Вход

Солнце - ближайшая звезда: источники энергии, активность, солнечно-земные связи

Рекомендуемая категория для самостоятельной подготовки:
Реферат*
Код 162439
Дата создания 2007
Страниц 21
Источников 8
Мы сможем обработать ваш заказ (!) 20 мая в 12:00 [мск]
Файлы будут доступны для скачивания только после обработки заказа.
700руб.
КУПИТЬ

Содержание

Введение
Глава 1. Общие сведения о Солнце
Глава 2. Источники солнечной энергии.
Глава 3. Солнечная активность.
Глава 4. Солнечно-земные связи.
Заключение
Список литературы

Фрагмент работы для ознакомления

И поэтому говорить о том, что есть какой-то период "спокойного Солнца" или "активного Солнца" можно только, определяете, что вы имеете в виду в данном случае под термином "солнечная активность".
Единого, стабильного - такого как у Земли - магнитного поля у Солнца нет, это некая система магнитных полей.
Число пятен на диске Солнца не является постоянным, оно меняется как день ото дня, так и в течение более длительных промежутков времени. Немецкий астроном-любитель Генрих Швабе, который 17 лет вёл систематические наблюдения солнечных пятен, заметил: их количество убывает от максимума к минимуму, а затем увеличивается до максимального значения за период около 10 лет. При этом в максимуме на солнечном диске можно видеть 100 и более пятен, тогда как в минимуме - всего несколько, а иногда в течение целых недель не наблюдается ни одного. Сообщение о своём открытии Швабе опубликовал в 1843 году.
Швейцарский астроном Рудольф Вольф уточнил, что средний период изменения числа пятен составляет не 10, а 11 лет. Он же предложил для количественной оценки активности Солнца использовать условную величину, называемую с тех пор числом Вольфа. Оно определяется как сумма общего количества пятен на Солнце (f) и удесятерённого числа групп пятен (g), причём изолированное одиночное пятно тоже считается группой: W=f+10g.
Цикл солнечной активности называют 11 - летним во всех учебниках и популярных книгах по астрономии. Однако Солнце любит поступать по-своему. Так, за последние 50 лет промежуток между максимумами составлял в среднем 10,4 года. Вообще же за время регулярных наблюдений Солнца указанный период менялся от 7 до 17 лет. И это ещё не всё. Проанализировав наблюдения пятен с начала телескопических исследований, английский астроном Уолтер Маундер в 1893 году пришёл к выводу, что с 1645 по 1715 года на Солнце вообще не было пятен! Это заключение подтвердилось в последующих работах; мало того, выяснилось, что подобные "отпуска" Солнце брало и в более далёком прошлом. Кстати, именно на "маундеровский минимум" пришёлся период самых холодных зим в Европе за последнее тысячелетие.
На этом сюрпризы солнечных циклов не кончаются. Ведущее пятно в группе (первое по направлению вращения Солнца) обычно имеет одну полярность (например, северную), а замыкающее - противоположную (южную), и это правило выполняется для всех групп пятен в одном полушарии Солнца. В другом полушарии картина обратная: ведущие пятна в группах будут иметь южную полярность, а замыкающие - северную. Но, оказывается, при появлении пятен нового поколения (следующего цикла) полярность ведущих пятен меняется на противоположную. Лишь в циклах через один ведущие пятна обретают прежнюю полярность. Так что "истинный" солнечный цикл с возвращением прежней магнитной полярности ведущих пятен в действительности охватывает не 11, а 22 года (конечно, в среднем).
4. Солнечно-земные связи.
Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов. Солнце - главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на её жизнь.
Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра - от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей. Окрестностей Земли достигают также заряжённые частицы разных энергий - как высоких (солнечные космические лучи), так и низких и средних (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц - нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него пролетают.
Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет или задерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.
Электромагнитное излучение подвергается строгому отбору в земной атмосфере. Она прозрачна только для видимого света и ближних ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Всё остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя её верхние слои.
Поглощение рентгеновских и жёстких ультрафиолетовых лучей начинается на высотах 300-350 километров; на этих же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80 - 100 километров от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на коротких волнах.
Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать ещё глубже, оно поглощается на высоте 30-35 километров. Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы кислорода (02) с последующим образованием озона (03).Тем самым создаётся не прозрачный для ультрафиолета "озоновый экран", предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхности. Именно эти лучи вызывают у людей загар и даже ожоги кожи при длительном пребывании на солнце.
Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твёрдых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.
Количество солнечной энергии, приходящийся на поверхность площадью 1м2, развёрнутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной атмосферы, называется солнечной постоянной. Измерить её с Земли очень трудно, и потому значения, найденные до начала космических исследований, были весьма приблизительными.
Небольшие колебания (если они реально существовали) заведомо "тонули" в неточности измерений. Лишь выполнение специальной космической программы по определению солнечной постоянной позволило найти её надёжное значение. По последним данным, оно составляет 1370 с точностью до 0,5%. Колебаний, превышающих 0,2 % за время измерений не выявлено.
На Земле излучение поглощается сушей и океанами. Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и её потерями, на планете в общем существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.
Заключение
Природа Солнца и его значение для нашей жизни - неисчерпаемая тема. О его воздействии на Землю люди догадывались еще в глубокой древности, в результате чего рождались легенды и мифы, в которых Солнце играло главную роль. Оно обожествлялось во многих религиях. Исследование Солнца - особый раздел астрофизики со своей инструментальной базой, со своими методами. Роль получаемых результатов исключительна, как для астрофизики (понимание природы единственной звезды, находящейся так близко), так и для геофизики (основа огромного числа космических воздействий). Постоянный интерес к Солнцу проявляют астрономы, врачи, метеорологи, связисты, навигаторы и другие специалисты, профессиональная деятельность которых сильно зависит от степени активности нашего дневного светила, на котором "также бывают пятна".
Поэтому, чтобы удовлетворить жгучий интерес к не менее жгучему объекту, публикуют важнейшие сведений о солнечной активности, поясняя эти сведения кратким комментарием. В дальнейшем данные научных исследований помогут многим ученым астрономии заметить такие стороны солнечно-земных связей, которые пока еще ускользают от внимания профессионалов.
Список литературы
Агекян Т. А. «Звезды, галактики, метагалактика». М., 1981.
Астрономия: Учебник для 11 кл. сред. шк. М.: Просвещение, 1990 г.
Воронцов-Вельяминов Б. А. «Очерки о Вселенной». М., 1976.
Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В, И. «Курс общей астрономии». М., 1970.
Обридко В.Н. Солнечная активность. Стенограмма выступления в программе Александра Гордона 15.09.03 (по тексту сайта http://www.gordon.ru/konkurssite/030915st.html).
Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия 2-е издание, доп. и испр. Главн. ред. М.Д. Аксёнов - М.: Аванта+, 2000. - 688 с.: ил.
Энциклопедический словарь юного астронома. М.:Педагогика, 1980.
Яворский Б. М., Селезнева Ю. А. Справочное руководство по физике. М., 1989.
Астрономия: Учебник для 11 кл. сред. шк. М.: Просвещение, 1990 г.
. Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия 2-е издание, доп. и испр. (Главн. ред. М.Д. Аксёнов) - М.: Аванта+, 2000.
Агекян Т. А. «Звезды, галактики, метагалактика» М., 1981.
Воронцов-Вельяминов Б. А. «Очерки о Вселенной». М., 1976.
21

Список литературы [ всего 8]

1.Агекян Т. А. «Звезды, галактики, метагалактика». М., 1981.
2.Астрономия: Учебник для 11 кл. сред. шк. М.: Просвещение, 1990 г.
3.Воронцов-Вельяминов Б. А. «Очерки о Вселенной». М., 1976.
4.Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В, И. «Курс общей астроно-мии». М., 1970.
5.Обридко В.Н. Солнечная активность. Стенограмма выступления в про-грамме Александра Гордона 15.09.03 (по тексту сайта http://www.gordon.ru/konkurssite/030915st.html).
6.Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия 2-е издание, доп. и испр. Главн. ред. М.Д. Аксёнов - М.: Аванта+, 2000. - 688 с.: ил.
7. Энциклопедическийсловарь юного астронома. М.:Педагогика, 1980.
8.Яворский Б. М., Селезнева Ю. А. Справочное руководство по физике. М., 1989.
Очень похожие работы
Пожалуйста, внимательно изучайте содержание и фрагменты работы. Деньги за приобретённые готовые работы по причине несоответствия данной работы вашим требованиям или её уникальности не возвращаются.
* Категория работы носит оценочный характер в соответствии с качественными и количественными параметрами предоставляемого материала. Данный материал ни целиком, ни любая из его частей не является готовым научным трудом, выпускной квалификационной работой, научным докладом или иной работой, предусмотренной государственной системой научной аттестации или необходимой для прохождения промежуточной или итоговой аттестации. Данный материал представляет собой субъективный результат обработки, структурирования и форматирования собранной его автором информации и предназначен, прежде всего, для использования в качестве источника для самостоятельной подготовки работы указанной тематики.
bmt: 0.00484
© Рефератбанк, 2002 - 2024