Universum (Raum)- das ist die ganze Welt um uns herum, grenzenlos in Zeit und Raum und unendlich vielfältig in den Formen der ewig bewegten Materie. Die Unendlichkeit des Universums kann man sich teilweise in einer klaren Nacht mit Milliarden unterschiedlich großer leuchtender funkelnder Punkte am Himmel vorstellen, die ferne Welten darstellen. Lichtstrahlen mit einer Geschwindigkeit von 300.000 km / s aus den am weitesten entfernten Teilen des Universums erreichen die Erde in etwa 10 Milliarden Jahren.
Wissenschaftlern zufolge entstand das Universum durch „ Urknall»Vor 17 Milliarden Jahren.
Es besteht aus Sternhaufen, Planeten, kosmischem Staub und anderen kosmischen Körpern. Diese Körper bilden Systeme: Planeten mit Satelliten (zB Sonnensystem), Galaxien, Metagalaxien (ein Galaxienhaufen).
Galaxis(Spätgriech. galaktikos- milchig, milchig, aus dem Griechischen Gala- Milch) - ein umfangreiches Sternensystem, das aus vielen Sternen besteht, Sternhaufen und Assoziationen, Gas- und Staubnebel sowie einzelne Atome und Partikel, die im interstellaren Raum verstreut sind.
Im Universum gibt es viele Galaxien unterschiedlicher Größe und Form.
Alle von der Erde aus sichtbaren Sterne sind Teil der Galaxie die Milchstrasse... Es hat seinen Namen aufgrund der Tatsache, dass die meisten Sterne in einer klaren Nacht in Form der Milchstraße zu sehen sind - ein weißlicher verschwommener Streifen.
Insgesamt enthält die Milchstraße etwa 100 Milliarden Sterne.
Unsere Galaxie ist in ständiger Rotation. Die Geschwindigkeit seiner Bewegung im Universum beträgt 1,5 Millionen km / h. Wenn Sie unsere Galaxie von der Seite ihres Nordpols aus betrachten, erfolgt die Drehung im Uhrzeigersinn. Die Sonne und die ihr am nächsten stehenden Sterne machen über 200 Millionen Jahre eine vollständige Umdrehung um das Zentrum der Galaxie. Dieser Zeitraum gilt als galaktisches Jahr.
In Größe und Form der Milchstraße ähnlich, ist die Andromeda-Galaxie oder der Andromeda-Nebel etwa 2 Millionen Lichtjahre von unserer Galaxie entfernt. Lichtjahr- die Entfernung, die das Licht in einem Jahr zurücklegt, ungefähr gleich 10 13 km (die Lichtgeschwindigkeit beträgt 300.000 km / s).
Aus Gründen der Klarheit wird das Konzept der Himmelssphäre verwendet, um die Bewegung und Position von Sternen, Planeten und anderen Himmelskörpern zu studieren.
Reis. 1. Die Hauptlinien der Himmelssphäre
Himmelskugel Ist eine imaginäre Kugel mit beliebig großem Radius, in deren Zentrum sich ein Beobachter befindet. Die Sterne, die Sonne, der Mond und die Planeten werden auf die Himmelssphäre projiziert.
Die wichtigsten Linien auf der Himmelskugel sind: Lot, Zenit, Nadir, Himmelsäquator, Ekliptik, Himmelsmeridian usw. (Abb. 1).
Senklot- eine gerade Linie, die durch den Mittelpunkt der Himmelskugel verläuft und mit der Richtung des Lots am Beobachtungspunkt zusammenfällt. Für einen Beobachter auf der Erdoberfläche verläuft das Lot durch den Erdmittelpunkt und den Beobachtungspunkt.
Das Lot schneidet die Oberfläche der Himmelskugel an zwei Punkten - Zenit,über dem Kopf des Betrachters, und tief - diametral entgegengesetzter Punkt.
Der große Kreis der Himmelskugel, dessen Ebene senkrecht zum Lot steht, heißt mathematischer Horizont. Er teilt die Oberfläche der Himmelskugel in zwei Hälften: für den Betrachter sichtbar mit einer Spitze im Zenit und unsichtbar mit einer Spitze im Nadir.
Der Durchmesser, um den sich die Himmelskugel dreht, ist Achse der Welt. Es schneidet die Oberfläche der Himmelskugel an zwei Punkten - Nordpol der Welt und Südpol der Welt. Als Nordpol wird derjenige bezeichnet, von dem aus die Drehung der Himmelskugel im Uhrzeigersinn erfolgt, wenn man die Kugel von außen betrachtet.
Der Großkreis der Himmelskugel, dessen Ebene senkrecht zur Weltachse steht, heißt Himmelsäquator. Es teilt die Oberfläche der Himmelskugel in zwei Halbkugeln: Norden, mit einem Gipfel am Nordpol der Welt, und Süd, mit einem Gipfel am Südpol der Welt.
Der Großkreis der Himmelskugel, dessen Ebene durch das Lot und die Weltachse geht, ist der Himmelsmeridian. Es teilt die Oberfläche der Himmelskugel in zwei Halbkugeln - östlich und Western.
Die Schnittlinie der Ebene des Himmelsmeridians und der Ebene des mathematischen Horizonts - Mittagslinie.
Ekliptik(aus dem Griechischen. ekieipsis- Sonnenfinsternis) - ein großer Kreis der Himmelssphäre, entlang dem die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne, genauer ihres Zentrums, stattfindet.
Die Ebene der Ekliptik ist zur Ebene des Himmelsäquators in einem Winkel von 23 ° 26 "21" geneigt.
Um sich die Position der Sterne am Himmel leichter merken zu können, kamen die Menschen in der Antike auf die Idee, die hellsten von ihnen in zu kombinieren Konstellationen.
Derzeit sind 88 Konstellationen bekannt, die die Namen von mythischen Charakteren (Herkules, Pegasus usw.), Tierkreiszeichen (Stier, Fische, Krebs usw.), Objekten (Waage, Lyra usw.) tragen (Abb. 2 ).
Reis. 2. Sommer-Herbst-Konstellationen
Der Ursprung der Galaxien. Sonnensystem und seine einzelnen Planeten, bleibt immer noch ein ungelöstes Mysterium der Natur. Es gibt mehrere Hypothesen. Derzeit wird angenommen, dass unsere Galaxie aus einer Gaswolke aus Wasserstoff gebildet wurde. In der Anfangsphase der Entwicklung der Galaxie entstanden die ersten Sterne aus dem interstellaren Gas-Staub-Medium und vor 4,6 Milliarden Jahren - dem Sonnensystem.
Die Zusammensetzung des Sonnensystems
Die Menge der Himmelskörper, die sich als Zentralkörper um die Sonne bewegen, bildet sich Sonnensystem. Es befindet sich fast am Rande der Milchstraße. Das Sonnensystem nimmt an der Rotation um das Zentrum der Galaxie teil. Die Geschwindigkeit dieser Bewegung beträgt etwa 220 km / s. Diese Bewegung erfolgt in Richtung des Sternbildes Cygnus.
Die Zusammensetzung des Sonnensystems lässt sich in Form eines vereinfachten Diagramms in Abb. 3.
Über 99,9% der Masse der Materie im Sonnensystem fallen auf die Sonne und nur 0,1% - auf alle ihre anderen Elemente.
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I. Kants Hypothese (1775) - P. Laplace (1796) |
D. Jeans-Hypothese (Anfang des 20. Jahrhunderts) |
Die Hypothese des Akademikers O.P.Schmidt (40er Jahre des XX Jahrhunderts) |
Hypothese einer kalemischen V. G. Fesenkov (30er Jahre des XX Jahrhunderts) |
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Die Planeten wurden aus gasstaubiger Materie (in Form eines glühenden Nebels) gebildet. Das Abkühlen wird von einer Kompression und einer Erhöhung der Rotationsgeschwindigkeit einiger Achsen begleitet. Am Äquator des Nebels erschienen Ringe. Die Substanz der Ringe sammelte sich in glühenden Körpern und kühlte allmählich ab. |
Ein größerer Stern, der einmal an der Sonne vorbeiging, riss die ss-Anziehung einen Strom glühender Materie (Prominenz) aus der Sonne heraus. Es bildeten sich Kondensationen, aus denen dann - Planeten |
Eine um die Sonne kreisende Gas-Staub-Wolke soll durch die Kollision von Teilchen und deren Bewegung eine feste Form angenommen haben. Die Partikel werden zu Verdickungen zusammengefasst. Die Anziehung kleinerer Partikel durch Kondensation soll das Wachstum der umgebenden Materie erleichtert haben. Die Bahnen der Haufen sollten fast kreisförmig geworden sein und fast in derselben Ebene liegen. Die Verdichtungen waren die Embryonen der Planeten, die fast die gesamte Materie aus den Intervallen zwischen ihren Umlaufbahnen absorbierten. |
Die Sonne selbst entstand aus der rotierenden Wolke und die Planeten - aus sekundären Kondensationen in dieser Wolke. Außerdem ist die Sonne stark zurückgegangen und hat sich auf ihren gegenwärtigen Zustand abgekühlt. |
Reis. 3. Die Zusammensetzung der Sonnensysteme
Die Sonne
Die Sonne Ist ein Stern, eine riesige glühende Kugel. Sein Durchmesser beträgt das 109-fache des Erddurchmessers, seine Masse beträgt das 330.000-fache der Erdmasse, aber die durchschnittliche Dichte ist gering - nur das 1,4-fache der Dichte von Wasser. Die Sonne befindet sich etwa 26.000 Lichtjahre vom Zentrum unserer Galaxie entfernt und dreht sich um sie, wobei sie in etwa 225-250 Millionen Jahren eine Umdrehung macht. Die Umlaufgeschwindigkeit der Sonne beträgt 217 km / s - sie legt also in 1400 Erdjahren ein Lichtjahr zurück.
Reis. 4. Chemische Zusammensetzung Sonnen
Der Druck auf die Sonne ist 200 Milliarden Mal höher als der der Erdoberfläche. Die Dichte der Sonnenmaterie und der Druck bauen sich schnell in der Tiefe auf; der Druckanstieg wird durch das Gewicht aller darüber liegenden Schichten erklärt. Die Temperatur auf der Sonnenoberfläche beträgt 6.000 K und im Inneren 13.500.000 K. Charakteristische Zeit die Lebensdauer eines Sterns wie der Sonne beträgt 10 Milliarden Jahre.
Tabelle 1. Allgemeine Informationüber die Sonne
Die chemische Zusammensetzung der Sonne entspricht in etwa der der meisten anderen Sterne: Etwa 75 % sind Wasserstoff, 25 % Helium und weniger als 1 % alle anderen. chemische Elemente(Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff usw.) (Abb. 4).
Der zentrale Teil der Sonne mit einem Radius von etwa 150.000 km wird als Solar bezeichnet Ader. Dies ist die Zone der Kernreaktionen. Die Dichte der Materie beträgt hier etwa das 150-fache der Dichte von Wasser. Die Temperatur überschreitet 10 Millionen K (auf der Kelvin-Skala, ausgedrückt in Grad Celsius 1 ° C = K - 273,1) (Abb. 5).
Oberhalb des Kerns, in Abständen von etwa 0,2-0,7 des Sonnenradius vom Zentrum, befindet sich Zone der Übertragung von Strahlungsenergie. Die Energieübertragung erfolgt hier durch Absorption und Emission von Photonen durch separate Partikelschichten (siehe Abb. 5).
Reis. 5. Die Struktur der Sonne
Photon(aus dem Griechischen. phos- Licht), ein Elementarteilchen, das nur mit Lichtgeschwindigkeit existieren kann.
Näher an der Sonnenoberfläche kommt es zu einer Wirbelmischung des Plasmas und der Energieübertragung auf die Oberfläche findet statt
hauptsächlich durch die Bewegungen der Substanz selbst. Diese Methode der Energieübertragung heißt Konvektion, und die Schicht der Sonne, wo sie auftritt, - konvektive Zone. Die Dicke dieser Schicht beträgt etwa 200.000 km.
Oberhalb der Konvektionszone befindet sich die Sonnenatmosphäre, die ständig schwankt. Hier breiten sich sowohl vertikale als auch horizontale Wellen mit Längen von mehreren tausend Kilometern aus. Schwingungen treten mit einer Periode von etwa fünf Minuten auf.
Die innere Schicht der Sonnenatmosphäre heißt Photosphäre. Es besteht aus hellen Blasen. Das Granulat. Ihre Größe ist klein - 1000-2000 km und die Entfernung zwischen ihnen beträgt 300-600 km. Die Sonne kann gleichzeitig etwa eine Million Körnchen beobachten, von denen jedes mehrere Minuten lang existiert. Die Körnchen sind von dunklen Zwischenräumen umgeben. Wenn die Substanz im Granulat aufsteigt, fällt sie um sie herum. Granulate bilden einen allgemeinen Hintergrund, vor dem man so großflächige Formationen wie Fackeln, Sonnenflecken, Vorsprünge usw. beobachten kann.
Sonnenflecken- dunkle Bereiche auf der Sonne, deren Temperatur im Vergleich zum umgebenden Raum abgesenkt ist.
Mit Solarfackeln werden helle Felder genannt, die Sonnenflecken umgeben.
Prominenz(von lat. protubero- ich schwelle an) - dichte Kondensationen relativ kalter (im Vergleich zur Umgebungstemperatur) Materie, die aufsteigen und von einem Magnetfeld über der Sonnenoberfläche gehalten werden. Zur Entstehung Magnetfeld Die Sonne kann dadurch entstehen, dass sich verschiedene Sonnenschichten mit unterschiedliche Geschwindigkeit: Innenteile drehen sich schneller; der Kern dreht sich besonders schnell.
Vorsprünge, Sonnenflecken und Fackeln sind nicht die einzigen Beispiele für Sonnenaktivität. Es beinhaltet auch magnetische Stürme und die Explosionen, die rufen blitzt.
Oberhalb der Photosphäre befindet sich Chromosphäre- die äußere Hülle der Sonne. Der Name für diesen Teil der Sonnenatmosphäre ist auf seine rötliche Farbe zurückzuführen. Die Dicke der Chromosphäre beträgt 10-15.000 km und die Dichte der Materie ist Hunderttausende Mal geringer als in der Photosphäre. Die Temperatur in der Chromosphäre steigt schnell an und erreicht in den oberen Schichten Zehntausende von Grad. Am Rand der Chromosphäre werden beobachtet Spicula, das sind längliche Säulen aus verdichtetem glühendem Gas. Die Temperatur dieser Jets ist höher als die Temperatur der Photosphäre. Die Spiculae steigen zunächst um 5000-10.000 km aus der unteren Chromosphäre auf und fallen dann zurück, wo sie verblassen. All dies geschieht mit einer Geschwindigkeit von etwa 20.000 m / s. Schlaf-Kula lebt 5-10 Minuten. Die Zahl der gleichzeitig auf der Sonne existierenden Spicula beträgt etwa eine Million (Abb. 6).
Reis. 6. Der Aufbau der äußeren Sonnenschichten
Die Chromosphäre umgibt Sonnenkrone- die äußere Schicht der Sonnenatmosphäre.
Die von der Sonne abgegebene Gesamtenergiemenge beträgt 3,86. 1026 Watt, und nur ein zweimilliardstel Teil dieser Energie wird von der Erde aufgenommen.
Sonnenstrahlung beinhaltet korpuskular und elektromagnetische Strahlung.Korpuskulare Hauptstrahlung Ist ein Plasmafluss, der aus Protonen und Neutronen besteht, oder auf andere Weise - sonniger Wind, die den erdnahen Raum erreicht und die gesamte Magnetosphäre der Erde umfließt. Elektromagnetische Strahlung Ist die Strahlungsenergie der Sonne. In Form von Direkt- und Streustrahlung erreicht es die Erdoberfläche und bietet ein thermisches Regime auf unserem Planeten.
Mitte des 19. Jahrhunderts. Schweizer Astronom Rudolf Wolf(1816-1893) (Abb. 7) berechnete einen quantitativen Indikator der Sonnenaktivität, der weltweit als Wolfszahl bekannt ist. Nach der Verarbeitung der gesammelten Sonnenfleckenbeobachtungen bis Mitte des letzten Jahrhunderts konnte Wolf den durchschnittlichen I-Jahres-Zyklus der Sonnenaktivität bestimmen. Tatsächlich reichen die Zeitintervalle zwischen den Jahren der maximalen oder minimalen Wolf-Zahlen von 7 bis 17 Jahren. Gleichzeitig mit dem 11-Jahres-Zyklus gibt es einen säkularen, genauer 80-90-jährigen Zyklus der Sonnenaktivität. Inkonsistent überlagernd, verändern sie die Prozesse, die in der geographischen Hülle der Erde ablaufen, spürbar.
AL Chizhevsky (1897-1964) (Abb. 8), der schrieb, dass die überwiegende Mehrheit der physikalischen und chemischen Prozesse auf der Erde das Ergebnis des Einflusses kosmischer Kräfte ist, wies bereits auf den engen Zusammenhang vieler terrestrischer Phänomene mit der Sonnenaktivität hin wie 1936. Er war auch einer der Begründer einer solchen Wissenschaft wie Heliobiologie(aus dem Griechischen. helios- die Sonne), den Einfluss der Sonne auf lebende Materie untersuchen geografischer Umschlag Erde.
Abhängig von der Sonnenaktivität treten auf der Erde physikalische Phänomene auf wie: magnetische Stürme, die Häufigkeit von Polarlichtern, die Menge der ultravioletten Strahlung, die Intensität der Gewitteraktivität, Lufttemperatur, Luftdruck, Niederschlag, der Pegel von Seen, Flüssen, Grundwasser, Salzgehalt und Effizienz der Meere und dr.
Das Leben von Pflanzen und Tieren ist mit der periodischen Aktivität der Sonne verbunden (es besteht ein Zusammenhang zwischen Sonnenzyklus und der Dauer der Vegetationsperiode bei Pflanzen, Fortpflanzung und Wanderung von Vögeln, Nagetieren usw.) sowie beim Menschen ( Krankheiten).
Derzeit wird der Zusammenhang zwischen solaren und terrestrischen Prozessen mit Hilfe von künstlichen Erdsatelliten weiter untersucht.
Terrestrische Planeten
Neben der Sonne werden Planeten in der Zusammensetzung des Sonnensystems unterschieden (Abb. 9).
In Bezug auf Größe, geografische Eigenschaften und chemische Zusammensetzung werden die Planeten in zwei Gruppen eingeteilt: terrestrische Planeten und riesige Planeten. Terrestrische Planeten umfassen, und. Sie werden in diesem Unterabschnitt besprochen.
Reis. 9. Planeten des Sonnensystems
Erde- der dritte Planet von der Sonne. Ihm wird ein eigenes Unterkapitel gewidmet sein.
Fassen wir zusammen. Die Dichte der Materie des Planeten hängt von der Lage des Planeten im Sonnensystem ab und unter Berücksichtigung seiner Größe - und der Masse. Wie
näherer Planet zur Sonne, desto höher ist ihre durchschnittliche Materiedichte. Für Merkur beträgt es beispielsweise 5,42 g / cm \ Venus - 5,25, Erde - 5,25, Mars - 3,97 g / cm 3.
Die allgemeinen Eigenschaften der terrestrischen Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars) sind hauptsächlich: 1) relativ geringe Größe; 2) hohe Temperaturen an der Oberfläche und 3) hohe Materiedichte der Planeten. Diese Planeten drehen sich relativ langsam um ihre Achse und haben wenige oder keine Satelliten. In der Struktur der terrestrischen Planeten werden vier Hauptschalen unterschieden: 1) ein dichter Kern; 2) der Mantel, der es bedeckt; 3) Rinde; 4) leichte Gas-Wasser-Schale (ohne Quecksilber). Auf der Oberfläche dieser Planeten wurden Spuren tektonischer Aktivität gefunden.
Riesenplaneten
Machen wir uns nun mit den Riesenplaneten bekannt, die auch Teil unseres Sonnensystems sind. Das , .
Die Riesenplaneten haben folgendes allgemeine Eigenschaften: 1) große Größe und Gewicht; 2) schnell um die Achse drehen; 3) haben Ringe, viele Satelliten; 4) die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium; 5) in der Mitte haben einen heißen Kern aus Metallen und Silikaten.
Sie zeichnen sich auch aus durch: 1) niedrige Oberflächentemperaturen; 2) geringe Materiedichte der Planeten.
(lat. Sol) - der einzige Stern in. und sieben andere drehen sich um die Sonne. Außerdem kreisen Kometen, Asteroiden und andere kleine Objekte um die Sonne.
Die Sonne ist wie ein Stern
Die Sonne ist der zentrale und massive Körper des Sonnensystems. Seine Masse beträgt etwa das 333.000-fache der Masse der Erde und das 750-fache der Masse aller anderen Planeten zusammen. Die Sonne ist eine starke Energiequelle, die sie ständig in allen Teilen des Spektrums abgibt. Elektromagnetische Wellen- von Röntgen- und ultravioletten Strahlen bis hin zu Radiowellen. Diese Strahlung wirkt auf alle Körper des Sonnensystems: Sie erwärmt sie, beeinflusst die Atmosphären der Planeten, gibt Licht und Wärme, die für das Leben auf der Erde notwendig sind.
Zusammen ist die Sonne der uns am nächsten gelegene Stern, in dem Sie im Gegensatz zu allen anderen Sternen die Scheibe beobachten und mit einem Teleskop kleine Details von bis zu mehreren hundert Kilometern Größe untersuchen können. Dies ist ein typischer Stern, daher hilft es, die Natur von Sternen im Allgemeinen zu verstehen. Nach der Sternklassifikation hat die Sonne eine Spektralklasse von G2V. In der populären Literatur wird die Sonne oft als gelber Zwerg klassifiziert.
Der scheinbare Winkeldurchmesser der Sonne variiert etwas durch die Elliptizität der Erdbahn. Im Durchschnitt beträgt sie etwa 32" oder 1/107 Radiant, dh der Durchmesser der Sonne beträgt 1/107 AE oder etwa 1400000 km.
Der Aufbau der Sonne
Wie alle Sterne ist die Sonne eine glühende Gaskugel. Die chemische Zusammensetzung (durch die Anzahl der Atome) wird aus der Analyse des Sonnenspektrums bestimmt:
- Wasserstoff ist etwa 90%,
- Helium - 10%,
- andere Elemente - weniger als 0,1%.
Die Substanz auf der Sonne ist stark ionisiert, d.h. Atome verloren ihre äußeren Elektronen und wurden zusammen mit ihnen zu freien Teilchen aus ionisiertem Gas - Plasma.
Durchschnittliche Dichte der Sonnenmaterie ρ ≈ 1400 kg / m ³. Dieser Wert liegt nahe der Dichte von Wasser und ist tausendmal größer als die Dichte von Luft an der Erdoberfläche. In den äußeren Schichten der Sonne ist die Dichte jedoch millionenfach geringer und in der Mitte 100-mal höher als der Durchschnitt.
Berechnungen, die die Zunahme der Dichte und Temperatur zum Zentrum hin berücksichtigen, zeigen, dass im Zentrum der Sonne die Dichte etwa 1,5 × 10 5 kg / m³ beträgt, der Druck etwa 2 × 10 18 Pa beträgt und die Temperatur etwa 15 Millionen K.
Bei dieser Temperatur haben die Kerne von Wasserstoffatomen (Protonen und Deuteronen) sehr hohe Geschwindigkeiten (Hunderte Kilometer pro Sekunde) und können sich trotz der Wirkung der elektrostatischen Abstoßungskraft einander nähern. Einige Kollisionen enden in Kernreaktionen, bei denen aus Wasserstoff Helium gebildet wird und eine erhebliche Energiemenge freigesetzt wird, die in Wärme umgewandelt wird. Diese Reaktionen sind die Energiequelle der Sonne im gegenwärtigen Stadium ihrer Entwicklung. Infolgedessen nimmt die Heliummenge im zentralen Teil des Sterns allmählich zu und die Wasserstoffmenge nimmt ab.
Der im Inneren der Sonne entstehende Energiefluss wird auf die äußeren Schichten übertragen und auf eine immer größere Fläche verteilt. Dadurch nimmt die Temperatur des Sonnenplasmas mit der Entfernung vom Zentrum ab. Abhängig von der Temperatur und der Art der festgestellten Prozesse lässt sich die Sonne bedingt in 4 Teile einteilen:
- innerer, zentraler Teil (Kern), wo Druck und Temperatur den Ablauf der Kernreaktionen gewährleisten, erstreckt er sich vom Zentrum bis
- Abstand ca. 1/3 des Radius
- eine Strahlungszone (Abstand von 1/3 bis 2/3 des Radius), in der Energie als Ergebnis der aufeinanderfolgenden Absorption und Emission von Quanten elektromagnetischer Energie nach außen übertragen wird;
- konvektive Zone - vom oberen Teil der "strahlenden" Zone fast bis zur sichtbaren Oberfläche der Sonne. Hier nimmt die Temperatur mit Annäherung an die sichtbare Oberfläche der Leuchte schnell ab, wodurch die Konzentration der neutralen Atome zunimmt, die Substanz transparenter wird, der Strahlungstransport weniger effektiv wird und Wärme hauptsächlich durch die Vermischung von die Substanz (Konvektion), wie das Sieden einer Flüssigkeit in einem von unten beheizten Gefäß;
- die Sonnenatmosphäre, die direkt hinter der Konvektionszone beginnt und sich weit über die sichtbare Sonnenscheibe hinaus erstreckt. Die untere Schicht der Atmosphäre ist die Photosphäre, eine dünne Gasschicht, die wir als Sonnenoberfläche wahrnehmen. Die oberen Schichten der Atmosphäre sind aufgrund der starken Verdünnung nicht direkt sichtbar, sie können entweder vollständig beobachtet werden Sonnenfinsternisse, oder mit Hilfe spezieller Geräte.
Sonneneruption
Die Sonnenatmosphäre lässt sich grob in mehrere Schichten einteilen.
Die tiefe, 200-300 km dicke Schicht der Atmosphäre wird Photosphäre (Lichtsphäre) genannt. Fast die gesamte Energie, die im sichtbaren Teil des Spektrums beobachtet wird, wird von ihm abgestrahlt.
Die Fotografien der Photosphäre zeigen deutlich ihre feine Struktur in Form von hellen "Körnern" - Körnchen von etwa 1000 km Größe, getrennt durch schmale dunkle Lücken. Diese Struktur wird Granulation genannt. Es ist das Ergebnis der Bewegung von Gasen, die in der Konvektionszone der Sonne unter der Atmosphäre auftritt.
In der Photosphäre, wie auch in den tieferen Schichten der Sonne, nimmt die Temperatur mit der Entfernung vom Zentrum ab und variiert von etwa 8000 bis 4000 K: Die äußeren Schichten der Photosphäre werden aufgrund ihrer Strahlung in den interplanetaren Raum abgekühlt.
Im Spektrum der sichtbaren Strahlung der Sonne wird sie fast vollständig in der Photosphäre gebildet, dunkle Absorptionslinien entsprechen einer Temperaturabnahme in den äußeren Schichten. Sie heißen Fraunhofer zu Ehren des deutschen Augenoptikers I. Fraunhofer (1787-1826), der 1814 erstmals mehrere hundert solcher Linien skizzierte. Aus dem gleichen Grund (Abnahme der Temperatur vom Zentrum der Sonne aus) erscheint die Sonnenscheibe näher am Rand dunkler.
In den oberen Schichten der Photosphäre beträgt die Temperatur etwa 4000 K. Bei dieser Temperatur und Dichte von 10 -3 -10 -4 kg/m³ wird Wasserstoff praktisch neutral. Nur etwa 0,01% der Atome, hauptsächlich Metalle, sind ionisiert.
Je höher jedoch die Temperatur in der Atmosphäre und damit auch die Ionisation, steigt zunächst langsam, dann sehr schnell wieder an. Der Teil der Sonnenatmosphäre, in dem die Temperatur ansteigt und Wasserstoff, Helium und andere Elemente nacheinander ionisiert werden, wird als Chromosphäre bezeichnet, seine Temperatur beträgt Zehn- und Hunderttausende Kelvin. In den seltenen Momenten totaler Sonnenfinsternisse ist die Chromosphäre in Form eines glänzenden rosa Randes um die dunkle Scheibe herum sichtbar. Oberhalb der Chromosphäre beträgt die Temperatur der Sonnengase 10 6 - 2 × 10 6 K und bleibt dann über viele Sonnenradien nahezu unverändert. Diese dünne und heiße Hülle wird Sonnenkorona genannt. In Form eines strahlenden Perlenglanzes ist er während der vollen Phase der Sonnenfinsternis zu beobachten, dann bietet er einen ungewöhnlich schönen Anblick. Das Koronagas "verdampft" in den interplanetaren Raum, bildet einen Strom aus heißem verdünntem Plasma, fließt ständig von der Sonne und wird Sonnenwind genannt.
Die Chromosphäre und Korona lassen sich am besten von Satelliten und Weltraumstationen im Orbit bei Ultraviolett- und Röntgenstrahlen beobachten.
Im Laufe der Zeit nehmen in einigen Teilen der Photosphäre die dunklen Lücken zwischen den Körnchen zu, es bilden sich kleine runde Poren, einige von ihnen entwickeln sich zu großen dunklen Flecken, die von einem Haufen länglicher, radial länglicher photosphärischer Körnchen umgeben sind.
Bei der Beobachtung von Sonnenflecken durch ein Teleskop bemerkte Galileo, dass sie sich entlang der sichtbaren Sonnenscheibe bewegen. Daraus schloss er, dass sich die Sonne um ihre Achse dreht. Die Drehwinkelgeschwindigkeit des Sterns nimmt vom Äquator zu den Polen ab, Punkte auf dem Äquator vollziehen eine Umdrehung in 25 Tagen und in der Nähe der Pole erhöht sich die Sternperiode des Sonnenumlaufs auf 30 Tage. Die Erde bewegt sich auf ihrer Umlaufbahn in die gleiche Richtung, in die sich die Sonne dreht. Daher ist die Rotationsperiode im Verhältnis zum terrestrischen Beobachter länger und der Fleck im Zentrum der Sonnenscheibe wird in 27 Tagen wieder den Mittelmeridian der Sonne durchlaufen.
Interessante Fakten
- Die durchschnittliche Dichte der Sonne beträgt nur 1,4 g/cm³, d.h. gleich der Dichte des Wassers aus dem Toten Meer.
- Jede Sekunde strahlt die Sonne 100.000-mal mehr Energie aus, als die Menschheit in ihrer gesamten Geschichte erzeugt hat.
- Der spezifische (pro Masseneinheit) Energieverbrauch der Sonne beträgt nur 2 × 10 -4 W/kg, d.h. ungefähr so wie ein Haufen fauler Blätter.
- Am 8. April 1947 wurde die größte Ansammlung von Sonnenflecken auf der Oberfläche der Südhalbkugel der Sonne für die gesamte Beobachtungszeit registriert.
- Es war 300.000 km lang und 145.000 km breit. Es war ungefähr 36 Mal mehr Fläche Erdoberfläche und war bei Sonnenuntergang mit bloßem Auge gut zu erkennen.
- Perus neue Währung (neues Salz) nach der Sonne benannt
1. Benennen Sie den zentralen Körper des Sonnensystems.
2. Was ist in der Sonne zu sehen?
3. Wird die Sonne sterben?
SONNE -Gewicht = 1,99 * 10 30 kg.
Durchmesser = 1.392.000 km.
Absolute Sterngröße = +4,8
Spektralklasse = G2
Oberflächentemperatur = 5800 ° K
Umlaufzeit = 25 h (Pol) -35 h (Äquator)
Die Umlaufdauer um das Zentrum der Galaxie = 200.000.000 Jahre
Entfernung zum Zentrum der Galaxie = 25000 Licht. Jahre
Die Bewegungsgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxie = 230 km / s.
Die Sonne - zentraler und größter Körper Sonnensystem,glühend heiß
eine Plasmakugel, ein typischer Zwergstern. Die chemische Zusammensetzung der Sonne hat bestimmt, dass sie besteht aus Wasserstoff und Helium, der Rest der Elemente beträgt weniger als 0,1%.
Die Quelle der Sonnenenergie ist die Reaktion der Umwandlung von Wasserstoff in Helium mit einer Geschwindigkeit von 600 Millionen Tonnen pro Sekunde. Gleichzeitig werden Licht und Wärme im Kern der Sonne freigesetzt. Die Kerntemperatur erreicht 15 Millionen Grad.
Das heißt, die Sonne ist eine heiße, sich drehende Kugel aus glühendem Gas. Der Radius der Sonne beträgt 696 t.km. Sonnendurchmesser :
1.392.000 km (109 Erddurchmesser).
Die Sonnenatmosphäre (Chromosphäre und Sonnenkorona) ist sehr aktiv, in ihr werden verschiedene Phänomene beobachtet: Flares, Protuberanzen, Sonnenwind (ständiger Ausfluss von Koronamaterie in den interplanetaren Raum).
PROTUBERS (von lat. protubero I swell), riesige, bis zu Hunderttausende von Kilometern lange Zungen aus glühendem Gas in der Sonnenkorona, die eine höhere Dichte und eine niedrigere Temperatur als das sie umgebende Koronaplasma haben. Auf der Sonnenscheibe werden sie in Form dunkler Filamente und an ihrem Rand in Form leuchtender Wolken, Bögen oder Jets beobachtet. Ihre Temperatur kann bis zu 4000 Grad erreichen.
SOLARBLITZ, die stärkste Manifestation der Sonnenaktivität, eine plötzliche lokale Freisetzung der Energie von Magnetfeldern in der Korona und Chromosphäre der Sonne. Bei Sonneneruptionen wird Folgendes beobachtet: eine Zunahme der Helligkeit der Chromosphäre (8-10 min), die Beschleunigung von Elektronen, Protonen und Schwerionen, Röntgenstrahlen und Radioemission.
SONNENPUNKT, Formationen in der Photosphäre der Sonne, die sich aus Poren entwickeln, einen Durchmesser von 200.000 km erreichen können und im Durchschnitt 10-20 Tage bestehen. Die Temperatur in Sonnenflecken ist niedriger als die Temperatur der Photosphäre, wodurch sie 2-5 mal dunkler sind als die Photosphäre. Sonnenflecken zeichnen sich durch starke Magnetfelder aus.
DREHUNG DER SONNE um die Achse, erfolgt in der gleichen Richtung wie die Erde (von West nach Ost) Eine Umdrehung relativ zur Erde dauert 27,275 Tage (synodische Umdrehungsperiode), relativ zu Fixsternen in 25,38 Tagen (siderische Umdrehungsperiode).
Finsternisse Sonne und Mond, treten entweder auf, wenn die Erde in den Schatten fällt,
vom Mond geworfen (Sonnenfinsternisse) oder wenn der Mond in den Schatten der Erde fällt
(Mondfinsternisse).
Die Dauer einer totalen Sonnenfinsternis beträgt nicht mehr als 7,5 Minuten,
privat (große Phase) 2 Std. Der Mondschatten gleitet mit einer Geschwindigkeit von ca. 1km/s,
auf einer Strecke von bis zu 15.000 km, sein Durchmesser beträgt ca. 270km. Totale Mondfinsternisse können bis zu 1 Stunde 45 Minuten dauern. Finsternisse werden in einer bestimmten Reihenfolge über einen Zeitraum von 6585 1/3 Tagen wiederholt. Es gibt nicht mehr als 7 Finsternisse pro Jahr (davon nicht mehr als 3 Mondfinsternisse).
Die Aktivität der Sonnenatmosphäre wiederholt sich periodisch über einen Zeitraum von 11 Jahren.
Die Sonne ist die Hauptenergiequelle der Erde, sie beeinflusst alle irdischen Prozesse. Die Erde ist weit von der Sonne entfernt, daher ist das Leben auf ihr erhalten geblieben. Die Sonneneinstrahlung schafft Bedingungen, die für lebende Organismen geeignet sind. Wenn unser Planet näher wäre, wäre es zu heiß und umgekehrt.
So erwärmt sich die Oberfläche der Venus auf fast 500 Grad und der Druck der Atmosphäre ist enorm, sodass es dort fast unmöglich ist, Leben zu begegnen. Mars ist weiter von der Sonne entfernt, für den Menschen ist es zu kalt, manchmal steigt die Temperatur kurzzeitig auf 16 Grad. Normalerweise gefriert auf diesem Planeten strenger Frost, bei dem sogar Kohlendioxid, aus dem die Atmosphäre des Mars besteht, gefriert.
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Wie lange hält die Sonne?
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3. Die Sonne ist der zentrale Körper unseres Planetensystems
Die Sonne ist der der Erde am nächsten gelegene Stern, der eine glühende Plasmakugel ist. Dies ist eine gigantische Energiequelle: Ihre Strahlungsleistung ist sehr hoch - etwa 3.8610 23 kW. Jede Sekunde gibt die Sonne genug Wärme ab, die ausreichen würde, um die umgebende Eisschicht zu schmelzen Erde, tausend Kilometer dick. Die Sonne spielt eine herausragende Rolle bei der Entstehung und Entwicklung des Lebens auf der Erde. Ein unbedeutender Teil der Sonnenenergie fällt auf die Erde, wodurch der gasförmige Zustand der Erdatmosphäre aufrechterhalten, die Oberflächen von Land und Gewässern ständig erwärmt und die lebenswichtige Aktivität von Tieren und Pflanzen sichergestellt wird. Ein Teil der Sonnenenergie wird in Form von Kohle, Öl, Erdgas im Inneren der Erde gespeichert.
Gegenwärtig wird allgemein akzeptiert, dass thermonukleare Reaktionen in den Tiefen der Sonne bei enormen Temperaturen - etwa 15 Millionen Grad - und monströsen Drücken ablaufen, die mit der Freisetzung einer riesigen Energiemenge einhergehen. Eine dieser Reaktionen kann die Synthese von Wasserstoffkernen sein, bei der die Kerne des Heliumatoms gebildet werden. Es wird berechnet, dass jede Sekunde im Inneren der Sonne 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium und die restlichen 4 Millionen Tonnen Wasserstoff in Strahlung umgewandelt werden. Die thermonukleare Reaktion wird fortgesetzt, bis der Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist. Sie machen derzeit etwa 60 % der Sonnenmasse aus. Eine solche Reserve sollte für mindestens mehrere Milliarden Jahre ausreichen.
Fast die gesamte Energie der Sonne wird in ihrem zentralen Bereich erzeugt, von wo sie durch Strahlung übertragen wird, und dann in die äußere Schicht - übertragen durch Konvektion. Die effektive Temperatur der Sonnenoberfläche – der Photosphäre – beträgt etwa 6000 K.
Unsere Sonne ist nicht nur eine Quelle für Licht und Wärme: Ihre Oberfläche strahlt unsichtbare Ultraviolett- und Röntgenstrahlen sowie Elementarteilchen... Obwohl die von der Sonne an die Erde gesendete Wärme- und Lichtmenge über viele hundert Milliarden Jahre konstant bleibt, variiert die Intensität ihrer unsichtbaren Strahlung erheblich: Sie hängt von der Sonnenaktivität ab.
Es werden Zyklen beobachtet, in denen die Sonnenaktivität ihren Maximalwert erreicht. Ihre Häufigkeit beträgt 11 Jahre. In den Jahren der größten Aktivität steigt die Anzahl der Spots und Fackeln um Sonnenfläche, magnetische Stürme treten auf der Erde auf, die Ionisierung der oberen Schichten der Atmosphäre nimmt zu usw.
Die Sonne hat einen spürbaren Einfluss nicht nur auf natürliche Prozesse wie Wetter, Erdmagnetismus, sondern auch auf die Biosphäre - Tier und Gemüsewelt Erde, inklusive pro Person.
Es wird angenommen, dass das Alter der Sonne mindestens 5 Milliarden Jahre beträgt. Diese Annahme basiert auf der Tatsache, dass unser Planet nach geologischen Daten seit mindestens 5 Milliarden Jahren existiert und die Sonne noch früher entstanden ist.
Algorithmus zur Berechnung der Flugbahn eines Fluges in eine begrenzte Umlaufbahn mit gegebenen Eigenschaften
Wenn wir die Lösung (2.4) des linearisierten Systems (2.3) analysieren, können wir schlussfolgern, dass die Amplituden der Umlaufbahn entlang der X- und Y-Achse linear voneinander abhängen und die Amplitude entlang Z unabhängig ist, während die Schwingungen entlang X und Y treten mit der gleichen Häufigkeit auf ...
Algorithmus zur Berechnung der Flugbahn eines Fluges in eine begrenzte Umlaufbahn mit gegebenen Eigenschaften
Es ist bekannt, dass ein Flug um den Librationspunkt L2 des Sonne-Erde-Systems durch Ausführen eines Impulses in einer niedrigen erdnahen Umlaufbahn durchgeführt werden kann,,,. Tatsächlich wird dieser Flug im Orbit durchgeführt ...
Sterne und Konstellationen sind eins
In diesem Abschnitt werden wir uns ansehen, wie die Sterne / Konstellationen sowohl schaden als auch helfen können, was wir vom Universum erwarten sollten. In der 12. Frage "Können die Sterne schaden oder helfen?" viele stellten gleichermaßen fest, dass die Sterne Schaden anrichten können ...
Die Erde ist ein Planet des Sonnensystems
Die Sonne – der zentrale Körper des Sonnensystems – ist ein typischer Vertreter der Sterne, der am häufigsten vorkommenden Körper im Universum. Wie viele andere Sterne ist die Sonne eine riesige Gaskugel ...
In diesem Beitrag wird die Bewegung eines Raumfahrzeugs im Orbit in der Nähe des Librationspunktes L1 des Sonne-Erde-Systems in einem rotierenden Koordinatensystem betrachtet, das in Abb. 6 ...
Orbitalbewegungssimulation
Das Raumfahrzeug in der Nähe des Librationspunkts kann sich in begrenzten Umlaufbahnen verschiedener Typen befinden, deren Klassifizierung in den Papieren angegeben ist. Die vertikale Bahn von Lyapunov (Abb. 8) ist eine flach begrenzte periodische Bahn ...
Orbitalbewegungssimulation
Wie in Abschnitt 2.4 erwähnt, ist eine der Hauptbedingungen für die Wahl einer begrenzten Umlaufbahn in der Nähe des Librationspunkts L1, die für eine Weltraummission geeignet ist und kontinuierlich von der Erdoberfläche aus beobachtet wird ...
Unser Sonnensystem
Um die Struktur eines so gigantischen Objekts wie der Sonne zu verstehen, muss man sich eine riesige Masse glühenden Gases vorstellen, die an einem bestimmten Ort im Universum konzentriert ist. Die Sonne besteht zu 72 % aus Wasserstoff ...
Oberflächenuntersuchung der Eigenschaften der Sonne
Die Sonne, der zentrale Körper des Sonnensystems, ist eine heiße Gaskugel. Es ist das 750-fache der Masse aller anderen Körper im Sonnensystem zusammen ...
Erstellung eines Modells für die Entstehung des Sonnensystems aus interstellarem Gas basierend auf numerischer Modellierung unter Berücksichtigung der Gravitationswechselwirkung von Teilchen
Als Ergebnis der Studien (einschließlich derjenigen, die nicht in den Materialien dieser Veröffentlichung enthalten sind) wurde im Rahmen der akzeptierten Grundkonzepte der Entstehung des Sonnensystems ein Modell der Entstehung planetarischer Körper vorgeschlagen ...
Das Sonnensystem. Sonnenaktivität und ihr Einfluss auf den klimabildenden Faktor des Planeten
Neun große kosmische Körper, Planeten genannt, kreisen um die Sonne, jeder auf seiner eigenen Umlaufbahn, in eine Richtung - gegen den Uhrzeigersinn. Zusammen mit der Sonne bilden sie das Sonnensystem ...
Solar-Terrestrische Beziehungen und ihr Einfluss auf den Menschen
Was sagt uns die Wissenschaft von der Sonne? Wie weit ist die Sonne von uns entfernt und wie groß ist sie? Die Entfernung von der Erde zur Sonne beträgt fast 150 Millionen km. Es ist leicht, diese Zahl zu schreiben, aber eine so weite Entfernung ist schwer vorstellbar ...
Die Sonne, ihre Zusammensetzung und Struktur. Solar-terrestrische Verbindungen
Die Sonne ist der einzige Stern im Sonnensystem, um den sich andere Objekte in diesem System drehen: Planeten und ihre Satelliten, Zwergplaneten und ihre Satelliten, Asteroiden, Meteoroiden, Kometen und kosmischer Staub. Die Masse der Sonne beträgt 99 ...
Die Sonne, seine physikalische Eigenschaften und der Einfluss auf die Magnetosphäre der Erde
Die Sonne, der der Erde am nächsten liegende Stern, ist ein gewöhnlicher Stern in unserer Galaxie. Dies ist der Hauptreihenzwerg des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Gehört zur Spektralklasse G2V. Seine physikalischen Eigenschaften: Gewicht 1 ...
