Проект по теме: «Звезда по имени Солнце»

Проект по теме:

«Звезда по имени Солнце»

Выполнила:

Учитель математики и физики:

Мекерова Фатима Магометовна

МКОУ «СОШ а.Псаучье-Дахе

им.Героя России О.М. Карданова»

а.Псаучье-Дахе

2015г.

Содержание

Содержание	Страница
I.1 Обоснование выбора	Стр. 2
I.2 Цели работы	Стр. 2
I.3 Задачи работы	Стр. 2
I.4 Этапы работы	Стр. 2
I.5 Необходимые ресурсы	Стр. 2
I.6 Обзор литературы	Стр. 3
II.1 Введение	Стр. 4
II.2 Общие сведения о Солнце	Стр. 5
III. Излучение Солнца — основной источник энергии на Земле	Стр. 5
IV. Строение Солнца	Стр. 7
IV.1 Протуберанцы	Стр. 10
V. Видимая часть солнечного спектра.	Стр. 12
VI. Излучение абсолютно черного тела.	Стр. 13
VII. Положение Солнца в Галактике	Стр. 14
VIII. Солнечное затмение	Стр. 14
VIII.1 Природа Солнечного затмения	Стр. 15
VIII.2 Развитие Солнечного затмения	Стр. 16
VIII.3 Особенности наблюдения Солнечного затмения	Стр. 16
VIII.4 Cолнечные затмения в истории человечества	Стр. 17
VIII.5 Астрономическая классификация солнечных затмений	Стр. 17
IX. Происхождение и виды солнечных магнитных полей	Стр.18
X. Солнечная активность и солнечный цикл	Стр. 19
XI. Проблема солнечных нейтрино	Стр. 20
XII. Проблема нагрева короны	Стр. 21
XIII. Наблюдения Солнца и опасность для зрения	Стр. 22
XIV. Солнце и Земля	Стр. 22
XV. Солнце в мировой религии	Стр. 24
XVI. Солнце в языках мира	Стр. 24
XVII. Вывод	Стр. 25

I.1 Обоснование выбора

Солнце – это главный источник жизни, тепла и света на земле. В связи с этим, я заинтересовалась это звездой, её свойствами и строением. Свой проект я хочу посвятить звезде по имени Солнце.

I.2 Цели работы

• Узнать как можно больше информации о Солнце.

• Сделать соответствующие выводы.

I.3 Задачи работы

• Собрать материал.

• Проанализировать собранную информацию.

• Оформить материал.

• Представить результаты исследований.

I.4 Этапы работы

№	Этапы работы
1.	Планирование
2.	Сбор литературы
3.	Консультации с учителем физики
4.	Анализ информации, оформление
5.	Консультация с учителями физики по проведению занятий
6.	Разработка и проведение занятий
7.	Анализ собранного материала
8.	Оформление работы
9.	Подготовка презентации для защиты

I.5 Необходимые ресурсы

• Техническое оснащение: компьютер, доступ к Интернету, принтер;

• Программное обеспечение: издательские программы;

• Интернет-ресурсы: список веб-адресов, необходимых для поиска информации.

• Другое: кого пригласить, привлечь к работе (учитель русского языка).

Используемые методики:

• Анализ литературы

I.6 Обзор литературы

В процессе работы я изучила много интересной и полезной литературы. Используя материалы книг, статей, познакомилась с основными понятиями Солнца и его строением. На основе различных фильмов и сюжетов видеороликов, узнала что из себя представляет Солнце. С различных сайтов были взяты фотографии для презентации, помогавшие более ярко выразить основные мысли.

II.1 Введение

Солнце — центральная и единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99,8 % от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле (фотоны необходимы для начальных стадий процесса фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~73 % от массы и ~92 % от объёма), гелия (~25 % от массы и ~7 % от объёма) и следующих, входящих в его состав в малых концентрациях, элементов: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома. По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V («жёлтый карлик»). Температура поверхности Солнца достигает 6000 K, поэтому Солнце светит почти белым светом, но из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок.

Солнце принадлежит к первому типу звёздного населения. Одна из распространённых теорий возникновения Солнечной системы предполагает, что её формирование было вызвано взрывами одной или нескольких сверхновых звёзд. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержится аномально большая доля золота и урана, которые могли бы быть результатом эндотермических реакций, вызванных этим взрывом, или ядерного превращения элементов путём поглощения нейтронов веществом массивной звезды второго поколения.

Радиус Солнца в 109 раз больше радиуса Земли. 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. 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. 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.

На 1 квадратный метр обращенной к Солнцу поверхности площадки в окрестностях Земли ежесекундно поступает 1400 Дж энергии, переносимой солнечным электромагнитным излучением. Эта величина называется солнечной постоянной. Иными словами, плотность потока энергии солнечного излучения составляет 1,4 кВт/м2.

II.2 Общие сведения о Солнце:

• Масса - 1,990·10³⁰ кг (в 332 958 раз больше массы Земли).

• Радиус - 696 000 км

• Средняя плотность - 1 400 кг/м3

• Среднее расстояние от Земли - 149,6 млн. км

• Период вращения - 25,380 суток

• Видимая звездная величина –26,75m

• Спектральный класс - G2 V

• Эффективная температура поверхности - 5 780 К

• Возраст - около 5 млрд. лет

• диаметр - примерно 1392000 км (109 раз больше диаметра Земли),

• средняя плотность материи в солнечной - 1,4 г/см3,

• средняя температура поверхности - более 5500 K,

• температура ядра достигает 15 млн., К.

III. Излучение Солнца — основной источник энергии на Земле.

Его мощность характеризуется солнечной постоянной — количеством энергии, проходящей через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам. На расстоянии в одну астрономическую единицу (то есть на орбите Земли) эта постоянная равна приблизительно 1370 Вт/м².

Солнце излучает каждую секунду энергию, эквивалентную 517 000 триллионам лошадиных сил. Эту колоссальную энергию Солнце излучает в течение не менее трёх миллиардов лет (время существования Земли). Как ни велико это излучение Солнца, имеются звёзды, которые излучают ещё больше энергии.

Звезда 8 Золотой Рыбы в южном полушарии (невидимая простым глазом) излучает энергии в миллион раз больше. Важнейшим и трудным вопросом является вопрос о том, каким образом могут пополняться эти расточительные траты энергии.

Источником энергии не могут служить ни явления горения, ни энергия, получаемая от падения метеоритов, ни энергия, получаемая от сжатия звезд, ни радиоактивная энергия — все эти источники являются слишком ничтожными для пополнения этих расходов в течение долгого времени. Только энергия, выделяющаяся при образовании сложных элементов, так называемых ядерных реакциях внутри атома, может объяснить это излучение звёзд в течение многих миллиардов лет. В частности, энергия Солнца образуется вследствие реакции перехода водорода в гелий, это так называемый углеродный цикл, при котором углерод является катализатором.

Проходя сквозь атмосферу Земли, солнечное излучение теряет в энергии примерно 370 Вт/м², и до земной поверхности доходит только 1000 Вт/м² (при ясной погоде и когда Солнце находится в зените). Эта энергия может использоваться в различных естественных и искусственных процессах. Так, растения с помощью фотосинтеза перерабатывают её в химическую форму (кислород и органические соединения). Прямое нагревание солнечными лучами или преобразование энергии с помощью фотоэлементов может быть использовано для производства электроэнергии (солнечными электростанциями) или выполнения другой полезной работы. Путём фотосинтеза была в далёком прошлом получена и энергия, запасённая в нефти и других видах ископаемого топлива. Ультрафиолетовое излучение Солнца имеет антисептические свойства, позволяющие использовать его для дезинфекции воды и различных предметов.

Оно также вызывает загар и имеет другие биологические эффекты — например, стимулирует производство в организме витамина D.

Воздействие ультрафиолетовой части солнечного спектра сильно ослабляется озоновым слоем в земной атмосфере, поэтому интенсивность ультрафиолетового излучения на поверхности Земли сильно меняется с широтой. Угол, под которым Солнце стоит над горизонтом в полдень, влияет на многие типы биологической адаптации — например, от него зависит цвет кожи человека в различных регионах земного шара.

Наблюдаемый с Земли путь Солнца по небесной сфере изменяется в течение года. Путь, описываемый в течение года той точкой, которую занимает Солнце на небе в определённое заданное время, называется аналеммой и имеет форму цифры 8, вытянутой вдоль оси север — юг. Самая заметная вариация в видимом положении Солнца на небе — его колебание вдоль направления север — юг с амплитудой 47° (вызванное наклоном плоскости эклиптики к плоскости небесного экватора, равным 23,5°). Существует также другая компонента этой вариации, направленная вдоль оси восток — запад и вызванная увеличением скорости орбитального движения Земли при её приближении перигелию и уменьшением — при приближении к афелию. Первое из этих движений (север — юг) является причиной смены времён года.Земля проходит через точку афелия в начале июля и удаляется от Солнца на расстояние 152 млн км, а через точку перигелия — в начале января и приближается к Солнцу на расстояние 147 млн км. Видимый диаметр Солнца между этими двумя датами меняется на 3 %. Поскольку разница в расстоянии составляет примерно 5 млн км, то в афелии Земля получает примерно на 7 % меньше тепла. Таким образом, зимы в северном полушарии немного теплее, чем в южном, а лето немного прохладнее.

Солнце — магнитноактивная звезда. Она обладает сильным магнитным полем, напряжённость которого меняется со временем и которое меняет направление приблизительно каждые 11 лет, во время солнечного максимума. Вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, совокупность которых называется солнечной активностью и включает в себя такие явления, как солнечные пятна, солнечные вспышки, вариации солнечного ветра и т. д., а на Земле вызывает полярные сияния в высоких и средних широтах и геомагнитные бури, которые негативно сказываются на работе средств связи, средств передачи электроэнергии, а также негативно воздействует на живые организмы (вызывают головную боль и плохое самочувствие у людей, чувствительных к магнитным бурям). Предполагается, что солнечная активность играла большую роль в формировании и развитии Солнечной системы. Она также оказывает влияние на структуру земной атмосферы.

IV. Строение Солнца

Внутреннее строение Солнца слоистое, или оболочечное, оно состоит из ряда сфер, или областей. В центре находится ядро, затем область лучевого переноса энергии, далее конвективная зона и, наконец, атмосфера. К ней ряд исследователей относят три внешние области: фотосферу, хромосферу и корону. Правда, другие астрономы к солнечной атмосфере относят только хромосферу и корону. Остановимся кратко на особенностях названных сфер.

Ядро - центральная часть Солнца со сверхвысоким давлением и температурой, обеспечивающими течение ядерных реакций. Они выделяют огромное количество электромагнитной энергии в предельно коротких диапазонах волн.

Область лучистого переноса энергии - находится над ядром. Она образована практически неподвижным и невидимым сверхвысокотемпературным газом. Передача через нее энергии, генерируемой в ядре, к внешним сферам Солнца осуществляется лучевым способом, без перемещения газа. Этот процесс надо представлять себе примерно так.

Из ядра в область лучевого переноса энергия поступает в предельно коротковолновых диапазонах - гамма излучения, а уходит в более длинноволновом рентгеновском, что связано с понижением температуры газа к периферической зоне.

Конвективная область - располагается над предыдущей. Она образована также невидимым раскаленным газом, находящимся в состоянии конвективного перемешивания. Перемешивание обусловлено положением области между двумя средами, резко различающимися по господствующим в них давлению и температуре. Перенос тепла из солнечных недр к поверхности происходит в результате локальных поднятий сильно нагретых масс воздуха, находящихся под высоким давлением, к периферии светила, где температура газа меньше и где начинается световой диапазон излучения Солнца. Толщина конвективной области оценивается приблизительно в 1/10 часть солнечного радиуса.

Фотосфера - это нижний из трех слоев атмосферы Солнца, расположенный непосредственно на плотной массе невидимого газа конвективной области. Фотосфера образована раскаленным ионизированным газом, температура которого у основания близка к 10000 К (т. е. абсолютная температура), а у верхней границы, расположенной примерно в 300 км выше, порядка 5000 К. Средняя температура фотосферы принимается в 5700 К. При такой температуре раскаленный газ излучает электромагнитную энергию преимущественно в оптическом диапазоне волн.

Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.

Через прозрачный воздух фотосферы в телескоп отчетливо просматривается ее основание - контакт с массой непрозрачного воздуха конвективной области. Поверхность раздела имеет зернистую структуру, называемую грануляцией. Зерна, или гранулы, имеют поперечники от 700 до 2000 км.

Положение, конфигурация и размеры гранул меняются. Наблюдения показали, что каждая гранула в отдельности выражена лишь какое-то короткое время (около 5-10 мин.), а затем исчезает, заменяясь новой гранулой.

На поверхности Солнца гранулы не остаются неподвижными, а совершают нерегулярные движения со скоростью примерно 2 км/сек. В совокупности светлые зерна (гранулы) занимают до 40% поверхности солнечного диска.

Процесс грануляции представляется как наличие в самом нижнем слое фотосферы непрозрачного газа конвективной области - сложной системы вертикальных круговоротов.

Светлая ячея - это поступающая из глубины порция более разогретого газа по сравнению с уже охлажденной на поверхности, а потому и менее яркой, компенсационно погружающейся вниз. Яркость гранул на 10-20% больше окружающего фона указывает на различие их температур в 200-300° С.

Образно грануляцию на поверхности Солнца можно сравнить с кипением густой жидкости типа расплавленного гудрона, когда со светлыми восходящими струями появляются пузырьки воздуха, а более темные и плоские участки характеризуют погружающиеся порции жидкости.
Иследования механизма передачи энергии в газовом шаре Солнца от центральной области к поверхности и ее излучение в космическое пространство показали, что она переносится лучами. Даже в конвективной зоне, где передача энергии осуществляется движением газов, большая часть энергии переносится излучением.

Таким образом, поверхность Солнца, излучающая энергию в космическое пространство в световом диапазоне спектра электромагнитных волн, - это разреженный слой газов фотосферы и просматривающаяся сквозь нее гранулированная верхняя поверхность слоя непрозрачного газа конвективной области. В целом зернистая структура, или грануляция, признается свойственной фотосфере - нижнему слою солнечной атмосферы.

Хромосфера. При полном солнечном затмении у самого края затемненного диска Солнца видно розовое сияние - это хромосфера. Она не имеет резких границ, а представляет собой сочетание множества ярких выступов или языков пламени, находящихся в непрерывном движении. Хромосферу сравнивают иногда с горящей степью. Языки хромосферы называют спикулами. Они имеют в поперечнике от 200 до 2000 км (иногда до 10000) и достигают в высоту нескольких тысяч километров.

Их надо представлять себе как вырывающиеся из Солнца потоки плазмы (раскаленного ионизированного газа).

Установлено, что переход от фотосферы к хромосфере сопровождается скачкообразным повышением температуры от 5700 К до 8000 - 10000 К. К верхней же границе хромосферы, находящейся приблизительно на высоте 14000 км от поверхности солнца, температура повышается до 15000 - 20000 К. Плотность вещества на таких высотах составляет всего 10-12 г/см3, т. е. в сотни и даже тысячи раз меньше, чем плотность нижних слоев хромосферы.

Солнечная корона - внешняя атмосфера Солнца. Некоторые астрономы называют ее атмосферой Солнца. Она образована наиболее разреженным ионизированным газом. Простирается примерно на расстояние 5 диаметров Солнца, имеет лучистое строение, слабо светится. Ее можно наблюдать только во время полного солнечного затмения. Яркость короны примерно такая же, как у Луны в полнолуние, что составляет лишь около 5/1000000 долей яркости Солнца. Корональные газы в высокой степени ионизированы, что определяет их температуру примерно в 1 млн. градусов. Внешние слои короны излучают в космическое пространство корональный газ - солнечный ветер. Это второй энергетический (после лучистого электромагнитного) поток Солнца, получаемый планетами. Скорость удаления коронального газа от Солнца возрастает от нескольких километров в секунду у короны до 450 км/сек на уровне орбиты Земли, что связано с уменьшением силы притяжения Солнца при увеличении расстояния.

Постепенно разреживаясь по мере удаления от Солнца, корональный газ заполняет все межпланетное пространство. Он воздействует на тела Солнечной системы как непосредственно, так и через магнитное поле, которое несет с собой. Оно взаимодействует с магнитными полями планет. Именно корональный газ (солнечный ветер) является основной причиной полярных сияний на Земле и активности других процессов магнитосферы.

IV. 1 Протуберанцы — плотные конденсации относительно холодного (по сравнению с солнечной короной) вещества, которые поднимаются и удерживаются над поверхностью Солнца магнитным полем.

Протуберанцы отличаются волокнистой и клочковатой структурой постоянно движущихся нитей и сгустков плазмы и многообразием форм, классифицируемых либо по морфологическим, либо по динамическим признакам.

По виду протуберанца, по скорости и особенностям движения вещества в нём его можно отнести к одному из следующих классов:

• Спокойные — движения вещества и изменение формы в них медленные; время существования недели и даже месяцы; наблюдаются во всех гелиографических широтах. Они возникают либо вдали от групп солнечных пятен, либо вблизи них на поздних стадиях их развития. Кинетическая температура — 15000°.

• Активные — в них происходят довольно быстрые движения потоков вещества от протуберанца к фотосфере, от одного протуберанца к другому. Многие спокойные протуберанцы также переживают активную стадию, длящуюся от десятков минут до нескольких суток, заканчивающуюся либо полным исчезновением, либо превращением его в эруптивный протуберанец. Кинетическая температура — 25000°.

• Эруптивные, или изверженные — по виду напоминают громадные фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн км над поверхностью Солнца. Движения сгустков вещества в них происходят быстро; извергаются со скоростями в сотни км/сек и довольно быстро изменяют свои очертания. При увеличении высоты протуберанец слабеет и рассеивается. В некоторых протуберанцах наблюдались резкие изменения скорости движения отдельных сгустков. Эруптивные протуберанцы непродолжительны.

• Корональные, или петлеобразные — возникают над хромосферой в виде небольших облачков, сливающихся затем в одно облако, из которого отдельными струями вниз к хромосфере спускаются потоки светящегося вещества. Все явление длится несколько часов. Большие протуберанцы и энергичные корональные выбросы достаточно редки, они случаются значительно чаще вблизи максимума 11-летнего солнечного цикла активности, когда наблюдается много пятен и других активных явлений.

Следующая классификация протуберанцев, учитывающая характер движения материи в них и форму протуберанцев:

• I тип (встречается редко) имеет форму облака или струи дыма. Развитие начинается от основания вещество поднимается по спирали на большие высоты. Скорость движения вещества может достигать 700 км/сек. На высоте около 100 тыс. км от протуберанца отделяются куски, падающие затем обратно по траекториям, напоминающим силовые линии магнитного поля.

• II тип имеет форму искривлённых струй, начинающихся и кончающихся на поверхности Солнца. Узлы и струи движутся как бы по магнитным силовым линиям. Скорости движения сгустков — от нескольких десятков до 100 км/сек. На высотах в несколько сотен тысяч км струи и сгустки угасают.

• III тип имеет форму кустарника или дерева; достигает очень больших размеров. Движения сгустков (до десятков км/сек) неупорядочены.

V.Видимая часть солнечного спектра.

Наибольшую интенсивность непрерывный спектр имеет в области длин волн 430 –500 нм. В видимой и инфракрасной областях спектр электромагнитного излучения Солнца близок к спектру излучения абсолютно черного тела с температурой 6000 К. Эта температура соответствует температуре видимой поверхности Солнца – фотосферы. В видимой области спектра Солнца наиболее интенсивны линии Н и К ионизованного кальция, линии бальмеровской серии водорода Нα, Нβ и Нγ. Около 9 % энергии в солнечном спектре приходится на ультрафиолетовое излучение с длинами волн от 100 до 400 нм.

Остальная энергия разделена приблизительно поровну между видимой (400–760 нм) и инфракрасной (760–5000 нм) областями спектра.

Впервые для определения солнечной энергии был использован метод измерения нагревающего действия солнечных лучей Пулье (1837 год). Такой прибор называется C:\Users\User\AppData\work\солнце\DswMedia\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 C:\Users\User\AppData\work\солнце\DswMedia\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.

VI. 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. Солнечная корона излучает радиоволны как абсолютно черное тело с температурой Т = 106 К. Переменная составляющая радиоизлучения Солнца проявляется в виде всплесков, шумовых бурь. Шумовые бури длятся от нескольких часов до нескольких дней. Через 10 минут после сильной солнечной вспышки радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца; это состояние длится от нескольких минут до нескольких часов. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.

Плотность потока излучения Солнца в рентгеновской области (0,1–10 нм) весьма мала (~5∙10–4 Вт/м2) и сильно меняется с изменением уровня солнечной активности. В ультрафиолетовой области на длинах волн от 200 до 400 нм спектр Солнца также описывается законами излучения абсолютно черного тела.

В ультрафиолетовой области спектра с длинами волн короче 200 нм интенсивность непрерывного спектра резко падает и появляются эмиссионные линии. Наиболее интенсивна из них водородная линия лаймановской серии (λ = 121,5 нм). При ширине этой линии около 0,1 нм ей соответствует плотность потока излучения около 5∙10–3 Вт/м2. Интенсивность излучения в линии приблизительно в 100 раз меньше. Заметны также яркие эмиссионные линии различных атомов, важнейшие линии принадлежат Si I (λ = 181 нм), Mg II и Mg I, O II, O III, C III и другие. 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.

VII. Положение Солнца в Галактике

Первый, кто заметил, что в направлении созвездия Геркулеса звезды как бы расходятся в разные стороны, а с противоположной стороны – как бы сдвигаются, был Вильям Гершель. Он объяснил это движением Солнца в пространстве. Солнце (и Солнечная система) движется со скоростью 20 км/с в направлении к границе созвездий Лиры и Геркулеса. Это объясняется местным движением внутри ближайших звезд. Эта точка называется апексом движения Солнца, ее координаты α ≈ 18h, δ ≈ +30°. Точка на небесной сфере, противоположная апексу, называется антиапекс. В этой точке пересекаются направления собственных скоростей ближайших к Солнцу звезд. Движения ближайших к Солнцу звезд происходят с небольшой скоростью, это не мешает им участвовать в обращении вокруг галактического центра. Солнечная система участвует во вращении вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с. Это движение происходит в направлении созвездия Лебедя. Период обращения Солнца вокруг галактического центра около 220 млн. лет.

VIII. Солнечное затмение

Солнечное затмение — астрономическое явление, которое заключается в том, что Луна закрывает (затмевает) полностью или частично Солнце от наблюдателя на Земле. Солнечное затмение возможно только в новолуние, когда сторона Луны, обращенная к Земле, не освещена, и сама Луна не видна. Затмения возможны только если новолуние происходит вблизи одного из двух лунных узлов (точки пересечения видимых орбит Луны и Солнца), не далее чем примерно в 12 градусах от одного из них.Полное солнечное затмение не может продолжаться более 8 минут.

VIII.1 Природа Солнечного затмения

Солнце и Луна - единственные небесные тела на земном небосводе, которые имеют видимые невооруженным глазом размеры.

Солнце – звезда диаметром 1 392 000 километров, массой 332 946 масс Земли. Температура поверхности – 5 500°С, температура в центре 15 500 000°С, период вращения – 25 земных суток на экваторе, 34 земных суток у полюсов.

Луна - единственный естественный спутник Земли. Находится на расстоянии 384 401 километра от Земли. Её диаметр – 3 476 километров, масса 1,2% массы Земли, атмосфера отсутствует. Продолжительности суток (число земных суток) – и звёздные, и солнечные – 29,5. Освещённые Солнцем участки Луны разогреваются до 117°С, попавшие в тень остывают до - 153°С.

Земля движется вокруг Солнца в одной плоскости, а Луна вокруг Земли - в другой, плоскости эти не совпадают. Плоскость лунной орбиты наклонена к плоскости эклиптики на 5,2°, а диаметры солнечного и лунного дисков близки к 0,5°. Поэтому часто во время новолуний Луна проходит либо выше Солнца, либо ниже. Видимый путь Луны на небе не совпадает с тем путем, по которому движется Солнце. Эти пути пересекаются в двух противоположных точках, которые называются узлами лунной орбиты. Вблизи этих точек пути Солнца и Луны близко подходят друг к другу. И только в том случае, когда новолуние происходит вблизи узла, оно сопровождается затмением. Если в новолуние Солнце и Луна будут находиться почти точно в узле, затмение будет полным или кольцеобразным, а если Солнце в момент новолуния окажется на некотором расстоянии от узла, то центры лунного и солнечного дисков не совпадут и Луна закроет Солнце лишь частично. Такое затмение называется частным. Солнечные затмения возможны только во время новолуния. Степень закрытия называется в астрономии фазой затмения.
Вокруг пятна лунной тени располагается область полутени, где затмение бывает частным. Поперечник области полутени составляет около 6-7 тыс. км. Для наблюдателя, который будет находиться вблизи края этой области, лишь незначительная доля солнечного диска покроется Луной, затмение может вообще пройти незамеченным.

Тень от Луны движется относительно Земли со скоростью 1 км/сек. Малые размеры тени и большая скорость её движения приводят к тому, что тень не может закрыть надолго какое-то одно место на земном шаре.

Учёные давно установили, что через 6585 дней 8 часов, что составляет 18 лет 11 дней 8 часов, затмения повторяются. Именно через этот промежуток времени расположение в пространстве Луны, Земли и Солнца повторяется.
Однако в саросе содержится не целое число дней, а 6585 дней и 8 часов..
В одном и том же месте Земли полное солнечное затмение наблюдается один раз в 250 - 300 лет. В настоящее время затмения предсказывают очень точно. Ошибка в предсказании момента наступления не превосходит 2 - 4 секунд. 
В прошлом столетии наибольшая продолжительность затмений была в 1955 и в 1973 годах ( не более 7 минут). Полное солнечное затмение почти наибольшей возможной продолжительности (7 минут 29 секунд) произойдет лишь 16 июля 2186 г. в экваториальном поясе Земли. В исключительных случаях наибольшая продолжительность кольцеобразной фазы солнечного затмения достигает 12,3 минут, а частного затмения - до 3,5 часа. Подавляющее большинство затмений длится до двух с половиной часов, а их полная или кольцеобразная фаза всего лишь 2-3 минуты. Общая длительность полного затмения на Земле с момента вступления лунной тени на нашу планету до момента схода тени с неё обычно составляет от одного до трех с половиной часов. За этот промежуток времени лунная тень пробегает по Земле путь от 6000 до 12 000 км. Солнечное затмение начинается в западных районах земной поверхности при восходе Солнца и заканчивается на востоке при его заходе. Общая продолжительность всех фаз солнечного затмения на Земле может достигать шести часов.

Во время солнечного затмения космонавты, находящиеся на орбите могут наблюдать на поверхности Земли тень от Луны. Те, кто на Земле попадают в эту тень — наблюдают солнечное затмение.

VIII.2 Развитие Солнечного затмения

Сначала на западной стороне солнца появляется едва заметная тёмная полоска. Её невозможно уловить простым глазом. Вскоре полоска принимает форму выемки на поверхности солнца, постепенно свет солнечный убывает и пейзаж вокруг наблюдателя становится стального цвета.

Буквально за пятнадцать минут до наступления полного затмения небо относительно места нахождения солнца на западе темнее, чем на востоке. Появляется тень луны. Небо приобретает синевато-серый или фиолетовый цвет.

За пять минут до полного затмения темнота на западе становится очевидной, набирая силу и плавно двигаясь вдоль горизонта, оставляя вслед за собой желтовато-оранжевый полумрак.

Когда Луна почти полностью закрывает Солнце (при полном солнечном затмении), яркие пятна солнечного света вспыхивают около края Луны. Этот эффект, известный как чётки Бейли, назван в честь Фрэнсиса Бейли, который первым обратил внимание на это явление в 1836 году. Количество и яркость чёток Бейли не всегда непредсказуемы, но основные их особенности вполне ожидаемы. Когда доминирует одно пятно, явление называется эффектом алмазного кольца и обычно наблюдается прямо перед полной фазой.

Край раскалённого солнечного шара сияет как драгоценный камень, а солнечная корона сияет вокруг тёмного лунного диска.

Солнечная корона – тускло светящееся гало, образованное раскалённым газом вокруг диска Солнца. Поскольку это свечение слабее свечения Солнца, корона хорошо видна только во время солнечных затмений, когда диск светила закрыт Луной.

Форма короны зависит от периода солнечной активности. При минимальной активности минимуме корона выглядит небольшой и круглой, а в годы максимальной - разброс "взъерошенной" короны достигает нескольких радиусов солнечного диска. Во время полной фазы на краю диска видны протуберанцы, которые имеют вид небольших изгибающихся выбросов розового цвета.

Постепенно на западе светлеет, в то время как на востоке темнота сгущается и убывает в сторону горизонта.

VIII.3 Особенности наблюдения Солнечного затмения

Важно помнить, что вне затмения или при частных фазах затмения смотреть на Солнце без защиты глаз темными светофильтрами категорически запрещено. Это предупреждение особо относится к наблюдениям Солнца в оптические инструменты. Пренебрежение этими правилами может вызвать мгновенное и неизлечимое повреждение глаз. Поэтому перед объективом (объективами) оптического инструмента (бинокля, подзорной трубы, телескопа) нужно обязательно укрепить темный светофильтр достаточной плотности, чтобы глаза не ощущали раздражения солнечным светом. Даже при фазе солнечного затмения, равной 0,9, когда Луной закрыто 90% видимого диаметра Солнца, остается открытой 0,125 (одна восьмая) часть солнечного диска, и солнечный свет ослаблен всего лишь в 810 раз, что еще опасно для зрения, тем более что открытая часть имеет неослабленную поверхностную яркость.

Для фиксации моментов времени пригодны любые наручные механические или электронные часы с секундной стрелкой (цифрами) или секундомер. Часы должны быть дважды выверены по радиосигналам точного времени или по часам телевидения, один раз до начала частного затмения, а второй раз после его окончания.

Фотографировать затмение можно, прикрепив фотокамеру в прямом фокусе телескопа, удалив из телескопа окуляр, приладив на его место фотоаппарат без объектива. Для наводки на резкость желательно использовать зеркальные камеры.

Протуберанцы лучше всего рассматривать в телескоп с большим увеличением и автоматическим гидированием.

Во время полного затмения также стоит обратить внимание на окружающую местность. Темно-фиолетовое небо будет украшено красновато-оранжевой полосой по всему горизонту. Это явление называется заревым кольцом. Так светится небо в местах, где идет частное затмение, ведь тень Луны покрывает участок Земли средним диаметром 150 километров, а высокие слои атмосферы просматриваются на сотни километров. Наблюдается заревое кольцо исключительно при полных затмениях. Наблюдателям затмения стоит обратить внимание и на поведение животных, которые чутко реагируют на небесные явления, в особенности на затмения. Кроме этого, рекомендуется вести запись температуры воздуха, направления и силы ветра и атмосферного давления.

VIII.4 Cолнечные затмения в истории человечества

Это явление знакомо очень давно. В древности в угасании Солнца среди бела дня люди видели проявление неведомых, сверхъестественных сил.
У восточных народов существовало поверье, что в это время Небесный дракон пожирает Солнце. В Древнем Китае во время солнечных затмений жители, чтобы отогнать дракона и освободить Солнце, били в барабаны, встречали затмение звуками гонга, звоном колокольчиков, пели молитвы. Интересно, что в Турции в 1877 году во время затмения испуганные жители стреляли из ружей в Солнце, желая прогнать шайтана - злого духа, по их мнению пожиравшего Солнце.

К началу VI в. до н. э. древние астрономы сумели установить причину солнечных затмений. Они обратили внимание на покрытия звезд Луной при ее движении по небу и на исчезновение Луны во время солнечных затмений и пришли к выводу, что Луна встречается с Солнцем и заслоняет его. Геродот описывает знаменитый Саламинский морской бой между греческим и персидским флотом, который произошел в Сароническом заливе у южного побережья Греции. Бой этот знаменит тем, что персидский флот из 800 судов потерпел полное поражение от греческого флота, состоявшего из 350 кораблей. В этот день на южном побережье Греции произошло полное затмение Солнца и по нему была вычислена дата боя - 2 октября 480 г. до н.э.

В начале Пелопонесской войны между древнегреческими городами-государствами Афинами и Спартой солнечное затмение чуть было не привело к срыву военно-морской экспедиции афинян, которой командовал выдающийся стратег Перикл (около 490-429 г. до н.э.). Перикл был учеником известного философа Анаксагора (около 500-428 г. до н.э.) и поэтому хорошо знал причину солнечных затмений. Когда афинский флот был готов к отплытию, началось затмение Солнца. Наступившая темнота повергла моряков и солдат в ужас и была воспринята ими, как дурное предзнаменование. Видя, что лоцман корабля пришел в сильное смятение и совершенно не в состоянии вести корабль, Перикл взял свой плащ, закрыл им лоцману глаза и спросил его, видит ли он в этом плаще что-либо ужасное или какое-то плохое предзнаменование. Получив от лоцмана отрицательный ответ, Перикл сказал ему: "Так в чем же тогда различие между этим плащом и тем телом, которое закрыло Солнце, разве только в том, что оно больше моего плаща!" Действия и слова Перикла успокоили не только лоцмана, но и солдат, наблюдавших эту сцену, после чего флот в правильном строю вышел из гавани.

VIII.5 Астрономическая классификация солнечных затмений

По астрономической классификации, если затмение хотя бы где-то на поверхности Земли может наблюдаться как полное, оно называется полным. Если затмение может наблюдаться только как частное (такое бывает, когда конус тени Луны проходит вблизи земной поверхности, но не касается её), затмение классифицируется как частное. Когда наблюдатель находится в тени от Луны, он наблюдает полное солнечное затмение. Когда он находится в области полутени, он может наблюдать частное солнечное затмение. Помимо полных и частных солнечных затмений, бывают кольцеобразные затмения. Кольцеобразное затмение происходит, когда в момент затмения Луна находится на большем удалении от Земли, чем во время полного затмения, и конус тени проходит над земной поверхностью, не достигая её. Визуально при кольцеобразном затмении Луна проходит по диску Солнца, но оказывается меньше Солнца в диаметре, и не может скрыть его полностью. В максимальной фазе затмения Солнце закрывается Луной, но вокруг Луны видно яркое кольцо незакрытой части солнечного диска. Небо при кольцеобразном затмении остаётся светлым, звёзды не появляются, наблюдать корону Солнца невозможно. Одно и то же затмение может быть видно в разных частях полосы затмения как полное или кольцеобразное. Такое затмение иногда называют полным кольцеобразным (или гибридным).

IX. Происхождение и виды солнечных магнитных полей

Так как солнечная плазма имеет достаточно высокую электропроводность, в ней могут возникать электрические токи и, как следствие, магнитные поля. Непосредственно наблюдаемые в солнечной фотосфере магнитные поля принято разделять на два типа, в соответствии с их масштабом.

Крупномасштабное (общее или глобальное) магнитное поле с характерными размерами, сравнимыми с размерами Солнца, имеет среднюю напряжённость на уровне фотосферы порядка нескольких гаусс. В минимуме цикла солнечной активности оно имеет приблизительно дипольную структуру, при этом напряжённость поля на полюсах Солнца максимальна. Затем, по мере приближения к максимуму цикла солнечной активности, напряжённости поля на полюсах постепенно уменьшаются и через один-два года после максимума цикла становятся равными нулю (так называемая «переполюсовка солнечного магнитного поля»).

На этой фазе общее магнитное поле Солнца не исчезает полностью, но его структура носит не дипольный, а квадрупольный характер. После этого напряжённость солнечного диполя снова возрастает, но при этом он имеет уже другую полярность. Таким образом, полный цикл изменения общего магнитного поля Солнца, с учётом перемены знака, равен удвоенной продолжительности 11-летнего цикла солнечной активности — примерно 22 года («закон Хейла»).

Средне- и мелкомасштабные (локальные) поля Солнца отличаются значительно бо́льшими напряжённостями полей и меньшей регулярностью. Самые мощные магнитные поля (до нескольких тысяч гаусс) наблюдаются в группахсолнечных пятен в максимуме солнечного цикла. При этом типична ситуация, когда магнитное поле пятен в западной («головной») части данной группы, в том числе самого крупного пятна (т. н. «лидера группы») совпадает с полярностью общего магнитного поля на соответствующем полюсе Солнца («p-полярностью»), а в восточной («хвостовой») части — противоположна ему («f-полярность»). Таким образом, магнитные поля пятен имеют, как правило, биполярную или мультиполярную структуру.

В фотосфере также наблюдаются униполярные области магнитного поля, которые, в отличие от групп солнечных пятен, располагаются ближе к полюсам и имеют значительно меньшую напряжённость магнитного поля (несколько гаусс), но большую площадь и продолжительность жизни (до нескольких оборотов Солнца).

Согласно современным представлениям, разделяемым большей частью исследователей, магнитное поле Солнца генерируется в нижней части конвективной зоны с помощью механизма гидромагнитного конвективного динамо, а затем всплывает в фотосферу под воздействием магнитной плавучести. Этим же механизмом объясняется 22-летняя цикличность солнечного магнитного поля.

X. Солнечная активность и солнечный цикл

Комплекс явлений, вызванных генерацией сильных магнитных полей на Солнце, называют солнечной активностью. Эти поля проявляются в фотосфере как солнечные пятна и вызывают такие явления, как солнечные вспышки, генерацию потоков ускоренных частиц, изменения в уровнях электромагнитного излучения Солнца в различных диапазонах, корональные выбросы массы, возмущения солнечного ветра, вариации потоков галактических космических лучей (Форбуш-эффект) и т. д.

Солнечная вспышка — взрывной процесс выделения энергии (световой, тепловой и кинетической) в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Необходимо отметить, что солнечные вспышки и корональные выбросы массы являются различными и независимыми явлениями солнечной активности.

Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиарды мегатонн в тротиловом эквиваленте. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода Н_α, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника. Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы солнечного цикла.

С солнечной активностью связаны также вариации геомагнитной активности (в том числе и магнитные бури), которые являются следствием достигающих Земли возмущений межпланетной среды, вызванных, в свою очередь, активными явлениями на Солнце.

Одним из наиболее распространённых показателей уровня солнечной активности является число Вольфа, связанное с количеством солнечных пятен на видимой полусфере Солнца.

Общий уровень солнечной активности меняется с характерным периодом, примерно равным 11 годам (так называемый «цикл солнечной активности» или «одиннадцатилетний цикл»). Этот период выдерживается неточно и в XX веке был ближе к 10 годам, а за последние 300 лет варьировался примерно от 7 до 17 лет. Циклам солнечной активности принято приписывать последовательные номера, начиная от условно выбранного первого цикла, максимум которого был в 1761 году. В 2000 году наблюдался максимум 23-го цикла солнечной активности.

Существуют также вариации солнечной активности большей длительности. Так, во второй половине XVII века солнечная активность и, в частности, её одиннадцатилетний цикл были сильно ослаблены (минимум Маундера). В эту же эпоху в Европе отмечалось снижение среднегодовых температур (т. н. Малый ледниковый период), что, возможно, вызвано воздействием солнечной активности на климат Земли. Существует также точка зрения, что глобальное потепление до некоторой степени вызвано повышением глобального уровня солнечной активности во второй половине XX века. Тем не менее, механизмы такого воздействия пока ещё недостаточно ясны.

Самая большая группа солнечных пятен за всю историю наблюдений возникла в апреле 1947 года в южном полушарии Солнца. Её максимальная длина составляла 300 000 км, максимальная ширина — 145 000 км, а максимальная площадь превышала 6000 миллионных долей площади полусферы (мдп) Солнца, что примерно в 36 раз больше площади поверхности Земли. Группа была легко видна невооружённым глазом в предзакатные часы. Согласно каталогу Пулковской обсерватории, эта группа (№ 87 за 1947 год) проходила по видимой с Земли полусфере Солнца с 31 марта по 14 апреля 1947 года, максимальная её площадь составила 6761 мдп, а максимальная площадь наибольшего пятна в группе — 5055 мдп; количество пятен в группе достигало 172.

XI. Проблема солнечных нейтрино

Ядерные реакции, происходящие в ядре Солнца, приводят к образованию большого количества электронных нейтрино. При этом измерения потока нейтрино на Земле, которые постоянно производятся с конца 1960-х годов, показали, что количество регистрируемых солнечных электронных нейтрино приблизительно в два-три раза меньше, чем предсказывает стандартная солнечная модель, описывающая процессы в Солнце. Это рассогласование между экспериментом и теорией получило название «проблема солнечных нейтрино» и более 30 лет было одной из загадок солнечной физики. Положение осложняется тем, что нейтрино крайне слабо взаимодействует с веществом, и создание нейтринного детектора, который способен достаточно точно измерить поток нейтрино даже такой мощности, как исходящий от Солнца — технически сложная и дорогостоящая задача (см. Нейтринная астрономия).

Предлагалось два главных пути решения проблемы солнечных нейтрино. Во-первых, можно было модифицировать модель Солнца таким образом, чтобы уменьшить предполагаемую термоядерную активность (а, значит, и температуру) в его ядре и, следовательно, поток излучаемых Солнцем нейтрино. Во-вторых, можно было предположить, что часть электронных нейтрино, излучаемых ядром Солнца, при движении к Земле превращается в нерегистрируемые обычными детекторами нейтрино других поколений (мюонные и тау-нейтрино)^[53]. Сегодня понятно, что правильным, скорее всего, является второй путь.

Для того, чтобы имел место переход одного сорта нейтрино в другой — то есть происходили так называемые нейтринные осцилляции — нейтрино должно иметь отличную от нуля массу. В настоящее время установлено, что это действительно так. В 2001 году в нейтринной обсерватории в Садбери (англ.) были непосредственно зарегистрированы солнечные нейтрино всех трёх сортов, и было показано, что их полный поток согласуется со стандартной солнечной моделью. При этом только около трети долетающих до Земли нейтрино оказывается электронными. Это количество согласуется с теорией, которая предсказывает переход электронных нейтрино в нейтрино другого поколения как в вакууме (собственно «нейтринные осцилляции»), так и в солнечном веществе («эффект Михеева — Смирнова — Вольфенштейна»). Таким образом, в настоящее время проблема солнечных нейтрино, по-видимому, решена.

XII. Проблема нагрева короны

Над видимой поверхностью Солнца (фотосферой), имеющей температуру около 6000 К, находится солнечная корона с температурой более 1 000 000 К. Можно показать, что прямого потока тепла из фотосферы недостаточно для того, чтобы привести к такой высокой температуре короны.

Предполагается, что энергия для нагрева короны поставляется турбулентными движениями подфотосферной конвективной зоны. При этом для переноса энергии в корону предложено два механизма. Во-первых, это волновое нагревание — звук и магнитогидродинамическиеволны, генерируемые в турбулентной конвективной зоне, распространяются в корону и там рассеиваются, при этом их энергия переходит в тепловую энергию корональной плазмы. Альтернативный механизм — магнитное нагревание, при котором магнитная энергия, непрерывно генерируемая фотосферными движениями, высвобождается путём пересоединения магнитного поля в форме больших солнечных вспышек или же большого количества мелких вспышек.

В настоящий момент неясно, какой тип волн обеспечивает эффективный механизм нагрева короны. Можно показать, что все волны, кроме магнитогидродинамических альфвеновских, рассеиваются или отражаются до того, как достигнут короны, диссипация же альфвеновских волн в короне затруднена. Поэтому современные исследователи сконцентрировали основное внимание на механизм нагревания с помощью солнечных вспышек.

Один из возможных кандидатов в источники нагрева короны — непрерывно происходящие мелкомасштабные вспышки, хотя окончательная ясность в этом вопросе ещё не достигнута.

XIII. Наблюдения Солнца и опасность для зрения

Для эффективного наблюдения Солнца существуют специальные, так называемые солнечные телескопы, которые установлены во многих обсерваториях мира. Наблюдения Солнца имеют ту особенность, что яркость Солнца велика, а следовательно, светосила солнечных телескопов может быть небольшой. Гораздо важнее получить как можно больший масштаб изображения, и для достижения этой цели солнечные телескопы имеют очень большие фокусные расстояния(метры и десятки метров). Вращать такую конструкцию нелегко, однако этого и не требуется. Положение Солнца на небе ограничивается сравнительно узким поясом, его максимальная ширина — 46 градусов. Поэтому солнечный свет с помощью зеркал направляют в стационарно установленный телескоп, а затем проецируют на экран или рассматривают с помощью затемнённых фильтров.

Солнце — далеко не самая мощная звезда из всех существующих, но оно находится относительно близко к Земле и поэтому светит очень ярко — в 400 000 раз ярче полной Луны. Поэтому невооружённым глазом, а тем более в бинокль или телескоп, смотреть на Солнце днём крайне опасно — это наносит необратимый вред зрению. Наблюдения Солнца невооружённым глазом без урона зрению возможны лишь на восходе или закате (тогда блеск Солнца ослабевает в несколько тысяч раз), или днём с применением светофильтров. При любительских наблюдениях в бинокль или телескоп также следует использовать затемняющий светофильтр, помещённый перед объективом. Однако лучше пользоваться другим способом — проецировать солнечное изображение через телескоп на белый экран. Даже с маленьким любительским телескопом можно таким образом изучать солнечные пятна, а в хорошую погоду увидеть грануляцию и факелы на поверхности Солнца.

XIV. Солнце и Земля

Для людей, животных и растений солнечный свет является очень важным. У значительной их части свет вызывает изменение циркадного ритма. Так, на человека, по некоторым исследованиям, оказывает влияние свет интенсивности более 1000 люкс, причём его цвет имеет значение.

В тех областях Земли, которые в среднем за год получают мало солнечного света, например, тундре, устанавливается низкая температура (до −35 °C зимой), короткий сезон роста растений, малое биоразнообразие и низкорослая растительность.

В зелёных листьях растений содержится зелёный пигмент хлорофилл. Этот пигмент играет важную роль получателя световой энергии в процессе фотосинтеза. С помощью хлорофилла происходит реакция диоксида углерода и воды — фотосинтез, и одним из продуктов этой реакции является элемент кислород. Реакция воды и углекислого газа происходит с поглощением энергии, поэтому в темноте первая фаза фотосинтеза не происходит. Фотосинтез, преобразуя солнечную энергию и производя при этом кислород, дал начало всему живому на Земле. При этой реакции образуется глюкоза, которая является важнейшим сырьём для синтеза целлюлозы, из которой состоят все растения. Поедая растения, в которых за счёт Солнца накоплена энергия, существуют и животные.

Земная поверхность и нижние слои воздуха — тропосфера, где образуются облака и возникают другие метеорологические явления, непосредственно получают энергию от Солнца. Основной приток энергии в систему атмосфера — Земля обеспечивается излучением Солнца в спектральном диапазоне от 0,1 до 4 мкм. При этом в диапазоне 0,3 мкм до 1,5-2 мкм атмосфера Земли прозрачна для солнечного излучения почти полностью. В ультрафиолетовой области спектра (для волн короче 0,3 мкм) излучение поглощается в основном слоем озона, расположенного на высотах 20-60 км. Рентгеновское и гамма-излучение до поверхности Земли практически не доходят. Плотность потока энергии от Солнца на расстоянии 1 астрономической единицы равна около 1367 Вт/м² (солнечная постоянная). По данным за 2000—2004 годы, усреднённый по времени и по поверхности Земли, этот поток составляет 341 Вт/м² или 1,74·10¹⁷ Вт в расчёте на полную поверхность Земли (полное излучение Солнца примерно в 2,21·10⁹ раза больше).

Помимо этого, в атмосферу Земли проникает поток ионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 300—1200 км/с в окружающее космическое пространство (солнечный ветер), видимых во многих районах близ полюсов планеты, как «северное сияние» (полярные сияния). Также с солнечным ветром связанно множество других природных явлений, в частности, магнитные бури. Магнитные бури, в свою очередь, могут воздействовать на земные организмы. Раздел биофизики, изучающий подобные влияния, называется гелиобиологией.

Также важным является излучение Солнца в ультрафиолетовом диапазоне. Так, под действием ультрафиолета образуется жизненно необходимый витамин D. При его недостатке возникает серьёзное заболевание — рахит. Из-за недостатка поступления ультрафиолетовых лучей может нарушиться нормальное поступление кальция, вследствие чего усиливается хрупкость мелких кровеносных сосудов, увеличивается проницаемость тканей. Однако длительное действие ультрафиолета способствует развитию меланомы, различных видов рака кожи, ускоряет старение и появление морщин. От избыточного излучения Землю предохраняет озоновый слой, без которого, считается, жизнь не смогла бы вообще выбраться из океанов.

XV. Солнце в мировой религии

Как и многие другие природные явления, на протяжении всей истории человеческой цивилизации во многих культурах Солнце было объектом поклонения. Культ Солнца существовал в Древнем Египте, где солнечным божеством являлся Ра. У греков богом Солнца былГелиос, который, по преданию, ежедневно проезжал по небу на своей колеснице. В древнерусском языческом пантеоне было два солнечных божества — Хорс (собственно олицетворённое солнце) и Даждьбог. Кроме того, годовой празднично-ритуальный цикл славян, как и других народов, был тесно связан с годовым солнечным циклом, и ключевые его моменты (солнцестояния) олицетворялись такими персонажами, как Коляда (Овсень) и Купала.

У большинства народов солнечное божество было мужского пола (например, в английском языке применительно к Солнцу используется личное местоимение «he» — «он»), но в скандинавской мифологии Солнце (Суль) — женское божество.

В Восточной Азии, в частности, во Вьетнаме Солнце обозначается символом 日 (китайский пиньинь rì), хотя есть также и другой символ — 太阳 (тай ян). В этих коренных вьетнамских словах, слова nhật и thái dương указывают на то, что в Восточной Азии Луна и Солнце считались двумя противоположностями — инь и ян. Как вьетнамцы, так и китайцы в древности считали их двумя первичными природными силами, причём Луна считалась связанной с инь, а Солнце — с ян.

XVI. Солнце в языках мира

Во многих индоевропейских языках Солнце обозначается словом, имеющим корень sol. Так, слово sol означает «Солнце» на латыни и в современных португальском, испанском, исландском, датском, норвежском, шведском, каталанском и галисийском языках. В английском языке слово Sol также иногда (преимущественно в научном контексте) используется для обозначения Солнца, однако главным значением этого слова является имя римского бога. В персидском языке sol означает «солнечный год».

От этого же корня древнерусское слово сълньце, современное русское солнце, а также соответствующие слова во многих других славянских языках.

В честь Солнца названа валюта государства Перу (новый соль), ранее называвшаяся инти (так назывался бог солнца у инков, занимавший ключевое место в их астрономии и мифологии), что в переводе с языка кечуа означает солнце.

XVII. Вывод

Солнце - это единственная звезда Солнечной Системы. Это огромный шар горячего газа, состоящий в основном из водорода и гелия.. Источником энергии на Солнце являются термоядерная реакция превращения водорода в гелий, которая происходит в ядре звезды.

Для людей животных и растений Солнце является основным источником жизни,света и тепла. И я очень рада,что в нашей Космической Галактике есть такая звезда по имени Солнце.

XIX. Список используемой литературы

• http://science.grimuar.info

• http://ru.wikipedia.org

• http://space.rin.ru

• http://www.walkinspace.ru

25