Доклад на тему "Если бы не было солнца"

Доклад на тему "солнце"Атмосфера Солнца начинается на 200-300 глубже видимого края солнечного диска

называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной

трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют

поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в

сотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается

от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же

того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы.

Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного

простейших молекул и радикалов типа Н2, ОН, СН.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе

отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя

электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее

"холодном" слое фотосферы при "налипании" на нейтральные атомы водорода

отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко

ионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При

возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого

света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы

с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень

резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении его спектра.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся

она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками - гранулами, разделенными

сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания

всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность

температур между ними в наружных слоях значительно невелика (200-300 К), но

глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит

значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную

роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция

в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является

причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.

Магнитные поля участвую во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой

области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в

несколько тысяч раз более сильные чем на Земле. Ионизированная плазма -

хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции

сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем

горячих газов с низу тормозится, и возникает темная область - солнечное

пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в

действительности яркость его слабее раз в десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде

едва заметной точки - поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до

десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной

части (ядра) и менее темной - полутени, структура которой придает пятну вид

вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми

факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной

атмосферы - хромосферу и корону.