Светимость солнца равна


Светимость Солнца или мощность светового излучения нашей Звезды огромна.

Ответ на  вопрос какова светимость Солнца или сколько энергии оно излучает за счет своей  внутренней термоядерной энергии может дать простой эксперимент.мощность солнца

Эксперимент по светимости нашей звезды

В солнечный полдень включим мощную электролампу, светимость или мощность которой нам известна. Закрыв глаза, мы поочередно «смотрим» то на Солнце, то на лампу. Если нам кажется, что лампа ярче, отодвинемся от нее. Если же нам кажется, что ярче наше светило, приблизимся к лампе. Когда же она покажется нам при закрытых глазах столь же яркой, как и Солнце, надо измерить расстояние от нас до лампы. Это расстояние (в метрах) зависит от светимости лампы. Расстояние до звезды известно: 150 млн. метров.


Теперь можно точно рассчитать светимость Солнца. Представьте себе большой шар, в центре которого находится Солнце; радиус шара равен расстоянию от Земли до светила (150 000 000 000 м). На 1 м2 попадает 1353 вт (солнечная постоянная).

Поскольку, зная радиус, мы можем рассчитать площадь шара, то легко определим, что через всю площадь поверхности нашей Звезды излучается мощность 3,8 умножить на 10 в 26 степени Вт.

Это и есть мощность нашей Звезды или солнечная светимость. светимость солнца

Разумеется, это громадная величина, и все же существуют звезды, светимость которых больше в миллион раз. Рядом с подобной звездой наше светило выглядело бы совсем незаметным. Но у слабых белых карликов светимость в тысячу раз слабее, чем у Солнца.


Источник: beelead.com

Пришло время поговорить о центральном объекте Солнечной системы — о Солнце, которое занимает исключительное положение в нашей с вами жизни. Солнце — это типичный представитель звёзд, представляющий собой гигантский раскалённый плазменный шар, линейный радиус которого в 109 раз превышает таковой нашей планеты.

Светимость солнца равна

Используя третий обобщённый закон Кеплера можно показать, что масса Солнца примерно равна 2 ∙ 1030 килограммам, что примерно в 333 000 раз больше массы Земли, и составляет почти 99,87 % суммарной массы всех тел Солнечной системы.

Такой гигантский плазменный шар излучает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения. Однако Земля получает всего одну двухмиллиардную долю солнечного излучения. При этом измерения за пределами земной атмосферы показали, что на поверхность площадью 1 м2, расположенную перпендикулярно солнечным лучам, ежесекундно поступает энергия, практически не меняющаяся в течение длительного промежутка времени. Эта величина была названа солнечной постоянной:

Светимость солнца равна


Второй не менее важной характеристикой Солнца является его светимость или полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям за единицу времени. Она определяется как произведение величины солнечной постоянной и площади сферы радиусом в одну астрономическую единицу:

L = E ∙ 4πR2.

Подставив в уравнение значения входящих в него величин и проведя необходимые вычисления, получаем, что светимость нашей звезды составляет примерно 3,8 ∙ 1026 Вт.

Активное изучение Солнца и его влияние на нашу планету началось в начале XIX века. А важнейшую информацию о физических процессах, происходящих на Солнце, дало изучение его спектра поглощения. Ещё в 1814 году немецкий физик Йозеф Фраунгофер обнаружил в непрерывном солнечном спектре 576 тёмных линий — линий поглощения. Эти линии впоследствии были названы фраунгоферовыми линиями солнечного спектра. Сейчас же в солнечном спектре зарегистрировано более 30 тысяч фраунгоферовых линий, принадлежащих 72 химическим элементам. Их анализ показал, что преобладающим элементом на Солнце является водород, на долю которого приходится примерно 73,5 % солнечной массы. Ещё почти 25 % массы Солнца приходится на гелий.

Как мы говорили в начале урока, вещество, из которого состоит Солнце, представляет собой сильно ионизированную плазму.


средняя плотность составляет порядка 1400 кг/м3. Однако по мере приближения к центру Солнца его плотность, как и температура с давлением, достигают максимальных значений. Это обусловлено в первую очередь действием сил тяготения, которые стремятся сжать Солнце. Однако, по мнению Артура Эддингтона, сжатие Солнца компенсируется силами упругости горячего газа и давлением излучения, идущего из недр звезды. Причём равновесие имеет место во всех слоях от поверхности до центра Солнца. Такое состояние Солнца и звёзд назвали гидростатическим равновесием.

Светимость солнца равна

Идея о гидростатическом равновесии позволила составить уравнения, по которым рассчитывают модели внутреннего строения «спокойного» Солнца, а также других звёзд.

Итак, модель спокойного Солнца даёт основания предполагать, что в его центре находится ядро, радиус которого может достигать 150—175 тыс. километров.

Над ядром располагается зона лучистого переноса. В ней происходит перенос энергии от ядра к более высоким слоям Солнца посредством поглощения и излучения фотонов высоких энергий. При этом слои не меняются своими местами, а энергия, излучённая нижним слоем, поглощается верхним и затем переизлучается им.

В последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона, в которой передача энергии осуществляется посредством перемешивания, то есть конвекции.

Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — атмосферы.

Солнечная атмосфера состоит из нескольких слоёв: фотосферы, хромосферы и короны.


Светимость солнца равна

Фотосфера — это самый нижний слой солнечной атмосферы, толщиной не более трёхсот (300) километров. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый нами как желтовато-яркий (реже белый) диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.

 Фотосфера даёт основную часть излучения Солнца. При этом считается, что наша звезда излучает энергию, как абсолютно чёрное тело. Тогда температура фотосферы Солнца может быть рассчитана по закону Стефана — Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры:

Е = σТ4,

В записанной формуле σ — это постоянная Стефана — Больцмана (σ = 5,67 ∙ 10–8 Вт/(м2 ∙ К4)).

Подставим это уравнение в формулу для определения светимости Солнца.

А из полученного равенства выразим температуру фотосферы


Светимость солнца равна

Подставив в полученную формулу численные значения входящих в неё величин и проведя все необходимые вычисления, получим, что температура фотосферы примерно равна 5745 К.

Температуру солнечной фотосферы можно определить и используя закон смещения Вина: длина волны, на которую приходится максимум излучения нагретого тела, обратно пропорциональна температуре этого тела:

Светимость солнца равна

Зная длину волны, на которую приходится максимум излучения Солнца, нетрудно определить температуру фотосферы. В большинстве случаев мы с вами будем считать, что температура фотосферы Солнца равна 6000 К.

При близком рассмотрении фотосферы можно заметить, что её поверхность состоит как бы из отдельных рисовых зёрен — гранул. Это огромные пузыри плазмы, диаметр которых может достигать 1000 километров. Время существования одной такой гранулы достаточно мало: в среднем 5—10 минут. Затем на её месте появляется новая гранула, которая будет отличаться от прежней по форме и размерам. Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере называется грануляцией.


Светимость солнца равна

Наиболее приметными и самыми известными объектами фотосферы Солнца являются солнечные пятна, диаметр которых может достигать 200 000 километров. Солнечные пятна — это области «холодного» газа. Их температура примерно на 2000—2500 К меньше, чем температура окружающей фотосферы. Поэтому на общем фоне поверхности Солнца они выглядят темнее (хотя, на самом деле, их реальный цвет красноватый).

Наблюдение за солнечными пятнами в начале XVII века показали, что их положение на Солнце постоянно меняется. Так было установлено, что наша звезда вращается вокруг своей оси в направлении движения планет.

Возникновение тёмных пятен на Солнце учёные связывают с колебаниями его магнитного поля. Так, в обычных условиях его индукция лишь в 2 раза превышает индукцию магнитного поля Земли. Но иногда в небольшой области возникают концентрированные магнитные поля, индукция которых может достигать 0,5 Тл. Такие мощные поля не дают горячей плазме подняться к поверхности. В результате чего вместо светлых гранул образуется тёмное пятно.

Вместе с тем вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвектвные движения усиливаются. И тогда в этих местах появляются хорошо заметные яркие образования — факелы. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, а их температура на несколько сотен градусов превышает температуру фотосферы.


Светимость солнца равна

Во время полного солнечного затмения вокруг диска Луны бывает видна тонкая полоска красновато-фиолетового или розового цвета. Это хромосфера Солнца. Её толщина составляет порядка 10 000 километров. А температура вещества в ней увеличивается с высотой от от 4000 К до 20 000 К. Несмотря на такую высокую температуру, яркость хромосферы невелика из-за малой плотности вещества в ней.

Светимость солнца равна

Основным элементом структуры хромосферы Солнца являются спикулы. Они представляют собой достаточно тонкие, в масштабах Солнца, столбики светящейся плазмы.

Самая разреженная и самая горячая оболочка атмосферы Солнца — это солнечная корона. Её толщина составляет несколько радиусов Солнца. А температура плазмы в ней достигает 2 000 000 К.

Корона в основном состоит из протуберанцев и солнечных извержений. Протуберанцы наблюдаются на самом краю солнечного диска. Они похожи на гигантские арки, которые опираются на хромосферу Солнца. Как правило, в большинстве протуберанцев вещество движется медленно, а время их существования может достигать нескольких месяцев. Но иногда потоки вещества в них начинают довольно быстро двигаться. Говорят, что протуберанец стал активным.


Светимость солнца равна

Активный протуберанец может жить от нескольких десятков минут до нескольких суток. Затем он либо исчезает, либо превращается в эруптивный протуберанец. Они по внешнему виду напоминают гигантские фонтаны, которые в некоторых случаях «бьют» на высоту до 2 000 000 километров.

Детальное изучение данного явления показало, что происходит оно в основном во время вспышек. Вспышки — это самые мощные проявления солнечной активности, во время которых иногда выделяется энергия, эквивалентная взрыву примерно 160 миллиардов мегатонных атомных бомб (6 ∙ 1025 Дж). Для сравнения: это объём мирового потребления электроэнергии за миллион лет.

Облака плазмы, обусловленные солнечными вспышками и корональными выбросами, достигают Земли примерно через двое-трое суток. Они приводят к возникновению геомагнитных бурь на Земле, которые определённым образом влияют на технику и биологические объекты (в том числе и человека).

Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определённой, хотя и не очень строгой периодичностью. Эти периодические изменения солнечной активности называют солнечной цикличностью.

Наиболее известным и лучше всего изученным является солнечный цикл Швабе, длительностью около 11 лет. И цикл Хейла, равный двум циклам Швабе. За время этого цикла магнитное поле Солнца возвращается в своё исходное состояние.


Светимость солнца равна

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер. Он представляет собой непрерывный расширяющийся поток разрежённой плазмы, радиально исходящий от Солнца вдоль линий напряжённости магнитного поля и заполняющий собой межпланетное пространство.

И напоследок. Знаете ли вы, что Солнце светит почти белым светом?

Светимость солнца равна

Но из-за рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает желтоватый оттенок.

Источник: videouroki.net

Визуально звезды для земного наблюдателя выглядят по-разному: одни светят ярче, другие тусклее.

Однако это еще не говорит об истинной мощности их излучения, поскольку звезды находятся на разных расстояниях.

Например, голубой Ригель из созвездия Ориона имеет видимую звездную величину 0,11, а находящийся недалеко на небе ярчайший Сириус имеет видимую звездную величину минус 1,5.

Тем не менее Ригель излучает энергии в видимых лучах в 2200 раз больше, чем Сириус, а кажется слабее только потому, что находится в 90 раз дальше от нас по сравнению с Сириусом.

Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния.

Истинной характеристикой мощности излучения звезды служит её светимость, т. е. полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени.

Светимость в астрономии – полная энергия, излучаемая астрономическим объектом (планетой, звездой, галактикой и т. п.) в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах: ваттах (Вт) – в Международной системе единиц СИ; эрг/с – в системе СГС (сантиметр-грамм-секунда); либо в единицах светимости Солнца (светимость Солнца Ls = 3,86·1033 эрг/с или 3,8·1026 Вт).

Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина.

Светимость – одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр – светимость», «масса – светимость».

Светимость звезды можно рассчитать по формуле:

где R – радиус звезды, T – температура её поверхности, σ – постоянная Стефана-Больцмана.

Светимости звезд, надо отметить, весьма различны: существуют звёзды, светимость которых в 500 000 раз больше солнечной, и есть звезды-карлики, светимость которых примерно во столько же раз меньше.

Светимость звезды можно измерять в физических единицах (скажем, в ваттах), но астрономы чаще выражают светимости звезд в единицах светимости Солнца.

Также можно выражать истинную светимость звезды с помощью абсолютной звездной величины.

Представим себе, что мы расположили все звезды рядом и рассматриваем их с одного и того же расстояния. Тогда видимая звездная величина уже не будет зависеть от расстояния и будет определяться только светимостью.

В качестве стандартного расстояния принято значение 10 пс (парсек).

Видимая звездная величина (m), которую бы имела звезда на таком расстоянии, называется абсолютной звездной величиной (M).

Таким образом, абсолютная звездная величина – это количественная характеристика светимости объекта, равная звездной величине, которую имел бы объект на стандартном расстоянии 10 парсек.

Так как освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния, то

Светимость солнца равна

где Е — освещенность, создаваемая звездой, которая удалена от Земли на r парсек; E0 — освещенность от той же звезды со стандартного расстояния r0 (10 пк).

Используя формулу Погсона, получаем:

m – M = -2,5lg(E/E0) = -2,5lg(r0/r)2 = -5lgr0 + 5lgr .

Отсюда следует

M = m + 5lgr0 — 5lgr .

Для r0 = 10 пк

M = m + 5 — 5lgr .   (1)

Если в (1)  r = r0 = 10 пк, то M = m – по определению абсолютной звездной величины.

Разность между видимой (m) и абсолютной (М) звёздными величинами называют модулем расстояния

Источник: myvera.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.