Часть 1: Солнце
Солнце - центральное тело
Солнечной системы - представляет собой
раскалённый плазменный шар. Солнце
- ближайшая к Земле звезда. Свет
от него до нас доходит за 8,3 мин.
Солнце решающим образом повлияло на
образование всех тел Солнечной
системы и создало те условия,
которые привели к возникновению
и развитию жизни на Земле. Его
масса в 333 000 раз больше массы
Земли и в 750 раз больше массы
всех других планет, вместе взятых. За
5 миллиардов лет существования Солнца
уже около половины водорода в
его центральной части превратилось
в гелий. В результате этого процесса
выделяется то количество энергии, которое
Солнце излучает в мировое пространство.
Мощность излучения Солнца очень
велика: около 3,8 * 10 20 степени МВт. На
Землю попадает ничтожная часть
Солнечной энергии, составляющая около
половины миллиардной доли. Она поддерживает
в газообразном состоянии земную атмосферу,
постоянно нагревает сушу и водоёмы, даёт
энергию ветрам и водопадам, обеспечивает
жизнедеятельность животных и растений.
Часть солнечной энергии запасена в недрах
Земли в виде каменного угля, нефти и других
полезных ископаемых. Видимый с Земли
диаметр Солнца незначительно меняется
из-за эллиптичности орбиты и составляет,
в среднем, 1 392 000 км (что в 109 раз превышает
диаметр Земли). Расстояние до Солнца в
107 раз превышает его диаметр. Солнце представляет
собой сферически симметричное тело, находящиеся
в равновесии. Всюду на одинаковых расстояниях
от центра этого шара физические условия
одинаковы, но они заметно меняются по
мере приближения к центру. Плотность
и давление быстро нарастают вглубь, где
газ сильнее сжат давлением вышележащих
слоёв. Следовательно, температура также
растёт по мере приближения к центру. В
зависимости от изменения физических
условий Солнце можно разделить на несколько
концентрических слоёв, постепенно переходящих
друг в друга. В центре Солнца температура
составляет 15 миллионов градусов, а давление
превышает сотни миллиардов атмосфер.
Газ сжат здесь до плотности около 150 000
кг/м3. Почти вся энергия Солнца генерируется
в центральной области с радиусом примерно
1/3 солнечного. Через слои, окружающие
центральную часть, эта энергия передаётся
наружу. На протяжении последней трети
радиуса находится конвективная зона.
Причина возникновения перемешивания
(конвекции) в наружных слоях Солнца та
же, что и в кипящем чайнике: количество
энергии, поступающее от нагревателя,
гораздо больше того, которое отводится
теплопроводностью. Поэтому вещество
вынужденно приходит в движение и начинает
само переносить тепло. Ядро и конвективная
зона фактически не наблюдаемы. Об их существовании
известно либо из теоретических расчётов,
либо на основании косвенных данных. Над
конвективной зоной располагаются непосредственно
наблюдаемые слои Солнца, называемые его
Атмосферой. Они лучше изучены, т.к. об
их свойствах можно судить из наблюдений.
1а).Солнечная атмосфера
также состоит из нескольких
различных слоёв. Самый глубокий
и тонкий из них - фотосфера,
непосредственно наблюдаемая в
видимом непрерывном спектре.
Толщина фотосферы приблизительно
около 300 км. Чем глубже слои
фотосферы, тем они горячее.
Во внешних более холодных
слоях фотосферы на фоне непрерывного
спектра образуются Фраунгоферовы
линии поглощения. Во время наибольшего
спокойствия земной атмосферы
можно наблюдать характерную
зернистую структуру фотосферы.
Чередование маленьких светлых
пятнышек - гранул - размером около
1000 км, окруженных тёмными промежутками,
создаёт впечатление ячеистой
структуры - грануляции. Возникновение
грануляции связано с происходящей
под фотосферой конвекцией. Отдельные
гранулы на несколько сотен
градусов горячее окружающего
их газа, и в течение нескольких
минут их распределение по
диску Солнца меняется. Спектральные
измерения свидетельствуют о
движении газа в гранулах, похожих
на конвективные: в гранулах газ
поднимается, а между ними - опускается.
Это движение газов порождают
в солнечной атмосфере акустические
волны, подобные звуковым волнам
в воздухе. Распространяясь в
верхние слои атмосферы , волны,
возникшие в конвективной зоне
и в фотосфере, передают им
часть механической энергии конвективных
движений и производят нагревание
газов последующих слоёв атмосферы
- хромосферы и короны. В результате
верхние слои атмосферы с температурой
около 4500 К оказываются самыми
"холодными" на Солнце. Как
вглубь, так и вверх от них
температура газов быстро растёт.
Расположенный над фотосферой
слой называют хромосферой, во
время полных солнечных затмений
в те минуты, когда Луна полностью
закрывает фотосферу, виден как
розовое кольцо, окружающее тёмный
диск. На краю хромосферы наблюдаются
выступающие язычки пламени -
хромосферные спикулы, представляющие
собой вытянутые столбики из уплотнённого
газа. Тогда же можно наблюдать и спектр
хромосферы, так называемый спектр вспышки.
Он состоит из ярких эмиссионных линий
водорода, гелия, ионизированного кальция
и других элементов, которые внезапно
вспыхивают во время полной фазы затемнения.
Выделяя излучение Солнца в этих линиях,
можно получить его изображение. Хромосфера
отличается от фотосферы значительно
более неправильной неоднородной структурой.
Заметно два типа неоднородностей - яркие
и тёмные. По своим размерам они превышают
фотосферные гранулы. В целом распределение
неоднородностей образует так называемую
хромосферную сетку, особенно хорошо заметную
в линии ионизированного кальция. Как
и грануляция, она является следствием
движения газов в подфотосферной конвективной
зоне, только происходящих в более крупных
масштабах. Температура в хромосфере быстро
растёт, достигая в верхних её слоях десятков
тысяч градусов. Самая верхняя и самая
разряжённая часть солнечной атмосферы
- корона, прослеживающаяся от солнечного
лимба до расстояний в десятки солнечных
радиусов и имеющая температуру около
миллиона градусов. Корону можно видеть
только во время полного солнечного затмения
либо с помощью коронографа.
Вся солнечная атмосфера
постоянно колеблется. В ней распространяются
как вертикальные, так и горизонтальные
волны с длинами в несколько
тысяч километров. Колебания носят
резонансный характер и происходят
с периодом около 5 мин. В возникновении
явлений происходящих на Солнце большую
роль играют магнитные поля. Вещество
на Солнце всюду представляет собой
намагниченную плазму. Иногда в отдельных
областях напряженность магнитного
поля быстро и сильно возрастает. Этот
процесс сопровождается возникновением
целого комплекса явлений солнечной
активности в различных слоях
солнечной атмосферы. К ним относятся
факелы и пятна в фотосфере, флоккулы
в хромосфере, протуберанцы в короне.
Наиболее замечательным явлением, охватывающим
все слои солнечной атмосферы
и за - зарождающимся в хромосфере,
являются солнечные вспышки.
1б).Излучения Солнца.
Радиоизлучение Солнца имеет
две составляющие - постоянную и
переменную. Во время сильных солнечных
вспышек радиоизлучение Солнца возрастает
в тысячи и даже миллионы раз по
сравнению с радиоизлучение спокойного
Солнца. Рентгеновские лучи исходят
в основном от верхних слоёв атмосферы
и короны. Особенно сильным излучение
бывает в годы максимума солнечной
активности. Солнце излучает не только
свет, тепло и все другие виды
электромагнитного излучения. Оно
также является источником постоянного
потока частиц - корпускул. Нейтрино, электроны,
протоны, альфа-частицы, а также более
тяжелые атомные ядра составляют
корпускулярное излучение Солнца. Значительная
часть этого излучения представляет
собой более или менее непрерывное
истечение плазмы - солнечный ветер,
являющийся продолжением внешних слоёв
Солнечной атмосферы - солнечной
короны. На фоне этого постоянно
дующего плазменного ветра отдельные
области на Солнце являются источниками
более направленных, усиленных, так
называемых корпускулярных потоков. Скорее
всего они связаны с особыми
областями Солнечной короны - коронными
дырами, а также, возможно, с долгоживущими
активными областями на Солнце. Наконец,
с солнечными вспышками связаны
наиболее мощные кратковременные потоки
частиц, главным образом электронов
и протонов. В результате наиболее
мощных вспышек частицы могут приобретать
скорости, составляющие заметную долю
скорости света. Частица с такими большими
энергиями называются солнечными космическими
лучами. Солнечное корпускулярное излучение
оказывает сильное влияние на Землю, и
прежде всего на верхние слои её атмосферы
и магнитное поле, вызывая множество интересных
геофизических явлений.
1в).Солнечная активность
- совокупность явлений, периодически
возникающих в солнечной атмосфере.
Проявления солнечной активности
тесно связаны с магнитными
свойствами солнечной плазмы. Возникновение
активной области начинается
с постепенного увеличения магнитного
потока в некоторой области
фотосферы. В соответствующих
местах хромосферы после этого
наблюдается увеличение яркости
в линиях водорода и кальция.
Такие области называют флоккулами.
Примерно в тех же участках
на Солнце в фотосфере (т.е.
несколько глубже) при этом также
наблюдается увеличение яркости
в белом (видимом) свете - факелы.
Увеличение энергии, выделяющейся
в области факела и флоккула,
является следствием увеличившихся
до нескольких десятков экстред
напряженности магнитного поля.
Затем в солнечной активности
наблюдаются солнечные пятна,
возникающие через 1-2 дня после
появления флоккула в виде
маленьких чёрных точек - пор.
Многие из них вскоре исчезают,
и лишь отдельные поры за 2-3
дня превращаются в крупные
тёмные образования. Типичное
солнечное пятно имеет размеры
в несколько десятков тысяч
километров и состоит из тёмной
центральной части - тени и
волокнистой полутени. Важнейшая
особенность пятен - наличие в
них сильных магнитных полей,
достигающих в области тени
наибольшей напряжённости в несколько
тысяч экстред. В целом пятно
представляет собой выходящую
в фотосферу трубку силовых
линий магнитного поля, целиком
заполняющих одну или несколько
ячеек хромосферной сетки. Верхняя
часть трубки расширяется, и
силовые линии в ней расходятся,
как колосья в снопе. Поэтому
вокруг тени магнитные силовые
линии принимают направление,
близкое к горизонтальному. Полное,
суммарное давление в пятне
включает в себя давление магнитного
поля и уравновешивается давлением
окружающей фотосферы, поэтому
газовое давление в пятне оказывается
меньшим, чем в фотосфере Магнитное
поле как бы расширяет пятно
изнутри. Кроме того, магнитное
поле подавляет конвективные
движения газа, переносящие энергию
из глубины вверх. Вследствие
этого в области пятна температура
оказывается меньше примерно
на 1000 К. Пятно как бы охлаждённая
и скованная магнитным полем
яма в солнечной фотосфере.
Большей частью пятна возникают
целыми группами, в которых, однако,
выделяются два больших пятна.
Одно, наибольшее, - на западе, а другое,
чуть поменьше, - на востоке. Вокруг
и между ними часто бывает
множество мелких пятен. Такая
группа пятен называется биполярной,
потому что у обоих больших
пятен всегда противоположная
полярность магнитного поля. Они
как бы связаны с одной и
той же трубкой силовых линий
магнитного поля, которая в виде
гигантской петли вынырнула из-под
фотосферы, оставив концы где-то
в ненаблюдаемых, глубоких слоях.
То пятно, которое соответствует
выходу магнитного поля из
фотосферы, имеет северную полярность,
а то, в области которого силовые
линии входят обратно под фотосферу,
- южную.
Самое мощное проявление фотосферы
- это вспышки. Они происходят в
сравнительно небольших областях хромосферы
и короны, расположенных над группами
солнечных пятен. По своей сути вспышка
- это взрыв, вызванный внезапным
сжатием солнечной плазмы. Сжатие
происходит под давлением магнитного
поля и приводит к образованию
длинного плазменного жгута или
ленты. Длина такого образования составляет
десятки и даже сотни тысяч километров.
Продолжается вспышка обычно около часа.
Хотя детально физические процессы, приводящие
к возникновению вспышек, ещё не изучены,
ясно, что они имеют электромагнитную
природу.
Наиболее грандиозными образованиями
в солнечной атмосфере являются
протуберанцы - сравнительно плотные
облака газов, возникающие в солнечной
короне или выбрасываемые в неё
из хромосферы. Типичный протуберанец
имеет вид гигантской светящейся
арки, опирающейся на хромосферу и
образованной струями и потоками
более плотного и холодного, чем
окружающая корона, вещества. Иногда это
вещество удерживается прогнувшимся под
его тяжестью силовыми линиями магнитного
поля, а иногда медленно стекает
вдоль магнитных силовых линий.
Имеется множество различных
типов протуберанцев. Некоторые
из них связаны со взрывоподобными
выбросами вещества из хромосферы в
корону.
Общая активность Солнца, характеризуемая
количеством и силой проявления
центров солнечной активности, периодически
изменяется. Существует множество различных
удобных способов оценивать уровень
солнечной активности. Обычно пользуются
наиболее простым и введённым
раньше всех способом - числами Вольфа.
Числа Вольфа пропорциональны сумме
полного числа пятен, наблюдаемых
в данный момент на Солнце, и удесятерённого
числа групп, которые они образуют.
Период времени, когда количество центров
активности наибольшее называют максимумом
солнечной активности, а когда
их совсем нет или почти совсем
нет - минимумом. Максимумы и минимумы
чередуются в среднем с периодом
11 лет. Это составляет так называемый
11-и летний цикл солнечной активности.
1г).Солнечная корона - самые
внешние, очень разряженные слои
атмосферы Солнца. Во время полной
фазы солнечного затмения вокруг
диска Луны, который закрывает
от наблюдателя яркую фотосферу,
внезапно как бы вспыхивает
жемчужное сияние. Это на несколько
десятков секунд становится видимой
солнечная корона. Важной особенностью
короны является её лучистая
структура. Лучи бывают разной
длины, вплоть до десятка и
более солнечных радиусов. Общая
форма короны меняется с фазами
цикла солнечной активности: в
годы максимума корона почти
сферична, в годы минимума она
сильно вытянута вдоль экватора.
Корона представляет собой сильно
разряжённую высоко ионизированную
плазму с температурой 1-2 миллиона
градусов. Причина столь большого
нагрева солнечной короны связана
с волновыми движениями, возникающими
в конвективной зоне Солнца. Цвет
короны почти совпадает со
светом излучения всего Солнца.
Это связано с тем, что свободные
электроны, находящиеся в короне,
и возникающие в результате
сильной ионизации газов, рассеивают
излучение, приходящее от фотосферы.
Из-за огромной температуры частицы
движутся так быстро, что при
столкновениях от атомов отлетают
электроны, которые начинают двигаться
как свободные частицы. В результате
этого лёгкие элементы полностью
теряют все свои электроны,
так что в короне практически
нет атомов водорода или гелия,
а есть только протоны и
альфа-частицы. Тяжелые элементы
теряют до 10-15 внешних электронов.
По этой причине в солнечной
короне наблюдаются необычные
спектральные линии, которые долгое
время не удавалось отождествить
с известными химическими элементами.
Горячая плазма сильно излучает
и поглощает радиоволны. Поэтому
наблюдаемое солнечное радиоизлучение
на метровых и дециметровых
волнах возникает в солнечной
короне. Иногда в солнечной короне наблюдаются
области пониженного свечения. Их называют
корональными дырами. Особенно хорошо
эти дыры заметны по снимкам в рентгеновских
лучах.
1д).Диаметр Солнца.
Точные измерения показывают,
что диаметр Солнца не постоянная
величина. Около пятнадцати лет назад
астрономы обнаружили, что Солнце
худеет и полнеет на несколько
километров каждые 2 часа 40 минут, причем
этот период сохраняется строго постоянным.
С периодом 2 часа 40 минут на доли
процента меняется и светимость Солнца,
то есть излучаемая им энергия. Указания
на то, что диаметр Солнца испытывает
еще и очень медленные колебания
со значительным размахом, были получены
путём анализа результатов астрономических
наблюдений многолетней давности. Точные
измерения продолжительности солнечных
затмений, а также прохождения
Меркурия и Венеры по диску Солнца
показали, что в XVII веке диаметр Солнца
превышал нынешний примерно на 2000 км, то
есть на 0,1%. И вот что интересно:
именно в эту эпоху на Солнце длительное
время не
Часть 2: Планеты земной группы
Планеты земной группы - Меркурий,
Венера, Земля и Марс отличаются
от планет-гигантов меньшими размерами,
меньшей массой. Они движутся внутри
пояса малых планет. В пределах
одной группы планеты близки по таким
физическим характеристикам, как плотность,
размеры химический состав, но одна
группа резко отличается при этом
от другой. Каждая планета имеет
свои неповторимые особенности.
Меркурий - самая близкая
к Солнцу планета Солнечной системы.
Расположена на расстоянии 58 млн. км
от Солнца. Полный оборот на небе завершает
за 88 сут. Из-за близости к Солнцу и
малых видимых размеров Меркурий
долго оставался малоизученной
планетой. Только в 1965г. благодаря применению
радиолокации был измерен период
вращения Меркурия вокруг своей оси,
оказавшийся равным 58,65 сут, т.е. 2/3 его
обращения вокруг Солнца. Такое вращение
является динамически устойчивым. Солнечные
сутки на Меркурии продолжаются 176 дней.
Ось вращения Меркурия почти перпендикулярна
плоскости его орбиты. Как подсказали
радионаблюдения температура на
поверхности Меркурия в пункте, где
Солнце находится в зените достигает
620 К. Температура ночного полушария
около 110 К. С помощью радионаблюдений
удалось определить тепловые свойства
наружного покроя планеты, которые
оказались близкими к свойствам
тонко раздробленных пород лунного
реголита. Причиной такого состояния
пород, по всей видимости, являются непрерывные
удары метеоритов, почти не ослабляемые
разряжённой атмосферой Меркурия. Фотографирование
поверхности Меркурия американским
космическим аппаратом "Маринер-10"
в 1974-1975 гг. показало, что по виду планета
напоминает Луну. Поверхность усеяна
кратерами разных размеров, причём
их распределение по величине диаметра
аналогично распределению кратеров Луны.
Это говорит о том, что они образовались
в результате интенсивной метеоритной
бомбардировки миллиарды лет назад на
первых этапах эволюции планеты. Встречаются
кратеры со светлыми лучами, с центральными
горками и без них, с тёмным и светлым дном,
с резкими очертаниями валов (молодые)
и полуразрушенные (древние). Обнаружены
долины, напоминающие известную Долину
Альп не Луне, гладкие круглые равнины,
получившие название бассейнов. Наибольший
из них - Калорис - имеет диаметр 1300 км.
Наличие тёмного вещества в бассейнах
и заполненных лавой кратерах свидетельствует
о том, что в начальный период своего существования
планета испытала сильное разогревание,
за которым последовала одна или несколько
эпох интенсивного вулканизма. Атмосфера
Меркурия очень сильно разряжена по сравнению
с земной атмосферой. По данным, полученным
с "Маринера-10", её плотность не превосходит
плотности земной атмосферы на высоте
620 км. В составе атмосферы обнаружено
небольшое количество водорода, гелия
и кислорода, присутствуют и некоторые
инертные газы, например, аргон и неон.
Такие газы могли выделится в результате
распада радиоактивных веществ, входящих
в состав грунта планеты. Обнаружено слабое
магнитное поле, напряженность которого
меньше, чем у Земли, и больше, чем у Марса.
Межпланетное магнитное поле, взаимодействуя
с ядром Меркурия, может создавать в нём
электрические токи. Эти токи, а также
перемещения зарядов в ионосфере, которая
у Меркурия слабее по сравнению с земной,
могут поддерживать магнитное поле планеты.
Взаимодействуя с солнечным ветром, оно
создаёт магнитосферу. Средняя плотность
Меркурия значительно выше лунной и почти
равна средней плотности Земли. Высказывается
гипотеза о том, что Меркурий имеет мощную
силикатную оболочку (500 - 600 км.), а оставшиеся
50% объема занимает железистое ядро. Жизнь
на Меркурии из-за очень высокой дневной
температуры и отсутствия жидкой воды
не может существовать. Спутников Меркурий
не имеет.