Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в


Скачать 83.66 Kb.
НазваниеСолнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в
Дата публикации29.06.2013
Размер83.66 Kb.
ТипДокументы
userdocs.ru > Астрономия > Документы
Солнце

Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн. км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в пределах солнечной системы и называется 1 а. е. Наиболее важными характеристиками Солнца как звезды являются ее радиус, масса и светимость. На среднем расстоянии Земли от Солнца его угловой радиус r = 960″ = 16′. В перигелии в начале января, когда Земля ближе всего к Солнцу, видимый диаметр – 32′ 25″, когда Земля находится в афелии в начале июля - 31′ 31″. На среднем расстоянии Земли от Солнца его линейный радиус



Солнце – это газовый шар с резко очерченной границей в виде круга, который называется солнечным лимбом.

Фотометрический радиус Солнца можно определить по точке перегиба яркостной кривой вблизи его лимба, построенной в монохроматическом свете с λ = 500 нм. Эта граница совпадает с верхней границей нижнего слоя солнечной атмосферы, которая называется фотосферой, имеет глубину 120 – 200 км.

Масса Солнца определяется по движению какой – либо из планет и третьему закону Кеплера.

В качестве первой пары дается Солнце и планета: М= М, , а вторая пара – планета и ее спутник: .





Т - сидерический период обращения Земли вокруг Солнца,

а= а= 1 а.е.

Т- сидерический период обращения Луны вокруг Земли.

а- ее среднее расстояние от Земли.

Подстановка численных данных дает:

М≈ 330000 М= 2·10кг (99,87 % массы солнечной системы).

Зная массу и линейный радиус Солнца можно вычислить его среднюю плотность:



Ускорение свободного падения вблизи условной поверхности Солнца:





В ядре Солнца сосредоточена половина солнечной массы и вырабатывается 99% солнечной энергии.

По существующим современным моделям Солнца температура в его центре оценивается 14 - 15·10К, давление достигает 340 млрд. атмосфер, плотность – 140.Энергия, которую вырабатывает Солнце, возникает в результате протекания термоядерных реакций, в основном протон-протонного цикла, с образованием ядер гелия. Каждую секунду Солнце теряет 4,1 млн. тонн вещества на излучение. При таком расходе вещества М уменьшилась бы на 1% за 150 млрд. лет.

Для оценки энерговыделения с поверхности Солнца в течение последних 100 лет определялось количество энергии, падающей на единичную площадку, расположенную на расстоянии Земли от Солнца перпендикулярно солнечным лучам. Как установлено экспериментально, эта величина составляет и называется солнечной постоянной. Зная значение солнечной постоянной можно определить светимость Солнца, то есть количество энергии излучаемое во всех спектрах с поверхности Солнца за 1 сек.

L – светимость Солнца



До Земли доходит лишь 1/2000000000 (одна двухмиллиардная часть солнечной энергии, причем половина этой энергии отражается земной атмосферой и земной поверхностью в космическое пространство.

Зная светимость Солнца, и считая, что оно излучает как абсолютно черное тело, можно определить по закону Стефана – Больцмана его эффективную температуру.




Если наблюдать поверхность Солнца, то на поверхности можно увидеть такие образования как солнечные пятна, гранулы, флоккулы, факелы. Солнечные пятна содержат теневую и полутеневую область, в размере могут достигать 90000 км. В центральной темной области t = 4500 – 4700 ºС, а в области полутени – t = 5500 ºС. Поэтому на фоне общей поверхности Солнца они выглядят как более темные образования. Природа солнечных пятен до сих пор выясняется, они являются одним из проявлений солнечной активности, отличительной особенностью солнечных пятен является то, что напряженность магнитного поля в центре пятен в 1000 – 2000 раз превышает среднюю напряженность магнитного поля Солнца, которое = 1 Эрстед (≈ 81 А/м).

Наблюдения за движением солнечных пятен и других образований на поверхности Солнца показывают, что оно вращается вокруг своей оси, причем вращение разных областей на поверхности Солнца происходит с различной скоростью. Такое вращение называется дифференциальным. Плоскость, перпендикулярная оси вращения Солнца, называется экваториальной плоскостью и наклонена к плоскости эклиптики под углом 7º 15′. Сидерический период обращения вблизи солнечного экватора = 25 суток, у полюсов = 30 суток. Синодический период на экваторе = 27 суток, у полюсов = 32 суток. Угловая скорость вращения, обозначающая угол поворота за сутки, рассчитывается по эмпирической формуле:

ω = 14,4º - 2,6º sinB, где В – гелиографическая широта. Это за сутки. На экваторе В = 0º, ω = 14,4º; на полюсе В = 90º, ω = 11,8º.

Вся поверхность Солнца покрыта сетью мелких ячеек, называемых гранулами, размеры которых могут достигать 1,5 тыс. км в поперечнике, t ≈ 100 – 200 ºС средней температуры поверхности. В дальнейшем в границах между гранулами, которые сами по себе существуют от 5 до 25 мин., могут зарождаться солнечные пятна. Само явление покрытия поверхности Солнца гранулами называется грануляцией, поверхность Солнца представляется для наблюдателя как кипящий слой, в котором постоянно происходит кипение вещества. Солнечные пятна, как правило, возникают на широтах не выше ±35°, достигают максимума развития на широтах ±16 º и исчезают на широтах ±5°(закон Шперера). Как правило, при возникновении группы пятен, ведущие и ведомые пятна имеют различную магнитную полярность. Магнитный цикл длится 22 года. Появление большого количества солнечных пятен означает увеличение солнечной активности. Это проявляется в усилении мощности солнечного излучения в ультрафиолетовом, рентгеновском и других областях спектра и проявляется на Земле в виде полярных сияний, нарушения радиосвязи, электроснабжения, изменения уровня грунтовых вод и так далее. Длительность цикла солнечной активности ≈11 лет.

Над солнечной атмосферой располагается еще 2 слоя солнечной атмосферы: хромосфера и солнечная корона, фотосфера, факелы, флоккулы, протуберанцы и так далее.
Звезды.

Звезды – это объекты, подобные Солнцу, громадные газовые светящиеся шары, в центре с температурой 15 млн. – 30 млн. К. Расстояния до звезд очень велики, до самой ближайшей расстояние в 7000 раз больше, чем до Плутона. Если от Солнца до Земли свет идет чуть больше 8 мин., то от самой ближайшей – 4,3 года. Расстояние, которое свет проходит за 1 год, называется световым годом и 1св.г.=9,46·1012км, и является одной из величин измерения расстояния между звездами.

Звезды характеризуются своим блеском. Чем больше блеск звезды, тем ярче она кажется для наблюдателя. Блеск измеряется в условных единицах, называемых звездными величинами и обозначается m: 1m, 2.5m….

На самом деле зрительное ощущение зависит от освещенности, которую свет, приходящий от звезды, создает в приемнике - сетчатке человеческого глаза. Эту закономерность заметил еще Гиппарх во 2 в. до н.э., он впервые предложил все звезды, доступные человеческому зрению, разделить на 6 групп. Если звездные величины отличаются на 1, т.е. ∆m=1, то отношение освещенности ≈ 2,5, причем характерно, что чем больше блеск, тем меньше звездная величина.

Уже во второй половине XIXв. немецкими учеными физиологом Вебером и психологом Фехнером был сформулирован психофизиологический закон: изменение ощущения прямо пропорционально относительному изменению раздражающего фактора. Здесь под раздражающим фактором понимают освещенность, созданную на приеме, а под ощущением понимают звездную величину.

Математически это выражается:

dm=-k·dE/E,

знак «минус» учитывает, что с увеличением освещенности звездная величина становится меньше.

Если проинтегрировать это выражение, то: m=-k·lgE+ lgC.

Для двух звезд: m1=-k·lnE1 + ln C,

m2=-k∙lnE2 +lnC,



, обозначим ρ,

тогда



С 1856 года по предложению англ. астронома Погсона принято считать, что различие в блеске в100 раз ( =100) соответствует разности Δm=5.

Тогда 5∙lgρ=2, следовательно lgρ=0,4. Получается формула

- формула Погсона.

Так как различные приемники воспринимают свет по-разному, то пик чувствительности этих приемников приходится на разную длину волны. С конца XIX в. в астрономии наряду с визуальными наблюдениями, стали использовать фотографические. У человеческого глаза эффективной длиной волны или длиной волны, на которую приходится mаx чувствительности, является λвиз=5550 .

У черно-белой фотопластинки λфотогр=4270 , поэтому блеск звезд визуальный и фотографический в общем случае не совпадают: mвиз и mфотогр.. Это несовпадение учитывается с помощью const С= mфотогр - mвиз – это обычный показатель цвета. Нуль-пункт этой шкалы связывают с белыми звездами средней величины. Для них показатель цвета = 0, а mвиз и mфотогр совпадают.

С появлением новых приемников излучения (фотоэлектронных умножителей) появилась необходимость введения новой шкалы, более точной. В 1955г на IX съезде МАС была принята новая шкала звездных величин U-B-V. Эффективными длинами волн для этих участков спектра являлись (U) λ=3590 , (В) λ=4200, (V) λ=5290. Затем вводятся различные показатели цвета. Затем эти показатели используются для определения температуры.

Освещенность, которую звезда создает на приемнике, или ее воспринимаемый блеск зависит не только от количества энергии, излучаемой звездой, но и от расстояния до нее. Как известно, освещенность от объекта обратно пропорциональна квадрату расстояния до него, т.е. ;

.

Чтобы поставить все звезды в одинаковые условия при оценке их блеска или звездной величины, берут стандартное расстояние 10 Парсек. Параллакс звезды при этом π = 0.1''. Звездная величина, полученная для такого расстояния, называется абсолютной звездной величиной (соответствующая шкале визуальная – фотографическая - …) и обозначается М.

Основным методом определения расстояний до звезд является тригонометрический.

Пусть для простоты звезда находится в плоскости земной орбиты.


Наибольший угол, под которым со звезды был бы виден радиус земной орбиты, называется годичным параллаксом звезды – π (или р). Этот угол очень мал и наибольшее его известное значение не превышает одной секунды, составляет π=0,746'' - до ближайшей к нам звезды Толиман (α-Центавра). Из прямоугольного треугольника sin π =1/r , следовательно

r=1/ sin π. Ввиду того, что угол π очень мал, можно использовать равенство:

sin π≈ π(рад). Как известно, 1 рад = 206265''.



Основным масштабом расстояния до звезд является 1 пс(Парсек) =206265а.е. при .

В парсеках: r= парсек.

1пс=30,85∙1012км; 1пс ≈ 3.26св.г.

Т.о., расстояние до ближайшей звезды будет 4,3 световых года или 1,33 пс.

В число 20 наиболее ярких и близких к нам звезд входит Сириус и Процион. Точность определения Земли в годичных параллаксах звезд не превышает сотых долей сек., что позволяет определить расстояние до звезд в 100-200пс. Таких звезд около8000.

С помощью космических телескопов, чувствительность которых намного выше, определены параллаксы сотен тысяч звезд.

Существует и ряд других методов определения расстояний, но все они косвенным образом связаны с геометрическим методом. В частности, с помощью абсолютной звездной величины светил.

Рассмотрим как связаны между собой абсолютная звездная величина, расстояние до звезды или ее параллакс. Возьмем к примеру одну и ту же звезду, находящуюся на расстоянии r от Солнца с видимой величиной m в соответствующей шкале звездных величин, и мысленно поместим эту звезду на стандартное расстояние 10 пс, тогда ее звездная величина будет M. E1, E2. Запишем для этих двух расстояний формулу Погсона:





M – m = 5∙(lg10-lg r)

M – m = 5(1-lgr)

M – m = 5-5∙lgr M= m + 5 - 5∙lgr

С учетом того, что r = 1/π :

М=5 + m + 5lgπ

По этим формулам можно определять абсолютную величину звезд, если известно расстояние до них или годичный параллакс.

Для Солнца: mвиз. = - 26,8m , Mвиз. = 4,8m ≈ 5m

Наоборот, по этим формулам можно определять расстояние до звезд, если известны их абсолютные звездные величины.

В настоящее время в астрофизике это можно сделать, используя эмпирические формулы связи абсолютной звездной величины и других характеристик звезд. Например, их светимости.

Светимостью звезды L называют количество электромагнитной энергии, излучаемой звездой, выражают в светимостях Солнца, то есть принимают светимость Солнца за единицу.

Можно показать, что если формула Погсона справедлива для освещенности и звездной величины, то она будет справедлива и для абсолютных звездных величин.


Если =1,L1=L, М1=М, то для визуальной шкалы звездных величин:

lgL=0,4(4,8m - M).

Т.о., можно определить светимость звезды.

Похожие:

Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в iconОбращается вокруг Солнца против хода часовой стрелки и каждые 780...
Марс обращается вокруг Солнца против хода часовой стрелки и каждые 780 дней находится на минимальном расстоянии (противостояние)...
Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в iconД обрая машина пропаганды
Общая численность населения РФ составляет примерно 142 миллиона человек: 60 это старики, дети, инвалиды и только 22 млн мужчин трудоспособного...
Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в iconПересадовка
Совета народных депутатов. Расположена на правом берегу реки Ингул, в 25 км от Николаева. Расстояние до ближайшей железнодорожной...
Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в icon-
«Господь наш, даруй нам добро в ближайшей и в загробной жизни и защити нас от наказания геенны»
Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в iconЗемли Роман «Долгие сумерки Земли»
Роман «Долгие сумерки Земли» Олдисса живописует нам особенности развития Земли в далеком будущем. После остановки вращения планеты...
Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в iconБарбара Хэнд-Клоу Плеядеанская Программа: Новая космология для Эры Света
Большая часть ченнелингового материала пришла от Сатьи "плеядеанской богини". Она раскрывает нам важную информацию о вхождении Земли...
Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в iconК концу XIX в в России выросло городское население. Петербург насчитывал...
Численность его составила (без Финляндии и вассальных княжеств Средней Азии) около 126 млн человек. На территории собственно России...
Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в iconЛабораторная работа №1
...
Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в iconОтчетная единица
Стоимость основных средств предприятия на 1 января составила 10 млн руб., на 1 февраля – 12 млн руб., на 1 марта – 15 млн руб и на...
Солнце является ближайшей к нам звездой, находящейся на среднем расстоянии от Земли а = 149,6 млн км. Это расстояние принимается в качестве масштабного в iconЗемля должна быть готова принять на себя удары различной мощности...
Роены различные датчики. Эти датчики определяют местонахождение различных объектов в радиусе тысяч километров. Все данные передаются...
Вы можете разместить ссылку на наш сайт:
Школьные материалы


При копировании материала укажите ссылку © 2015
контакты
userdocs.ru
Главная страница