, но спектральными приборами (используя эффект Доплера) измеряется изменение скорости во времени, а не само значение скорости. Удалось построить зависимость скорости от глубины, что привело к уточнению внутреннего строения Солнца.

Химический состав Солнца

В 1935 году Ханс Бете выдвинул гипотезу, что источником солнечной энергии может быть термоядерная реакция превращения водорода в гелий. Именно за это Бете получил Нобелевскую премию в 1967 году.

Основной источник энергии – протон-протонный цикл – очень медленная реакция (характерное время 7,9•109 лет), так как обусловлена слабым взаимодействием. Ее суть состоит в том, что из четырех протонов получается ядро гелия. При этом выделяются пара позитронов и пара нейтрино, а также 26,7 МэВ энергии. Количество нейтрино, излучаемое Солнцем за секунду, определяется только светимостью Солнца. Поскольку при выделении 26,7 МэВ рождается 2 нейтрино, то скорость излучения нейтрино: 1,8•1038 нейтрино/с.

По некоторым предположениям, если нейтрино имеют отличную от нуля массу покоя, возможны осцилляции (превращения) различных сортов нейтрино (эффект Михеева – Смирнова – Вольфенштейна) (существует три сорта нейтрино: электронное, мюонное и тауонное нейтрино). Т.к. другие нейтрино имеют гораздо меньшие сечения взаимодействия с веществом, чем электронное, наблюдаемый дефицит может быть объяснен, не меняя стандартной модели Солнца, построенной на основе всей совокупности астрономических данных.

Каждую секунду Солнце перерабатывает около 600 миллионов тонн водорода. Запасов ядерного топлива хватит еще на пять миллиардов лет, после чего оно постепенно превратится в белый карлик.

Мы, конечно, будем заранее поставлены в известность о таком событии, поскольку переход к новой стадии займет примерно 100–200 миллионов лет. Когда температура центральной части Солнца достигнет 100 000 000 К, начнет сгорать и гелий, превращаясь в тяжелые элементы, и Солнце вступит в стадию сложных циклов сжатия и расширения. На последней стадии наша звезда потеряет внешнюю оболочку, центральное ядро будет иметь невероятно большую плотность и размеры, как у Земли. Пройдет еще несколько миллиардов лет, и Солнце остынет, превратившись в белый карлик.

Солнечная корона

Самая внешняя, самая разреженная и самая горячая часть солнечной атмосферы – корона. Она прослеживается от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов. Несмотря на сильное гравитационное поле Солнца, это возможно благодаря огромным скоростям движения частиц, составляющих корону. Корона имеет температуру около миллиона градусов и состоит из высокоионизированного газа. Возможно, причиной такой высокой температуры являются поверхностные выбросы солнечного вещества в виде петель и арок. Миллионы колоссальных фонтанов переносят в корону вещество, нагретое в глубинных слоях Солнца.

Яркость короны в миллионы раз меньше, чем фотосферы, поэтому корону можно видеть только во время полного солнечного затмения, либо с помощью коронографа. Наиболее яркую ее часть принято называть внутренней короной. Она удалена от поверхности Солнца на расстояние не более одного радиуса. Внешняя корона Солнца имеет протяженные границы.

Читайте также: