Големина на текста:
СЛЪНЦЕ – ОБЩИ ДАННИ
Видима звездна величина- 26,8
Абсолютна звездна величина+ 4,8
Време на завъртане около остта25 земни денонощия при
Екватора
34 земни денонощия при полюсите
Диаметър1 392 000км
Маса332 946 пъти по-голяма от земната
Плътност1,4 пъти по-голяма отколкото на водата
Гравитация на повърхността27,9 пъти по-голяма от
земната
Състав92,1% водород,7,8% хелий,1% др.елементи
Температура на повърхността5 500 оC
Температура на ядрото 15 500 000 оC
Сила на магнитното поледо 10 пъти по-голямо от земното
Слънцето е звезда от главната последовател-ност със
спектрален клас G2. Слънцето е по-масивна и по-гореща от
повечето звезди но е далеч по-малка от сините гиганти. То
се е формирало преди 4,6 милиарда години; за типична G2
звезда се очаква да съществува в продължение на около 10
милиарда години. Слънцето обикаля около центъра на
Млечния път на разстояние от около 25 000 до 28 800
светлинни години, извършвайки една обиколка за около 226
милиона години. Орбиталната скорост на Слънцето е 217
km/s (1/1400 от скоростта на светлината или 1 АЕ за 8 дни).
Слънцето има форма на практически идеална сфера със
сплеснатост на полюсите от 9 милионни - полярният
диаметър на Слънцето е по-малък от екваториалния му
диаметър с не повече от 10 km. Причина за това е високата
продължителност на едно пълно завъртане на Слънцето
около остта му - около 27 дни.
Слънцето няма ясно изразена повърхност, както например
имат земеподобните планети. Плътността на изграждащите
го газове намалява експоненциално с отдалечаване от
центъра му. Слънчевият радиус се определя като
разстоянието от геометричния център на звездата до
повърхността на фотосферата. В самия център на
Слънцето плътността достига 150 g/cm3, като това
позволява протичането на термоядрени реакции,
превръщащи водород в хелий. Около 8,9×1037
протона (водородни ядра) се превръщат в хелий всяка
секунда, отделяйки енергия равна на прервъщането на 4,26
милиона тона маса в чиста енергия по закона на Айнщайн
E = mc2. Слънцето отделя енергия равна на 383 йотавата
(9,15×1010 мегатона тротилен експлозив, 4,5 трилиона
бомби над Хирошима или 1,6 милиарда Цар бомби в
секунда). Тази енергия напуска Слънцето под форма на
електромагнитно излъчване, неутринота и в по-малка
степен кинетична и топлинна енергия на плазмата
съставяща слънчевия вятър както и магнитна енергия на
Слънчевото магнитно поле.
Вътрешен строеж на Слънцето
В ядрото на Слънцето, вследствие изключително високите
температури, протича термоядрен синтез, при който
водородът се превръща в хелий и се освобождава енергия.
Тя постепенно достига до повърхността на Слънцето и се
излъчва в околното пространство под формата на светлина
и топлина
Зоната на лъчистия пренос се намира след ядрото на
Слънцето. В тази зона енергията се пренася чрез
лъчение.Зоната на лъчистия пренос се намира в област от
0.3R до 0.7R от центъра. От 0.7R до повърхността енергията
се пренася от самото вещество. Там горещия газ се издига
нагоре със скорост няколко кm/s, достига до повърхността
и се охлажда като излъчва светлинната си енергия в
пространството. Охладеният вече газ става по-плътен и
потъва надолу,където се нагрява. Това движение на
слънчевото вещество представлява конвекция и затова
следващата зона се нарича конвективна зона.
Фотосферата е най-дълбокия и тънък слой,наблюдаван
във видимия непрекъснат спектър.Дебелината на
фотосферата е 300кm.По-дълбоките слоеве на
фотосферата са по-горещи.Във външните,по-студени
слоеве на фотосферата , на фона на непрекъснатия
спектър се образуват Фраунхоферови линии на
поглъщане.Характерана за фотосферата е нейната зърнеста
2
структура.Редуването на малките светли петънца(гранули)
с размери около 1000кm , обкръжени от тъмни
помеждутъци,създава впечатлението за яйцевидна
структура - гранулация.
Разположеният над фотосферата слой, наричан
хромосфера, по време на пълни слънчеви затъмнения,
когато Луната напълно закрива фотосферата, се вижда като
розов пръстен, обкръжаващ тъмния диск. На края на
хромосферата се наблюдават излизащи като езици
”пламъци”-хромосферни спикули, които представляват
издължени стълбчета от уплътнен газ. По същото време
може да се наблюдава и спектърът на хромосферата , т.нар.
спектър на избухването. Той се състои от ярки емисионни
линии на водорода, хелия, йонизирания калций и другите
елементи, които внезапно избухват по време на пълната
фаза на затъмнението.
Хромосферата се различава от фотосферата по своята
значително по-неправилна и нееднородна структура.
Забелязват се два вида нееднородности – ярки и тъмни. Те
са по–големи от фотосферните гранули. Като цяло
разпределението на нееднородностите образува така
наречената хромосферна мрежа, която особено добре се
вижда в линиите на йонизирания калций. Както и
гранулацията , тя е следствие от движението на газовете в
подфотосферната конвективна зона, но протича в по-
голени мащаби. Температурата в хромосферата бързо
нараства , като достига в горните и слоеве десетки хиляди
градуси.
Цялата слънчева атмосфера постоянно трепти. В нея се
разпространяват както вертикални , така и хоризонтални
вълни с дължини няколко хиляди километра. Трептенията
имат резонансен характер и са с период около 5 минути.
Слънчеви петна
Понякога настъпват смущения в много обширни области от
фотосферата, гранулите изчзват и на тяхно мястосе
появаяват тъмни зони със сложна структура, заобиколени
от по-малко тъмна част, прорязана понякога от блестящи
нишки. Това са отдавна познатите ни слънчеви петна, които
могат да бъдат толкова големи, че да се виждат с просто
око. По-тъмната им централна зона е наречена сянка,
3

Това е само предварителен преглед

За да разгледате всички страници от този документ натиснете тук.

Слънцето - общи данни

Видима звездна величина - 26,8 Абсолютна звездна величина + 4,8 Време на завъртане около оста 25 земни денонощия при Екватора
Изпратен от:

на 2006-05-17
Добавен в:
Доклади
по Астрономия
Статистика:
982 сваляния
виж още
 
Подобни материали
 

Съзвездие - групиране на звездите, съставящи въображаема картина в небето

21 фев 2007
·
853
·
3
·
641
·
250
·
2
·
1

Съзвездието е изкуствено определена област от небето, чиито граници са установени с международна спогодба.
 

Произход на Слънчевата система

03 юли 2007
·
176
·
6
·
1,468
·
245

Тъй като не сме били наоколо преди 4.5 милиарда години за да можем пряко да наблюдаваме образуването на Слънчевата система, най-доброто ни обяснение за произхода й трябва да е реконструкция, основана на наблюденията...
 

Планета Венера

07 май 2008
·
71
·
4
·
731

Представите за Венера като слънчева, топла и обгърната в тропическа растителност прародина на човечеството.
 

Нашето Слънце

22 ное 2008
·
62
·
4
·
836
·
89

Слънцето е най-близката до нас звезда и оказва голямо влияние върху всички природни явления на Земята. Всяка секунда то излъчва огромно количество енергия...
 

Системи от звезди. Нестационарни звезди

08 яну 2009
·
286
·
9
·
1,635
·
356
·
3

При внимателно вглеждане в звездното небе се натъкваме на близко разположени една до друга звезди. На око не може да се прецени разстоянието до звездите.
 
Онлайн тестове по Астрономия
Тест по астрономия
изпитен тест по Астрономия за Студенти от 2 курс
Общ тест по астрономия от Нов български университет. Всички въпроси имат само един верен отговор.
(Труден)
24
9
1
16 мин
10.09.2013
Тест по астрономия
кандидат-студентски тест по Астрономия за Студенти от 3 курс
Теста е с повишена трудност, предназначен за студенти и за ученици с интерес към астрономията.
(Труден)
12
140
1
13.10.2011
» виж всички онлайн тестове по астрономия

Слънцето - общи данни

Материал № 3984, от 17 май 2006
Свален: 982 пъти
Прегледан: 51 пъти
Качен от:
Предмет: Астрономия
Тип: Доклад
Брой страници: 5
Брой думи: 882
Брой символи: 7,333

Потърси помощ за своята домашна:

Имаш домашна за "Слънцето - общи данни"?
Намери бързо решение, с помощтта на потребители на Pomagalo.com:

Намери частен учител

Светослав Иванов
преподава по Астрономия
в град София
с опит от  8 години
148

Мариана Русенова
преподава по Физика
в град Стара Загора
с опит от  32 години
93 13

виж още преподаватели...
Последно видяха материала
Сродни търсения