Солнечная система

 

Содержание:

Стр.

 

Введение………………………………………………………………………….………3

1. Солнечная система……………………………………………………………………3

2. Солнце…………………………………………………………………………………4

3. Планеты, входящие в состав Солнечной системы…………………………………9

Заключение………………………………………………………………………………16

Список использованной литературы…………………………………………………17

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

 

Парадокс  современной  астрономии состоит  в удивительно  низком уровне знаний о Солнечной  системе. Астрономия в рамках известных  физических законов способна построить  близкие к реальности модели рождения, жизни и смерти небесных объектов, размеры, массы, энергетическая отдача и удаленность которых громадны по сравнению с реалиями повседневного опыта. И в то же время нет надежной модели происхождения и формирования планет и спутников Солнечной системы, неизвестно, как образуются и откуда появляются кометы, неясно, содержат ли астероиды первичное вещество или являются осколками однажды уже сформировавшихся планетных тел.

 

1. Солнечная система

 

Солнечная система - это одна из звездных систем Млечного пути, образованная гравитационным полем Солнца и простирающаяся на расстояние более 1 св. г. от него (~125000 а.е.). Хотя на таком расстоянии, Солнце способно удержать только мельчайшие частицы космического вещества, самые же далекие кометы не улетают от него дальше 5000 а.е. А орбиты самых удаленных астероидов обнаружены в пределах 2500 а.е.

Однако, вы можете видеть, что размеры Солнечной системы поистине огромны и отнюдь не ограничены орбитами основных планет. Но давайте теперь разберемся, из чего же состоит Солнечная система, какие тела входят в ее состав и т.д. В составе Солнечной системы: 1 звезда, 8 планет, 5 карликовых планет, более 100 их спутников, более 300000 астероидов, более 1.000.000.000 метеороидов, 2 пояса астероидов, 4 скопления астероидов, более 400 короткопериодических и, возможно, еще больше долгопериодических комет, почти 100 домоклоидов, несколько малых тел, межпланетная пыль свободные атомы и частицы солнечного ветра. Обо всех них будет рассказано ниже, а начнем мы с изучения эволюции нашей звездной системы.

 

По самым современным  научным исследованиям, Солнечная  система возникла около 6 млрд. лет назад. Как и любая звездная система она начала свою жизнь из планетарной туманности, оторвавшейся за счет центробежной силы от общего вещества галактики. В течении 1-2 млрд. лет планетарная туманность сжималась за счет собственной массы и, продолжая вращаться, приобрела дискообразную форму, с ядром в центре, аналогичную форме нашей галактики. Из этого ядра и начало, путем сжатия, формироваться Солнце. 4,59 млрд. лет назад сжатие ядра достигло такой степени, что газы в его центре разогрелись до нескольких миллионов градусов. При такой температуре начала происходить ядерная цепная реакция, в результате которой взорволась так называемая новая звезда. В течение следующих 500 млн. лет из оставшегося вещества образовывались, по аналогичной схеме, планеты со своими системами. Очередность их возникновения на данный момент является спорной и, по нашему мнению, не принципиальной. Приблизительный возраст всех 8 планет, как самостоятельных космических тел, составляет 4 млрд. лет. Из частиц, оставшихся после этого образования позднее сформировались остальные тела Солнечной системы. Вероятность того, что какое-то из них было "захвачено" тяготением Солнца из внешнего космоса крайне мала.

 

2. Солнце

 

Возраст Солнца примерно равен 4.5 миллиарда  лет. С момента своего рождения оно  израсходовало половину водорода содержащегося в ядре. Оно будет продолжать "мирно" излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя его светимость возрастет примерно вдвое за это время). Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что является обычным для звезд, но, увы, приведет к полному уничтожению Земли (и созданию планетарной туманности).

Солнце  – центральное  тело Солнечной  системы, раскаленный  плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального  класса G2.

1. Расстояние от Солнца до центра галактики – 104пк~3/3*104 световых лет;

2. скорость движения Солнца вокруг центра Галактики – 250 км/с;

3. период обращения Солнца вокруг центра Галактики - 2*108 лет;

4. земной наблюдатель видит солнечный диск под углом 0,5°;

5. масса MS ~ 2*1023 кг;

6. RS~629 тыс. км;

7. Объем - 1,41*1027 м3, что почти в 1300 раз превосходит объем Земли;

8. средняя плотность 1,41*103 кг/м;

9. светимость LS=3,86*1023 кВт;

10. эффективная температура поверхности (фотосфера) - 5780 К;

11. период вращения (синодический) изменяется от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов;

12. ускорение свободного падения 274 м/с2. (при таком огромном ускорении силы тяжести человек массой 60 кг весил бы более 1,5 т.).

Химический  состав Солнца был определен из анализа солнечного спектра. Оказалось, что на Солнце больше всего водорода, а затем гелия. Открыто там много и других химических элементов (кислород, кальций, железо, магний, натрий и др.), но все  вместе они составляют очень малую  долю по сравнению с водородом. На Солнце не обнаружено никаких химических элементов, помимо тех, которые имеются на Земле. Это указывает на то, что небесные тела состоят из тех же веществ, что и Земля. Но на разных небесных телах вещество может находиться в самых различных состояньях.

Корона Солнца во внутренней части представляет собой чрезвычайно  разреженное облако легких частичек, главным образом частичек электричества – электронов, выделяющихся из нижележащих слоев. Все они быстро движутся в разных направлениях, но преимущественно в сторону от Солнца. Скорость их так же велика, как у газа при температуре до миллиона градусов. Во внешней части короны к ним примешаны и частички пыли, которая носится в межпланетном пространстве.

В центральной части Солнца находится  источник его энергии, или, говоря образным языком, та "печка", которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причем, чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. кельвинов, происходит выделение энергии.

Ядро  имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена  половина солнечной  массы и выделяется практически  вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где  она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов.

Плотность, температура и  давление Солнца уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении  идет поток энергии. В целом процесс  этот крайне медленный. Чтобы квантам  добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед.

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Атмосферу принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону.

Фотосфера - это видимая  поверхность Солнца, которая знакома  нам лучше  всего. Она достигает  толщины всего чуть более 100 км, что  чрезвычайно мало по сравнению с  радиусом Солнца. Фотосфера полностью  поглощает и переиспускает излучение, идущее из солнечного ядра, из фотосферы исходит основная часть видимого излучения Солнца. Тем самым этот слой солнечной структуры не позволяет нам заглянуть внутрь Солнца. Температура фотосферы в среднем около 5800 К, а плотность газа составляет менее 1/1000 плотности земного воздуха. По мере приближения к внешнему краю фотосферы температура уменьшается до 4800 К. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца (именно по ней пределяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца)

Даже  в самый обычный  телескоп на видимой  поверхности  Солнца, фотосфере, можно  увидеть множество интересных деталей  таких как Солнечные пятна, яркие  фотосферные факелы и гранулы. Дополнительную информацию о физических процессах в фотосфере получают измеряя скорости движения плазмы с использованием эффекта Доплера, например, именно так были обнаружены гигантские турбулентные движения плазмы, названные супергрануляцией.

Хромосфера  Солнца становится видимой, например, когда при полном солнечном затмении Луна закрывает яркую фотосферу. Хромосфера неоднородна по структуре, расположена над фотосферой и простирается на 8 000 километров. Температура слоя увеличивается с высотой с 4000 до 100 000 градусов, это уже довольно много, однако хромосфера настолько разрежённая, что яркость её все же незначительна. При такой температуре в хромосфере Солнца формируется интенсивное излучение в линиях атома водорода, в частности в линии H-альфа. Излучение хромосферы Солнца в линии H-альфа лежит в видимой области спектра и имеет яркий красный цвет.

Хромосферный  слой не имеет  гладкой поверхности: на его верхней  границе постоянно  происходят горячие  выбросы, называемые спикулами. Если наблюдать хромосферу в телескоп, то можно подумать, что смотришь на горящие прерии. В настоящее время разработаны специальные фильтры, которые прекрасно пропускают свет, излучаемый хромосферой. Использование таких фильтров дало ощутимые результаты - на хромосфере, как и на фотосфере, видны факелы, пятна и вспышки. Так же можно увидеть множество друих интересных деталей: яркие флокулы вокруг солнечных пятен, темные волокна, лежащие на диске, и протуберанцы над солнечным лимбом.

Горячая корона Солнца отделена от существенно более холодной хромосферы очень тонким слоем солнечной  атмосферы. Температура на нижней границе  переходного слоя составляет всего около 100 000 градусов, чрезвычайно быстро растет с высотой и достигает на верхней границе уже 1 000 000 градусов. Переходный слой был объектом исследования множества космических обсерваторий так как излучение вещества этого слоя лежит в ультрафиолетовой области, недоступной для наблюдений с земной поверхности.

Корона  — это последняя  внешняя оболочка Солнца, самая протяженная  часть солнечной атмосферы. Этому  слою свойственна очень высокая  температура (от 600 000 до 5 000 000 градусов). Необычайно интенсивный нагрев этого  слоя вызван, по-видимому, магнитным  эффектом и воздействием ударных  волн, однако этот вопрос еще недостаточно изучен и носит название "Проблемы нагрева солнечной короны". В  связи с тем, что температура  короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском  диапазонах. Эти излучения не проходит сквозь земную атмосферу и в последнее  время активно изучаются с  помощью космических аппаратов. Такой способ изучения короны продуктивен  еще и потому, что другие слои атмосферы Солнца, фотосфера и  хромосфера, почти не производят рентгеновского излучения. В видимом свете корона Солнца видна с Земли во время полных затмений как лучистый ореол, окружающий закрытый солнечный диск, однако в этом диапазоне яркость короны невелика. Это связано с невысокой плотностью вещества в этой области солнечной атмосферы.

Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные  области, а также корональные  дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 градусов, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный  ветер испускается в основном из корональных дыр. Солнечная корона и в общем сильно неоднородна и содержит множество особенностей, таких как стримеры, петли и протуберанцы. Структура и размер этих особенностей, как и форма самой короны, меняются с течением солнечного цикла (в периоды максимума солнечной активности корона имеет округлую форму, а в минимуме — вытянута вдоль солнечного экватора).

Солнечная активность это  совокупность нестационарных явлений  на Солнце. К этим явлениям относятся  солнечные пятна, солнечные вспышки, факелы, флоккулы, протуберанцы, корональные лучи, конденсации, транзиенты, спорадическое радиоизлучение, увеличение ультрафиолетового, рентгеновского и корпускулярного излучения и др. Большинство этих явлений тесно связаны между собой и возникают в активных областях. В их протекании отчётливо видна цикличность со средним периодом 11.2 года, а также с периодами 22, 80-90 лет и др.

В процессе развития активной области  в атмосфере Солнца иногда возникают ситуации, при которых  возможна быстрая перестройка магнитных  полей. Эта перестройка вызывает вспышки, сопровождаемые сложными движениями ионизованного газа, его свечением, ускорением частиц и т.д. Вспышки на Солнце представляют собой самые мощные из всех проявлений Солнечной активности. Такие вспышки, как правило, наблюдаются вблизи пятен. Обычно бывает несколько слабых вспышек за день.

Поток выброшенных при  вспышке частиц примерно через сутки  достигает  орбиты Земли и вызывает на Земле магнитную бури и полярные сияния. Имеются свидетельства сильного влияния вспышечной активности на погоду и состояние биосферы Земли.

Как показали исследования Теодора  Ландшайдта, уровень Солнечной активности  зависит от взаиморасположения  планет и от ряда других астрологических факторов. Более того, Ландшайдт разработал методику, позволяющую сугубо астрологическими методами прогнозировать изменения в Солнечной активности. Долговременные предсказания вспышек Солнечной активности и геомагнитных бурь, которые делает Ландшайдт, сбываются (по данным проверки астрономов) на 90% (!).

Таким образом, если Солнечная  активность зависит от астрологических  факторов, то и все явления на Земле, связанные  с изменением Солнечной активности, также зависят от астрологических показателей. 

 

3. Планеты, входящие в  состав Солнечной системы

Венера

Это вторая от Солнца и ближайшая  к  Земле планета – самая  яркая  «звезда» на нашем небе; порой  она  видна даже днем. Венера во многом похожа на Землю: ее размер и плотность  лишь на 5% меньше, чем у Земли; вероятно, и недра Венеры похожи на земные. Поверхность Венеры всегда закрыта толстым слоем желтовато-белых облаков, но с помощью радаров она исследована довольно подробно. Вокруг оси Венера вращается в обратном направлении (по часовой стрелке, если смотреть с северного полюса) с периодом 243 земных суток. Ее орбитальный период 225 суток; поэтому венерианские сутки (от восхода до следующего восхода Солнца) длятся 116 земных суток.