доклад на тему "Если бы не было солнца"

Доклад на тему "солнце"Атмосфера Солнца начинается на 200-300 глубже видимого края солнечного дисканазывают фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более однойтрехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называютповерхностью Солнца.Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и всотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшаетсяот 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура жетого 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 немногопростейших молекул и радикалов типа Н2, ОН, СН.Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природеотрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумяэлектронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее«холодном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водородаотрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легкоионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. Привозникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимогосвета. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферыс глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам оченьрезким.Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении его спектра.В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: всяона кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделеннымисетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешиваниявсплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разностьтемператур между ними в наружных слоях значительно невелика (200-300 К), ноглубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходитзначительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромнуюроль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекцияв результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями являетсяпричиной всех многообразных проявлений солнечной активности.Магнитные поля участвую во всех процессах на Солнце. Временами в небольшойобласти солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, внесколько тысяч раз более сильные чем на Земле. Ионизированная плазма –хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукциисильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъемгорячих газов с низу тормозится, и возникает темная область – солнечноепятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя вдействительности яркость его слабее раз в десять.С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в видеедва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры додесятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темнойчасти ( ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает пятну видвихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемымифакелами или факельными полями.Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечнойатмосферы – хромосферу и корону.