Почему спектр солнца непрерывный

Солнце и солнечный спектр

Солнце-это звезда, одна из 100 млрд, звезд нашей Галактики. В масштабах Вселенной роль Солнца незначительна. Оно относится к числу звезд-желтых карликов спектрального класса G. Однако значение его для нашей планетной системы — Солнечной системы, в которой оно является центральным телом, невозможно переоценить.

Солнце несравненно больше Земли. Оно состоит в основном из водорода и гелия, его диаметр-1392 тыс.км. Объем Солнца более чем в миллион раз превосходит объем Земли, но масса составляет всего 1,99 1033 г, т.е. примерно ЗЗ0000 земных масс. Масса Солнца не столь велика, как можно было бы ожидать, вследствие того что его плотность ниже, чем плотность планеты земного типа. Среднее значение плотности Солнца равно 1,409 (т.е. его масса в 1,409 раза больше массы равного объема воды), но Солнце неоднородно, и плотность его быстро возрастает вглубь.

Солнце расположено на расстоянии примерно 32 тыс. световых лет от центра нашей Галактики и совершает полный оборот вокруг галактического ядра приблизительно за 225 млн. лет. Период вращения Солнца вокруг своей оси на экваторе равен 25,4 суток, но вблизи солнечных полюсов он значительно больше: Солнце вращается не как твердое тело.

Целостат, используемый для наблюдений Солнца. Он состоит из двух зеркал — подвижного (1), поворачивающегося вслед за Солнцем, и неподвижного (2). Одна из осей (3) подвижного зеркала направлена на небесный полюс, направление другой можно регулировать

Гелиостат (А), вариант целостата, используемый для слежения за Солнцем в 152-метровом телескопе на обсерватории Китт-ПІик (Б).- Солнечный свет падает на вращающееся зеркало (1), отражается от него и падает на вогнутое зеркало (2), затем фокусируется на плоском зеркале (3) и проходит через спектрограф (4).

Наблюдения солнечных пятен в 1947 г. К 11 февраля (А) еще не было ясно, какое пятно — ведущее, а какое-следующее. Но магнитная полярность проявлялась четко (показано линиями). В период между 9 марта (Б) и 7 апреля (В) ведущее (1) и следующее (2) пятна различались уверенно. К 5 мая (Г) активность прекратилась

Фотосфера. Яркий внешний слой Солнца называется фотосферой, его температура равна 5500°С. На нем видны более темные участки, называемые солнечными пятнами. На самом деле пятна совсем не черные, они кажутся такими по контрасту; если бы свечение пятна можно было наблюдать отдельно, яркость его поверхности оказалась бы выше, чем у дуговой лампы.

Наблюдатель, который решился бы посмотреть на Солнце в любой телескоп или бинокль, почти наверняка бы сразу ослеп, и темные фильтры здесь-защита ненадежная. Пригоден только метод проекции, когда телескоп проецирует изображение Солнца на экран, который держат или закрепляют за окуляром. Поверхность Солнца не является настолько «гладкой» и лишенной деталей, как кажется; на ней имеются гранулы, каждая диаметром около 1500 км. Под внешними слоями Солнца существуют конвективные потоки; восходящие течения газа, порожденные конвекцией, и обусловливают появление гранул. Темные края гранул-это опускающиеся потоки относительно холодного газа.

Типичное большое солнечное пятно состоит из густой центральной тени, окруженной более светлой областью полутени, хотя очертания пятен обычно очень неправильные. Пятна имеют тенденцию возникать группами; как правило, в группе есть два главных пятна: восточное — «ведущее» и западное — «следующее». Группы могут быть очень сложными и занимать огромную площадь, однако они недолговечны. Даже большая группа существует не более нескольких месяцев, а пятна меньших размеров порою живут всего несколько часов. По мере вращения Солнца можно наблюдать, как пятна медленно пересекают диск от одного края до другого. На полное перемещение пятна по диску уходит около двух недель. Через подобный же промежуток времени пятно вновь появится на противоположной стороне диска, если к этому времени не исчезнет совсем.

Число солнечных пятен сильно менялось (А) во время полета станции «Скайлэб» в период с 14 мая 1973 г. по 8 февраля 1974 г. В промежутки времени SL2, SL3 и SL4 на станции находились экипажи. График на врезке (Б) иллюстрирует цикличность солнечной активности в период 1935-1973 гг. Максимум 19691970 гг. был много слабее максимума 1957-1958 гг.

Полутень солнечных пятен (1) вблизи края (лимба) солнечного диска кажется более узкой на стороне пятна, обращенной к центру диска. Это говорит о том, что пятна расположены ниже уровня фотосферы (эффект Вильсона)

Регулярные циклы. Цикл солнечной активности весьма регулярен и повторяется с периодичностью в среднем И лет. Так, в 1957-1958, а затем в 1969-1970 годах были максимумы4 активности, когда группы пятен наблюдались в изобилии. В промежутках между максимумами бывают минимумы числа пятен, когда солнечный диск много дней подряд лишен пятен.

Солнечные пятна связаны с очень сильными магнитными полями, что отражено в современной теории образования пятен, основы которой были заложены в 1962 г. Харольдом Бэбкоком (1882-1968). Солнце обладает также общим магнитным полем, и можно вообразить, что магнитные силовые линии проходят от одного магнитного полюса к другому под яркой солнечной поверхностью. Из-за различия периодов обращения экваториальной и полярной зон магнитные силовые линии за промежуток времени в несколько лет искажаются и «вытягиваются» вдоль экватора, тогда как полярное магнитное поле усиливается и становится нестабильным. Наконец, «петля» магнитной энергии прорывается сквозь поверхность; при этом образуются два пятна: одно с северной полярностью, другое-с южной. Из-за замкнутости магнитных силовых линий полярности ведущих и следующих пятен в разных полушариях Солнца противоположны. По истечении примерно 11 лет линии разрываются и Солнце резко возвращается к исходному состоянию. В следующем цикле полярности пятен в каждом из полушарий меняются на противоположные.

Информация, которую можно извлечь из визуальных наблюдений фотосферы Солнца, весьма ограниченна, и большая часть наших знаний о Солнце получена с помощью приборов, работающих по принципу спектроскопа. В соответствии с законами излучения, установленными Кирхгофом в 1859 г., раскаленные твердое тело, жидкость или газ при высоком давлении излучают непрерывный (радужный) спектр, тогда как газ при низком давлении дает эмиссионный спектр, состоящий из отдельных ярких линий.

Максимум солнечной активности 1958 г-самый интенсивный из всех когда-либо наблюдавшихся. На фотографии диск Солнца, покрытый большим количеством пятен

Большие группы 8 солнечных пятен встречались и спустя продолжительное время после максимума солнечной активности 1947 г. Эта группа пятен сфотографирован а 17 мая 1951 г.

Солнечный спектр образуется в результате наложения двух эффектов. Подобно газу, находящемуся под высоким давлением, фотосфера излучает непрерывный спектр от красных лучей до фиолетовых (А). Солнечная атмосфера-подобно газу под низким давлением-теоретически должна излучать спектр (Б), состоящий из отдельных ярких линий, соответствующих определенным химическим элементам. Но поскольку светится поверхность Солнца, химические элементы, находящиеся в его атмосфере в газообразном состоянии, поглощают излучение определенных длин волн и на Земле мы наблюдаем в непрерывном спектре фотосферы темные линии, называемые фраунгоферовыми (В).

Точный атлас линий солнечного спектра удалось составить с помощью 4-метрового спектрографа на обсерватории Маунт-Вилсон. На рисунке показана . область 3900-6900 А (ангстрем), т.е. от фиолетового цвета до красного (1 А = 10 -8 см). Каждой линии можно поставить в соответствие химический элемент; например, линии D в середине спектра связаны с натрием, линия Н_а водородом

Обнаружение новых элементов. Химические элементы, присутствующие в газообразном состоянии в атмосфере Солнца, поглощают из непрерывного спектра, излучаемого фотосферой, свет соответствующих определенных частот, создавая в непрерывном спектре провалы-темные линии. Такие темные линии в спектре Солнца называются фраунгоферовыми линиями. По положениям в спектре (т.е. длинам волн) и интенсивностям этих спектральных линий можно установить, какие элементы присутствуют в солнечной атмосфере.

На Солнце таким путем было обнаружено более 60 элементов. Один из них — гелий-на Солнце был обнаружен даже раньше, чем на Земле.

Дата добавления: 2022-01-28 ; просмотров: 180 ;

солнце — звезда Помогите пожалуйста скоро экзамен и это билет. Нужно написать основное к вопросу «Солнце — звезда»

Солнце – ближайшая к нам звезда. Расстояние до него по
астрономическим меркам невелико: лишь 8 минут идет свет от Солнца до Земли.
Солнце – 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.
Солнце – звезда, вокруг которой обращается наша планета.
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. 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.

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

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.

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.

В ультрафиолетовой области спектра с длинами волн короче 200 нм интенсивность
непрерывного спектра резко падает и появляются эмиссионные линии.

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.

§ 5.7. Солнце, его общие характеристики и спектр

Солнце является центральным телом нашей Солнечной системы. Кроме этого, это ближайшая к нам звезда. Поэтому изучение Солнца — чрезвычайно важная задача, это позволяет нам судить о физических свойствах и строении других звезд.

Как и для всякой звезды, основными характеристиками Солнца являются радиус, масса и светимость.

Линейный радиус Солнца можно определить, зная угловой радиус и расстояние до Солнца. Он равен R_ = 696000 км =109 R_ , где R_ — радиус Земли.

Масса Солнца получается из третьего обобщенного закона Кеплера, примененного для Солнца и какого-либо из обращающихся вокруг него тел. Она равна M_  210 30 кг = 333000 M_.

Зная массу и размеры Солнца, можно определить среднюю плотность его вещества _= =1,41 г/см 3 и ускорение свободного падения на «поверхности» Солнца g_= 274 м/c 2 .

Для многих задач астрофизики и геофизики важно знать точную величину светимости Солнца. Поток излучения от Солнца принято характеризовать так называемой солнечной постоянной, под которой понимают полное количество солнечной энергии, проходящей за единицу времени через единичную площадку, перпендикулярную к солнечным лучам и расположенную за пределами земной атмосферы. Согласно большому количеству измерений, значение солнечной постоянной F_

в настоящее время известно с погрешностью около 0,3 %: F_= (13664) Вт/м 2 .

Умножая эту величину на площадь сферы с радиусом в 1 а.е., получим полное количество энергии, излучаемой Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т.е. его светимость. Она равна L_= 3,8510 26 Дж/с.

Светимость Солнца, также как его масса и радиус, приняты в качестве единиц измерения соответствующих величин в мире звезд.

Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам (рис. 5.2).

Рис. 5.2. Схема вращения Солнца. Слева  детали, расположенные вдоль центрального меридиана; справа  их положение после одного оборота Солнца вокруг своей оси.

Таким образом, различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами. Для точек экватора период обращения составляет 25 суток, а вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие движения Земли вокруг Солнца его вращение представляется земному наблюдателю несколько замедленным: период вращения на экваторе составляет 27 суток, а у полюсов — 32 суток.

Спектр Солнца — еще одна его важная характеристика.

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми по имени австрийского физика Фраунгофера, впервые описавшего эти линии в 1814 г. Наиболее интенсивны резонансные линии H и К ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода Н_a , H_, Н_, затем резонансные линии натрия D₁ и D₂ , линии магния, железа, титана и других элементов.

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в сине-зеленой части спектра, в области длин волн 4300-5000 Å. В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую и длинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, полученные с ракет и искусственных спутников, показывают, что до длин волн около 2000 Å характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными.

Инфракрасная область солнечного спектра до 15 мкм частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу. Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн, больших 15 мкм, поглощение становится полным, и спектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосферными методами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной. Важной особенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, увеличивающаяся с ростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой области спектра, интенсивность которой исключительно постоянна. Подобной же переменностью обладает и рентгеновское излучение Солнца.

Многочисленные линии в спектре Солнца принадлежат свыше 80 известным химическим элементам из таблицы Менделеева, изученным в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов, и на его долю приходится около 70% всей массы Солнца (водород — самый легкий элемент). Следующим по содержанию элементом является гелий — около 28% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится не более 2%.

11.1 Общие сведения о Солнце

Солнце представляется кругом с резко очерченным краем (лимбом). Видимый радиус Солнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты. Когда Земля в перигелии (начало января) видимый диаметр Солнца составляет 32’35”, а в афелии (начало июля) —33’31». На среднем расстоянии от Земли (1 а.е.) видимый радиус Солнца составляет 960″, что соответствует линейному радиусу

что дает среднюю плотность его вещества

Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца. Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7° 15′ и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную точку на его поверхности называется гелиографической широтой.

Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость w убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам (рис. 122), так что в среднем w = 14°,4 — 2°,7 sin2В, где В — гелиографическая широта. В этой формуле угловая скорость w измеряется углом поворота за сутки.

Таким образом, различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами. Для точек экватора сидерический период составляет 25 суток, а вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие движения Земли вокруг Солнца его вращение представляется земному наблюдателю несколько замедленным: период вращения на экваторе составляет 27 суток, а у полюсов — 32 суток (синодический период вращения).

Поскольку Солнце вращается не как твердое тело, систему гелиографических координат нельзя жестко связать со всеми точками его поверхности. Условно гелиографические меридианы жестко связываются с точками, имеющими гелиографические широты В = ±16°. Для них сидерический период обращения составляет 25,38 суток, а синодический равен 27,28 суток. За начальный гелиографический меридиан принят тот, который 1 января 1854 г. в 0h по всемирному времени проходил через точку пересечения солнечного экватора с эклиптикой.иардов лет.

11.2. Спектр и химический состав Солнца

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения (рис. 123).

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезеленой части спектра, у длин волн 4300-5000 Å (см рис. 91). В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую и длинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, полученные с ракет и искусственных спутников показывают, что до длин волн около 2000 Å характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, г темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными (рис. 124).

Инфракрасная область солнечного спектра до 15 мк частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу (рис. 125). Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн, больших 15 мк, поглощение становится полным, и спектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосферными методами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной. При этом обнаруживается, что в радиодиапазоне интенсивность солнечного спектра значительно больше, чем должна быть у тела с температурой 6000°. Убывание интенсивности радиоспектра Солнца с ростом длины волны в диапазоне метровых волн происходит так же, как и у абсолютно черного тела, имеющего температуру в миллион градусов. Другой важной особенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, увеличивающаяся с ростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой области спектра, интенсивность которой исключительно постоянна. Подобной же переменностью обладает и рентгеновское излучение Солнца.

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 Å до инфракрасного диапазона является наличие темных фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям испускания разреженного светящегося газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы обусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них мы наблюдаем излучение, исходящее от более наружных, а следовательно, и более холодных слоев. Дополнительное поглощение вызвано соответствующими атомами, которые возбуждаются за счет поглощенных квантов. Возбужденные атомы тут же переизлучают поглощенную энергию, причем одинаково по всем направлениям. Этот процесс называется атомным рассеянием. Он наиболее важен при образовании фраунгоферовых линий. Поэтому по их интенсивности можно судить о количестве рассеивающих атомов в атмосфере.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в далекой ультрафиолетовой области. Это — резонансная линия водорода La (Лайман-альфа) с длиной волны 1216 Å (рис. 124).

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии H и К ионизованного кальция (см. рис. 123). После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода Нa, Hb , Нg , затем резонансные линии натрия D1 и D2 , линии магния, железа, титана и других элементов (см. рис. 123). Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами примерно 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

Результаты показывают, что вещество Солнца имеет тот же химический состав, что и другие космические объекты (кроме Земли и других планет), среднее содержание элементов в которых приведено в табл. 3.

Следующим по содержанию элементом является гелий — около 29% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится чуть больше 1%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10 000 раз меньше, чем атомов водорода.