Солнечная система

 
 
 
 
 

Реферат 

Дисциплина: Концепции современного естествознания

Тема: «Солнечная система». 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Москва, 2011 год

Содержание 

 

 

Введение 

     Парадокс  современной астрономии состоит  в удивительно низком уровне знаний о Солнечной системе. Астрономия в рамках известных физических законов способна построить близкие к реальности модели рождения, жизни и смерти небесных объектов, размеры, массы, энергетическая отдача и удаленность которых громадны по сравнению с реалиями повседневного опыта. И в то же время нет надежной модели происхождения и формирования планет и спутников Солнечной системы, неизвестно, как образуются и откуда появляются кометы, неясно, содержат ли астероиды первичное вещество или являются осколками однажды уже сформировавшихся планетных тел.

 

1. Строение Солнечной системы 

     В строение Солнечной системы входят: Солнце (желтый карлик) – оно сосредоточило в себе 99,8 % всей массы Солнечной системы, 8 больших планет - Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун (до 2006 г. в состав Солнечной системы входила 9 планета – Плутон), несколько десятками спутников планет (в настоящее время их открыто более 60), малые планеты – астероиды (~100 тысяч), кометы ( ~10¹¹ объектов), огромное количество мелких фрагментов – метеороидов, а также космическая пыль. Механически эти объекты объединены в общую систему силой притяжения Солнца. Средняя плотность тел Солнечной системы изменяется в пределах от 0,5 г/см³ для ядер комет до 7,7 г/см³ для металлических астероидов и метеоритов.

     Самая крупная из планет – Юпитер. Также к группе планет-гигантов относятся – Сатурн, Уран и Нептун. Отличительной особенностью всех 4 планет является не только значительные размеры и масса, но также и низкая средняя плотность, характерная для газового состава.

     Другая группа – планеты земного типа – состоит из четырех планет, в нее входят Земля и Венера, которые почти не отличаются друг от друга по размерам, массе и средней плотности (5,52 и 5,24 г/см³ соответственно), а также меньшие по размерам и массе Марс и Меркурий.

     Планеты земной группы составляют внутреннюю часть Солнечной системы. Планеты-гиганты образуют ее внешнюю часть. Промежуточное положение занимает пояс астероидов, в котором сосредоточена большая часть малых планет. На окраинах Солнечной системы, по-видимому, сосредоточены облака гигантских по размерам и массам комет, которые могли посещать окрестности Солнца задолго до появления жизни на Земле. Об этом свидетельствуют следы на поверхности таких безатмосферных тел, как Луна или Меркурий, способных сохранять отпечатки самых древних событий в истории планет.

     Соотношение расстояний и периодов обращения планет вокруг Солнца определяется известным законом Кеплера, согласно которому квадраты периодов пропорциональны кубам больших полуосей относительных орбит. Все планеты обращаются вокруг Солнца в одном направлении, совпадающем с направлением осевого вращения Солнца, и в том же направлении они обращаются вокруг своей оси. Исключение составляют Венера, Уран, осевое вращение которых противоположно солнечному.

     После завершения стадии формирования больших планет и спутников из первичного газопылевого облака, окружавшего Солнце, состояние их поверхности в основном определялось двумя процессами: выпадением большого числа мелких фрагментов, находившихся в межпланетном пространстве, и внутренней активностью собственных недр. Современный вид поверхности больших планет и спутников показывает, что для каждого тела воздействия этих процессов сочетались в различных пропорциях. На поздних стадиях развития планет существенную роль играло также наличие или отсутствие у тела газовой оболочки – атмосферы.

 

2. Солнце 

     Возраст Солнца примерно равен 4.5 миллиарда  лет. С момента своего рождения оно  израсходовало половину водорода содержащегося в ядре. Оно будет продолжать "мирно" излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя его светимость возрастет примерно вдвое за это время). Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что является обычным для звезд, но, увы, приведет к полному уничтожению Земли (и созданию планетарной туманности).

     Солнце  – центральное тело Солнечной  системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального  класса G2.

1. Расстояние от Солнца до центра галактики – 104пк~3/3*104 световых лет;
2. скорость движения Солнца вокруг центра Галактики – 250 км/с;
3. период обращения Солнца вокруг центра Галактики - 2*108 лет;
4. земной наблюдатель видит солнечный диск под углом 0,5°;
5. масса MS ~ 2*1023 кг;
6. RS~629 тыс. км;
7. Объем - 1,41*1027 м3, что почти в 1300 раз превосходит объем Земли;
8. средняя плотность 1,41*103 кг/м;
9. светимость LS=3,86*1023 кВт;
10. эффективная температура поверхности (фотосфера) - 5780 К;
11. период вращения (синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов;
12. ускорение свободного падения 274 м/с². (при таком огромном ускорении силы тяжести человек массой 60 кг весил бы более 1,5 т.).

     Химический  состав Солнца был определен из анализа солнечного спектра. Оказалось, что на Солнце больше всего водорода, а затем гелия. Открыто там много и других химических элементов (кислород, кальций, железо, магний, натрий и др.), но все вместе они составляют очень малую долю по сравнению с водородом. На Солнце не обнаружено никаких химических элементов, помимо тех, которые имеются на Земле. Это указывает на то, что небесные тела состоят из тех же веществ, что и Земля. Но на разных небесных телах вещество может находиться в самых различных состояньях.

     Корона Солнца во внутренней части представляет собой чрезвычайно разреженное облако легких частичек, главным образом частичек электричества – электронов, выделяющихся из нижележащих слоев. Все они быстро движутся в разных направлениях, но преимущественно в сторону от Солнца. Скорость их так же велика, как у газа при температуре до миллиона градусов. Во внешней части короны к ним примешаны и частички пыли, которая носится в межпланетном пространстве.

     В центральной части Солнца находится  источник его энергии, или, говоря образным языком, та "печка", которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причем, чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. кельвинов, происходит выделение энергии.

     Ядро  имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной  массы и выделяется практически  вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

     Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов.

     Плотность, температура и давление Солнца уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед.

     Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Атмосферу принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону.

     Фотосфера - это видимая поверхность Солнца, которая знакома нам лучше  всего. Она достигает толщины всего чуть более 100 км, что чрезвычайно мало по сравнению с радиусом Солнца. Фотосфера полностью поглощает и переиспускает излучение, идущее из солнечного ядра, из фотосферы исходит основная часть видимого излучения Солнца. Тем самым этот слой солнечной структуры не позволяет нам заглянуть внутрь Солнца. Температура фотосферы в среднем около 5800 К, а плотность газа составляет менее 1/1000 плотности земного воздуха. По мере приближения к внешнему краю фотосферы температура уменьшается до 4800 К. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца (именно по ней пределяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца)

     Даже  в самый обычный телескоп на видимой  поверхности Солнца, фотосфере, можно  увидеть множество интересных деталей  таких как Солнечные пятна, яркие  фотосферные факелы и гранулы. Дополнительную информацию о физических процессах в фотосфере получают измеряя скорости движения плазмы с использованием эффекта Доплера, например, именно так были обнаружены гигантские турбулентные движения плазмы, названные супергрануляцией.

     Хромосфера  Солнца становится видимой, например, когда при полном солнечном затмении Луна закрывает яркую фотосферу. Хромосфера неоднородна по структуре, расположена над фотосферой и простирается на 8 000 километров. Температура слоя увеличивается с высотой с 4000 до 100 000 градусов, это уже довольно много, однако хромосфера настолько разрежённая, что яркость её все же незначительна. При такой температуре в хромосфере Солнца формируется интенсивное излучение в линиях атома водорода, в частности в линии H-альфа. Излучение хромосферы Солнца в линии H-альфа лежит в видимой области спектра и имеет яркий красный цвет.

     Хромосферный  слой не имеет гладкой поверхности: на его верхней границе постоянно  происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Если наблюдать хромосферу в телескоп, то можно подумать, что смотришь на горящие прерии. В настоящее время разработаны специальные фильтры, которые прекрасно пропускают свет, излучаемый хромосферой. Использование таких фильтров дало ощутимые результаты - на хромосфере, как и на фотосфере, видны факелы, пятна и вспышки. Так же можно увидеть множество друих интересных деталей: яркие флокулы вокруг солнечных пятен, темные волокна, лежащие на диске, и протуберанцы над солнечным лимбом.

     Горячая корона Солнца отделена от существенно более холодной хромосферы очень тонким слоем солнечной атмосферы. Температура на нижней границе переходного слоя составляет всего около 100 000 градусов, чрезвычайно быстро растет с высотой и достигает на верхней границе уже 1 000 000 градусов. Переходный слой был объектом исследования множества космических обсерваторий так как излучение вещества этого слоя лежит в ультрафиолетовой области, недоступной для наблюдений с земной поверхности.

     Корона  — это последняя внешняя оболочка Солнца, самая протяженная часть солнечной атмосферы. Этому слою свойственна очень высокая температура (от 600 000 до 5 000 000 градусов). Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, магнитным эффектом и воздействием ударных волн, однако этот вопрос еще недостаточно изучен и носит название "Проблемы нагрева солнечной короны". В связи с тем, что температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходит сквозь земную атмосферу и в последнее время активно изучаются с помощью космических аппаратов. Такой способ изучения короны продуктивен еще и потому, что другие слои атмосферы Солнца, фотосфера и хромосфера, почти не производят рентгеновского излучения. В видимом свете корона Солнца видна с Земли во время полных затмений как лучистый ореол, окружающий закрытый солнечный диск, однако в этом диапазоне яркость короны невелика. Это связано с невысокой плотностью вещества в этой области солнечной атмосферы.