Доклад на тему "если бы не было солнца"

Доклад на тему "солнце"атмосфера солнца начинается на 200-300 глубже видимого края солнечного диска называют фотосферой. поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью солнца. плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше чем у поверхности земли. температура фотосферы уменьшается от 8000 к на глубине 300 км до 4000 к в самых верхних слоях. температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем около 6000 к. при таких условиях почти все молекулы газа на отдельные атомы. лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного простейших молекул и радикалов типа н2, он, сн. особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее «холодном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. при возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. поэтому видимый край солнца и кажется нам резким. почти все наши знания о солнце основаны на излучении его спектра. в телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. грануляция является результатом перемешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. разность температур между ними в наружных слоях значительно невелика (200-300 к), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. конвекция во внешних слоях солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. в конечном счете именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. магнитные поля участвую во всех процессах на солнце. временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные чем на земле. ионизированная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов с низу тормозится, и возникает темная область – солнечное пятно. на фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его слабее раз в десять. с течением времени величина и форма пятен сильно меняются. возникнув в виде едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до десятков тысяч километров. крупные пятна, как правило, состоят из темной части ( ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает пятну вид вихря. пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями. фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.

Рюриковичи что тут