Good Mood

cele lekcji

• opisz warstwy słońca.
• opisz cechy powierzchni Słońca.

słownictwo

• chromosfera
• Strefa konwekcji
• corona
• fuzja jądrowa
• Foton
• fotosfera
• Strefa radiacyjna
• rozbłysk słoneczny
• widoczność Słoneczna

wprowadzenie h2>

rozważ Ziemię, Księżyc i wszystkie inne planety i satelity w układzie słonecznym., Masa wszystkich tych obiektów razem stanowi zaledwie 0,2% całkowitej masy układu słonecznego. Reszta, 99,8% całej masy układu słonecznego, to słońce!

Słońce (rysunek poniżej) jest centrum Układu Słonecznego i największym obiektem w Układzie Słonecznym. Ta pobliska gwiazda dostarcza światła i ciepła oraz wspiera prawie całe życie na Ziemi.

warstwy słońca

słońce jest kulą, złożoną prawie w całości z pierwiastków wodoru i helu. Słońce nie jest stałe lub typowy Gaz., Większość atomów w słońcu istnieje jako Plazma, czwarty stan materii zbudowany z przegrzanego gazu o dodatnim ładunku elektrycznym.

struktura wewnętrzna

ponieważ słońce nie jest stałe, nie ma określonej zewnętrznej granicy. Ma jednak określoną strukturę wewnętrzną z identyfikowalnymi warstwami(rysunek poniżej). Od wewnątrz do zewnątrz są to:

• Centralne jądro Słońca to Plazma o temperaturze około 27 milionoc., W tak wysokich temperaturach Wodór łączy się, tworząc Hel w wyniku fuzji jądrowej, procesu, który uwalnia ogromne ilości energii. Energia ta porusza się na zewnątrz, w kierunku zewnętrznych warstw słońca. Fuzja jądrowa w gwiazdach jest omówiona bardziej w rozdziale gwiazdy, galaktyki i Wszechświat.
• Strefa radiacyjna, tuż poza rdzeniem, ma temperaturę około 7 milionoc. Energia uwolniona w rdzeniu porusza się bardzo powoli przez strefę radiacyjną. Cząstka światła, zwana fotonem, przemieszcza się zaledwie kilka milimetrów, zanim uderzy w inną cząstkę., Foton jest wchłaniany, a następnie uwalniany ponownie. Foton może przebyć aż 50 milionów lat przez strefę radiacyjną.
• w strefie konwekcyjnej gorący materiał z okolic strefy radiacyjnej unosi się, ochładza na powierzchni Słońca, a następnie zanurza się z powrotem w dół do strefy radiacyjnej. Ruch konwekcyjny pomaga tworzyć rozbłyski słoneczne i plamy słoneczne.

zewnętrzne warstwy

następne trzy warstwy tworzą atmosferę Słońca. Ponieważ w żadnej części słońca nie ma stałych warstw, granice te są niewyraźne i niewyraźne.,

• fotosfera jest widzialną powierzchnią słońca, regionem, który emituje światło słoneczne. Fotosfera jest stosunkowo chłodna — tylko około 6700°C. fotosfera ma kilka różnych kolorów; pomarańcze, żółte i czerwone, nadając jej ziarnisty wygląd.
• chromosfera jest cienką strefą o grubości około 2000 km, która świeci na czerwono, gdy jest ogrzewana energią z fotosfery(rysunek poniżej). Temperatury w chromosferze wahają się od około 4000°C do około 10 000°C. strumienie gazu przenikają przez chromosferę z prędkością do 72 000 km / h, osiągając wysokość nawet 10 000 km.,

• korona jest najbardziej zewnętrzną warstwą plazmy — jest halo lub 'Korona słońca.”Temperatura korony od 2 do 5 milionów°C jest znacznie gorętsza niż fotosfera(rysunek poniżej).

film widząc gwiazdę w nowym świetle można zobaczyć tutaj:http://sdo.gsfc.nasa.gov/gallery/youtube.php.

cechy powierzchni

cechy powierzchni Słońca są dość widoczne, ale tylko przy użyciu specjalnego sprzętu. Na przykład plamy słoneczne są widoczne tylko przy użyciu specjalnych soczewek filtrujących światło.

plamy na słońcu

najbardziej zauważalną cechą powierzchni Słońca są chłodniejsze, ciemniejsze obszary znane jako plamy słoneczne (rysunek poniżej)., Plamy słoneczne znajdują się tam, gdzie pętle słonecznego pola magnetycznego przebijają się przez powierzchnię i zakłócają płynny transfer ciepła z niższych warstw słońca, czyniąc je chłodniejszymi i ciemniejszymi i naznaczonymi intensywną aktywnością magnetyczną. Plamy słoneczne występują zwykle w parach. Kiedy pętla pola magnetycznego słońca przebija się przez powierzchnię, powstaje plama słoneczna, w której pętla wychodzi i gdzie wraca ponownie.,

rozbłyski słoneczne

istnieją inne rodzaje zakłóceń energii magnetycznej słońca. Jeśli pętla pola magnetycznego słońca pęknie i pęknie, tworzy rozbłyski słoneczne, które są gwałtownymi eksplozjami, które uwalniają ogromne ilości energii(rysunek poniżej).,

film z flary można zobaczyć tutaj:http://www.youtube.com/watch?v=MDacxUQWeRw.

silny rozbłysk słoneczny może przekształcić się w koronalny wyrzut masy (rysunek poniżej).

rozbłysk słoneczny lub koronalny wyrzut masy uwalnia strumienie wysokoenergetycznych cząstek, które tworzą wiatr słoneczny., Wiatr słoneczny może być niebezpieczny dla statków kosmicznych i astronautów, ponieważ wysyła duże ilości promieniowania, które mogą zaszkodzić ludzkiemu ciału. Rozbłyski słoneczne zniszczyły całe sieci energetyczne i zakłóciły łączność radiową, satelitarną i komórkową.

KQED: Journey Into The Sun

Solar Dynamics Observatory to sonda kosmiczna NASA uruchomiona na początku 2010 roku., Dane pozwolą naukowcom dowiedzieć się o burzach słonecznych i innych zjawiskach, które mogą powodować zaciemnienia i szkodzić astronautom. Dowiedz się więcej na: http://science.kqed.org/quest/video/quest-quiz-the-sun/.

promienie słoneczne

kolejną bardzo widoczną cechą na słońcu są promienie słoneczne. Jeśli Plazma przepływa wzdłuż pętli pola magnetycznego słońca od plam słonecznych do plam słonecznych, tworzy świecący łuk, który dociera do atmosfery słońca na tysiące kilometrów. Może trwać od dnia do kilku miesięcy. Widoczne są również podczas całkowitego zaćmienia Słońca.,

większość zdjęć pochodzi z instrumentu AIA SDO; różne kolory reprezentują różne temperatury, wspólna technika obserwacji cech słonecznych. SDO widzi cały dysk Słońca w bardzo wysokiej rozdzielczości przestrzennej i czasowej, umożliwiając naukowcom przybliżenie ważnych wydarzeń, takich jak rozbłyski, fale i plamy słoneczne.

Solar Dynamics Observatory

powyższy film pochodzi z SDO, najbardziej zaawansowanego statku kosmicznego, jaki kiedykolwiek zaprojektowano do badania słońca., Podczas swojej pięcioletniej misji SDO zbada pole magnetyczne słońca, a także zapewni lepsze zrozumienie roli, jaką słońce odgrywa w chemii atmosfery i klimacie Ziemi. Ponieważ tuż po jego uruchomieniu 11 lutego 2010, SDO zapewnia obrazy z jasnością 10 razy lepszą niż telewizja wysokiej rozdzielczości i będzie zwracać bardziej kompleksowe dane naukowe szybciej niż jakikolwiek inny słoneczny statek kosmiczny obserwacyjny.

podsumowanie lekcji

• masa Słońca wynosi 99,8% masy naszego Układu Słonecznego.,
• Słońce zbudowane jest głównie z wodoru z mniejszą ilością helu w postaci plazmy.
• główna część Słońca ma trzy warstwy: rdzeń, strefę radiacyjną i strefę konwekcyjną.
• atmosfera Słońca ma również trzy warstwy: fotosferę, chromosferę i koronę.
• fuzja jądrowa wodoru w jądrze słońca wytwarza ogromne ilości energii, które promieniują ze słońca.
• niektóre cechy powierzchni Słońca obejmują plamy słoneczne, rozbłyski słoneczne i widoczność.

pytania przeglądowe

1., W jaki sposób Słońce wspiera całe życie na Ziemi?

2. Które dwa elementy składają się prawie w całości na słońce?

3. Który Proces jest źródłem ciepła w słońcu i gdzie się odbywa?

4. Dlaczego astronauci podróżujący na Marsa mieliby martwić się wiatrem słonecznym? Czym jest wiatr słoneczny?

5. Opisz, w jaki sposób ruchy w strefie konwekcji przyczyniają się do rozbłysków słonecznych.

6. Myślisz, że reakcje termojądrowe w jądrze słońca będą trwać wiecznie i trwać bez końca? Wyjaśnij swoją odpowiedź.,

Czytaj dalej / linki uzupełniające

punkty do rozważenia

• gdyby coś nagle spowodowało zatrzymanie fuzji jądrowej na słońcu, skąd byśmy wiedzieli? Kiedy będziemy wiedzieć?
• czy są jakieś rodzaje niebezpiecznej energii ze słońca? Na co mogą mieć wpływ?
• Jeśli słońce jest zbudowane z gazów takich jak wodór i hel, to jak może mieć warstwy?

idąc dalej – zastosowanie matematyki

mierzyłbyś coś, czego nie możesz osiągnąć? Odpowiedź jest taka, że możesz użyć prostej geometrii., Możemy zmierzyć średnicę słońca, nawet jeśli nie możemy iść do Słońca i nawet jeśli słońce jest zbyt duże dla człowieka, aby zmierzyć. Do pomiaru słońca używamy zasad podobnych trójkątów. Boki podobnych trójkątów są proporcjonalne do siebie. Ustawiając jeden bardzo mały trójkąt, który jest proporcjonalny do innego bardzo dużego trójkąta, możemy znaleźć nieznaną odległość lub pomiar, o ile znamy trzy z czterech części równania., Jeśli zrobisz otwór w karcie indeksowej i wyświetlisz obraz słońca na schowku trzymanym 1 metr od karty indeksowej, średnica naszego wyświetlonego obrazu Słońca będzie proporcjonalna do rzeczywistej średnicy Słońca. Oto równanie: s / d = S / D, gdzie S = Średnica rzutowanego obrazu słońca, s = prawdziwa średnica Słońca. Obliczenia wymagają również znajomości rzeczywistej odległości między Ziemią a Słońcem, D = 1.496 x 108 km oraz odległości (d = 1 metr) między schowkiem a kartą indeksową., Zanim poprawnie rozwiążesz to równanie, musisz mieć pewność, że wszystkie pomiary są w tych samych jednostkach – w tym przypadku zmień wszystkie pomiary na km. Wypróbuj to i zobacz, jak dokładnie możesz zmierzyć prawdziwą średnicę słońca.