Тема: Сонце – найближча зоря.
Мета: Ознайомити учнів з основними даними про атмосферу і„поверхню” Сонця, з фізичними характеристиками Сонця як зорі, з його хімічнимскладом, поняттям гравітаційної рівноваги, джерелом енергії і внутрішньоюбудовою Сонця. Ознайомити учнів з поняттям сонячною активністю, та прояви наСонці і впливом на біологічне життя на Землі.
Основні поняття: ядро, фотосфера, хромосфера, корона,протуберанець, спалах, сонячна пляма, сонячна активність, сонячний вітер.
Учні повинні мати уявлення про: фізичні та хімічні умови наСонці та джерела його енергії; вплив сонячної активності на біосферу Землі.
Учні повинні знати: основні характеристики Сонця; основніпрояви сонячної активності; сонячні цикли.
Загальна структура та зміст уроку
І. Перевірка домашнього завдання.
Запитання та завдання для бесіди:
— Пояснитинаслідки з правила Тиціуса — Боде.
— Що такекомета і яка її будова при проходженні поблизу Сонця?
— Що такеметеор?
ІІ. Вивчення нового матеріалу.
Основні відомості про Сонце
1. Атмосфера і „поверхня” Сонця. Спостерігачеві Сонце (мал.1)здається ідеально круглим диском, яскравість якого дещо зменшується від центрадо чітко окресленого краю. Цей факт дозволяє ввести поняття «поверхні» Сонця,хоча насправді, як у будь-якої газової кулі — поверхні у звичному для насрозумінні у нього немає. Є плавне зменшення густини з висотою від стану умовнощільного до дуже розрідженого.
Сонце має складну будову як внутрішніх, так і зовнішніхшарів. Зовнішні шари Сонця — це його атмосфера, яку умовно поділяють на триконцентричні оболонки.
Фотосфера (з грец. — «сфера світла») — це найнижчий інайщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основнийпотік сонячного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більшеоднієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно називають поверхнею Сонця.
Фотосфера має жовто-білий колір і густину, в сотні разівменшу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосферизменшується з висотою, і той її шар, випромінювання якого сприймає людське око,має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються наокремі атоми і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростішихмолекул, таких як Н2, ОН, СН.
Розглядаючи фотографії Сонця, можна на його поверхні побачититонкі деталі фотосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравимизернятками, розділеними вузькими темними доріжками. Ці зернятка називаються гранулами.Температура гранул у середньому на 500 К вища, ніж у проміжках між ними,розміри — близько 700 км. Гранули з'являються та існують пересічно близько 7хв, після чого розпадаються, і на їхньому місці виникають нові. Дослідженняпоказали, що гранули — це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тодіяк у темних, дещо прохолодніших місцях, газ опускається вниз. Гранули свідчать проте, що під фотосферою у глибших шарах Сонця перенесення енергії до поверхніздійснюється шляхом конвекції.
Над фотосферою лежить наступний шар атмосфери Сонця -хромосфера (згрец. — «забарвлена сфера»). її можна побачити під час повного сонячного затемненняу вигляді вузького жовто-червоного кільця.
Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температуразростає від 4 500 К на межі з фотосферою до 100 000 К у ЇЇ верхніх шарах.
Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожіна язики полум'я утворення — так звані спікули. Тому хромосфера нагадуєтраву, що горить. Час життя окремої спікули — до 5 хв, діаметр біля основи — від 500 до 3 000 км, температура у 2-3 рази вища, а густина менша, ніж уфотосфері. Речовина спікул піднімається із хромосфери в корону і розчиняється вній. Таким чином, через спікули відбувається обмін речовини хромосфери зкороною, яка лежить вище.
Над хромосферою знаходиться найпротяжніший шар сонячноїатмосфери — сонячна корона. Вона має сріблясто-білий колір і простягається на висоту в кілька сонячних радіусів,поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її на межі зхромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.
Корона у мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і неперевищує яскравості Місяця у повні а тому спостерігається лише під час повноїфази сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. Корона не маєчітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.
Найвіддаленіші частини корони не утримуються сонячнимтяжінням, і тому речовина корони неперервно витікає в міжпланетне середовище,формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається восновному з ядер водню (протонів) і гелію (а-частинок). Біля основи коронишвидкості частинок не перевищують 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їхнішвидкості досягають 500 км/с за концентрації частинок 1-10 в 1 см3. Поширюючись на величезну відстань, ажза орбіту Сатурна, сонячний вітер утворює велетенську геліосферу, яка межує зі щебільш розрідженим міжзоряним середовищем.
2. Радіус, маса і світність Сонця. Уявлення про фотосферу,хромосферу і корону Сонця складались безпосередньо зі спостережень, зокрема підчас повних сонячних затемнень. Але про такі параметри Сонця як радіус, маса чисвітність, можна було отримати певні дані лише після того, як вдалосявстановити відстань до нього, тобто з другої половини XVII ст. Знаючи відстань Земля-Сонце (1 а.о. = 150 млн км) і кутовий радіус Сонця ro = 16', можна знайти його лінійнийрадіус rо= 700 000 км = 109rо.
Маса Сонця визначається за третім узагальненим закономКеплера (3.2): Мо = 330000Мо = 2 • 1030 кг.Відповідно середня густина Сонця />= 1,4г/см3, що в 4 рази менше від середньої густини Землі.
Вимірявши сонячну сталу — енергію, що надходить відСонця на одиницю поверхні Землі за одиницю часу (з урахуванням поглинання вземній атмосфері), q= 1,9 кал/см2 • хв = 1,37 кВт/м2, можна знайтиповну енергію, яка проходить через сферу радіуса а, тобто світність СонцяLо:
Lо = 4/>a2q= 3,85 • 1026 Вт,
де а — відстань від Землі до Сонця.
Розрахунки показують, що Земля отримує лише однудвохмільярдну частку цієї енергії.
3. Температура і спектр Сонця. Якщо радіус Сонця rо і його світність Lо відомі, то можна знайти кількістьенергії, яку Сонце випромінює з одиниці своєї поверхні за секунду:
Еo =/> = 6,3 • 107Вт/м2 .
Знаючи кількість енергії, яку випромінює тіло, і враховуючивідомі залежності між температурою і енергією, можна знайти температурусонячної поверхні. Вона виявилася рівною 5 770 К. Проте ця температура маєнерівномірний розподіл по поверхні Сонця. Встановлено, що в окремихспектральних діапазонах температура сонячної поверхні досягає 6 500 К, але всередньому її можна приймати рівною б 000 К.
Неперервний спектр Сонця містить понад 10 000 лінійпоглинання, які називаються фран гоферовими. Як виявилося, фраунгоферові лінії відповідаютьвузьким ділянкам спектра, які сильно поглинаються атомами різних речовин.Загальна кількість ліній становить близько ЗО 000. Але значна їх частина,особливо в інфрачервоній ділянці спектра, — це лінії телуричні (від лат.«телус» — «земний»). Вони утворюються внаслідок поглинання світла Сонцямолекулами газів земної атмосфери.
4. Хімічний склад Сонця. Й. Фраунгофер описав у спектрі Сонцяпонад 570 окремих темних ліній. Найвиразніші з них він позначив великимилітерами латинського алфавіту (від червоного до фіолетового діапазону спектра) -А,В, С, D, Е, F, G, Н. У 1857 p. німецькі фізики Г. Кірхгоф і Р.Бунзен порівняли довжини хвиль фраунгоферових ліній з досліджуваними в земнихлабораторіях довжинами хвиль, що їх випромінюють (і поглинають) відомі хімічніелементи. Так було ототожнено близько десяти елементів. А справжнім тріумфомастрофізики стало відкриття нового хімічного елемента — гелію. Спостерігаючи1868 р. спектр Сонця, англійський астроном Джозеф Лок'єр виявив у ньому яскравужовту лінію поблизу лінії натрію D. Невідомий елемент, якомуналежала ця лінія, отримав назву гелій, тобто «сонячний». І лише у 1895 р.гелій було знайдено на Землі при дослідженнях спектрів окремих мінералів.
Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів,визначено їхню відносну кількість. Найбільше у речовині Сонця водню, другемісце посідає гелій. Разом вони складають 98% маси Сонця. Кількість усіх іншихелементів (за масою) не перевищує 2%.
5. Обертання Сонця. Регулярні спостереження поверхні Сонця, зокремаза положенням.на ній окремих деталей, привели до висновку, що Сонце обертаєтьсянавколо своєї осі в тому ж напрямку, що і планети навколо нього, тобто протигодинникової стрілки, якщо розглядати цей рух з боку Північного полюса світу.Було визначено і кут нахилу осі обертання Сонця до площини екліптики: 82°45'.
Виявилося також, що Сонце обертається не як тверде тіло: йогокутова швидкість зменшується з віддаленням від екватора. Так, сидеричний періодобертання Сонця на екваторі становить 25 діб; а біля полюсів — ЗО діб. Дляспостерігача, якай разом із Землею рухається навколо Сонця, ці періодивідповідно дорівнюють 27 і 33 доби.
Будова Сонця. Джерела його енергії
1. Умова рівноваги і температура в центрі Сонця. Сонце — велетенська газова куля. Кожен елемент її маси М, що знаходиться навідстані rвід центра, притягається унапрямку до центра. Здавалося б, під дією сили тяжіння повинен настати колапс — швидке падіння речовини у центр Сонця. Тим часом Сонце існує близько 5 млрдроків, і астрономи «віщують» йому ще стільки ж у майбутньому. Чому це можливо?
Якби сила тяжіння нічим не зрівноважувалась, то речовиназовнішніх шарів під дією гравітації вже за 5 хвилин вільно упала б у центрСонця. Протидіє силам гравітації сила газового тиску, спрямована від центраСонця назовні. Стан зорі (в даному разі Сонця), в якому внутрішній тиск газу івипромінювання зрівноважує вагу речовини, розміщеної вище, називається станомгравітаційної рівноваги.
В умовахгравітаційної рівноваги температура Т всередині зорі радіусом Rі масою М пропорційнавідношенню M/R. Теоретичні розрахунки дають для Сонцятемпературу в центрі близько Тц = 15 000 000 К. За такоїтемператури всередині тиск протистоїть силі тяжіння. Густина речовини в центріСонця />=100 г/см3, тиск- близько 220 млрд атмосфер.
2. Джерела енергії Сонця.
Реальне значення мають такі джерела як гравітаційнестискання і термоядерний синтез.З теорії випливає, що під час гравітаційного стискання протозорявипромінює практично половину звільненої потенціальної енергії в навколишнійпростір. Друга її половина іде на нагрівання речовини самої зорі.
Зоря з масою М і радіусом Rхарактеризується потенціальною енергієюW:
W=/>.
Якщо прийняти, що світність зорі (протозорі) з часом незмінюється і рівна спостережуваній тепер, то час стискання зорі або час, наякий вистачить її потенціальної енергії, дорівнює
t=/>
За сучасної світності Сонця L0= 3,85 • 1026 Вт/с ізначенні його потенціальної енергії Wо= 5,9 • 1041 Дж неважкопідрахувати, що Сонце висвітило б половину цієї енергії за 24 млн років, і якбине існувало інших джерел енергії, то воно вже давно припинило б своє існування.Тому гравітаційне стискання може бути джерелом енергії зір лише на відноснокоротких етапах їхнього розвитку.
У процесі стискання протозорі зростає температура в їїцентрі, і через деякий час вона може досягти величини 10 000 000 К. За такоїтемператури починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Першоюі найефективнішою з реакцій термоядерного синтезу в умовах Сонця є утворення зчотирьох протонів ядра атома гелію за схемою 4'Н /> 4Не.
Реакції синтезу гелію і енерговиділення, яке їх супроводжує,найбільш інтенсивно відбуваються в центрі Сонця, де температура і тиск найвищі.Вони загалом можуть перебігати двома шляхами.
Найістотнішою в надрах Сонця є реакція протон-протонного(р-р) циклу. Цикл починається з украй рідкісної події — перетворенняпротона на нейтрон при його особливо тісному зближенні з іншим протоном; цяподія називається />-розпадом протона,бо під час розпаду утворюється позитивна р-частинка — позитрон. Схема цьогоциклу така:
р + р /> D + е+ + /> +1,44 МеВ,
D + р /> 3Не + />,
3Не + 3Не /> 4Не+ 2 р +/>.
У другому, вуглецево-азотному циклі, також із чотирьохядер водню (протонів) утворюється одне ядро гелію, але при цьому вуглець і азотвідіграють роль каталізаторів. Ця реакція значно менш істотна в умовах Сонця,бо потребує як більшого вмісту вуглецю, так і вищої температури в його надрах.
3. Внутрішня будова Сонця.
Від центра Сонця і до віддалі (0,2-0,3)/> знаходиться його ядро- зона,де зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, щозмушує його світитись. Оскільки перенос енергії в ядрі відбувається неконвекцією, а переви — промінюванням квантів, такий стан ядра називаютьпроменистим.
На віддалі понад 0, З /> від центра температура і тиск стаютьменшими ніж 5 млн К і 10 млрд атмосфер. За таких умов ядерні реакціївідбуватися не можуть. Енергія, утворена в ядрі, лише передається далі шляхомпоглинання />-квантів із більших глибині наступного їх переви-промінювання. При цьому замість одного поглинутого />-кванта великої енергіїатоми, як правило, послідовно випромінюють кілька квантів з меншою енергією. Якнаслідок, жорсткі />-квантидробляться на менш енергійні, і врешті-решт до фотосфери дістаються квантивидимого і теплового випромінювання, які остаточно і вивільняються назовні.
Зона, в якій енергія переноситься шляхом поглинаннявипромінювання і наступного його перевипромінювання, називається зоноюпроменистої рівноваги.
Вище цього рівня зростає непрозорість речовини, івипромінювання, замкнуте під її товщею, не встигає відводити все вироблене«тепло». Тому в перенесенні енергії починає брати участь сама речовина, ібезпосередньо під фотосферою вздовж останніх 0,2/> утворюєтьсяконвективна зона, де енергія переноситься шляхом конвекції. Інакше кажучи,приповерхневий шар Сонця «кипить», тобто перебуває у стані конвективноїрівноваги. Одним із проявів конвекції у фотосфері Сонця є грануляція
В цілому процес передачі енергії від центральних областей дофотосфери дуже повільний і триває мільйони років.
4.Сонячна активність та її вплив на Землю
На сонячній поверхні часто спостерігаються особливіутворення: ділянки з підвищеною яскравістю— факели, ділянки із зниженоюяскравістю — плями, інколи з'являються короткоживучі дуже яскраві спалахи, а на краю диска помітні протуберанці.Всі вони є активними утворами на Сонці, а їхня поява і розвиток -це проявсонячної активності.
Місця, де спостерігаються активні утвори, отримали назву активнихзон. їхня головна характеристика — це сильні локальні магнітні поля, яківиходять на поверхню Сонця і є набагато сильнішими від його регулярногомагнітного поля.
1. Сонячні плями. Активні зони у фотосфері проявляють себепередовсім сонячними плямами. За контрастом із фотосферою сонячні плямимають вигляд темних утворень, тому що температура речовини в них менша, ніж унавколишніх ділянках фотосфери. Трапляються як поодинокі плями, так і їхнігрупи. Розміри плям в середньому рівні 40 000 км, проте бувають плями діаметром до 180 000 км.
У плямах є сильні магнітні поля, які виникають при конвективнихрухах речовини у підфотосферних шарах. Сильне магнітне поле гальмує вихідгарячої сонячної речовини з його надр, і саме тому температура поверхні Сонця уцьому місці знижується.
Пляма, в якій магнітні силові лінії виходять з-під поверхні,має північну полярність N, якщо ж ці лінії йдуть під поверхню — південну S. Магнітні силові лінії, які виходятьіз плям, іноді простягаються далеко за поверхню Сонця.
На сонячному диску спостерігаються світлі утвори — факели. Вони є повсюдними супутниками плям.Оскільки в самій плямі потік енергії менший (а з глибини Сонця він рівномірнийу всіх напрямках), то ділянка поруч з плямою — факел — це місце, де їїнадходить більше.
2. Циклічність сонячної активності. В середині XIX ст. було виявлено, що в різні рокикількість плям на Сонці неоднакова. Є роки, коли їх багато -це максимумактивності.І навпаки, бувають роки, коли їх на Сонці дуже мало -це мінімумактивності.
За міру плямотворної діяльності Сонця прийнято число Вольфа
W=10g+f,
де g— кількість груп плям, f— загальна кількість усіх плям, які є вцей момент на диску Сонця.
5. Протуберанці.
При спостереженнях Сонця через густочервоний світлофільтр накраю диска видно своєрідні світлі виступи над поверхнею, його, які можутьпростягатися далеко за межі хромосфери аж у корону.
Такі викиди речовини називаються протуберанцями. Протуберанці- це речовина, яка підіймаєтьсянад сонячною поверхнею і утримується над нею завдяки магнітному полю.
Протуберанці — найграндіозніші утворення в атмосфері Сонця.Довжина деяких з них сягає 200 000 км, товщина — кілька тисяч кілометрів. В проекції насонячний диск вони мають вигляд вигнутих темних волокон, часто витягнутих унапрямку схід-захід уздовж паралелі.
6. Сонячні спалахи. Досить часто над сонячними плямами ухромосфері відбуваються хромосферні спалахи — найбільш вражаючий проявсонячної активності.
Як правило, спалах починається зі швидкого зростаннятемператури корони до 40 млн К, що призводить до сплеску м'якогорентгенівського випромінювання. Потім під зоною зростання температури в короніпідвищується температура хромосфери. Найпотужніші спалахи видно без допомогифільтра. Яскравість спалахів може бути на 50% більшою за яскравість фотосфери.
За сучасними уявленнями, спалах — це раптове виділенняенергії, накопиченої у магнітному полі активної зони. На певній висоті надповерхнею Сонця виникає зона, де магнітне поле на невеликому відрізку різкозмінюється за величиною і напрямком. Це супроводжується прискоренням зарядженихчастинок і перетворенням їх на високоенергійні. При цьому речовинанагрівається, з'являється потужне електромагнітне випромінювання урентгенівському, ультрафіолетовому та радіодіапазоні, а також у міжпланетнийпростір у радіальному напрямку викидається струмінь частинок високої енергії зішвидкостями 3 000-30 000 км/с. Процес розвитку невеликих спалахів триває 5-10хв, найпотужніших — до семи годин. З усіх активних утворень спалахивирізняються своєю особливою здатністю впливати на геофізичний стан Землі. Іхоча принцип утворення спалахів вчені зрозуміли, детальної теорії поки щонемає.
7. Вплив сонячної активності на магнітосферу іатмосферу Землі. Оскільки під час спалаху потік рентгенівських квантів зростає у 100-400разів, то вже через 8 хв 20 с вони досягають орбіти Землі й проникають віоносферу. Жорстке випромінювання спричиняє додаткову іонізацію повітря. Якнаслідок, змінюється щільність іоносферних шарів і їхня відбивна здатність, атому одразу ж порушується зв'язок на коротких радіохвилях. Почасти також руйнуєтьсяозоновий шар, і до поверхні Землі проникає підвищена кількість ультрафіолету.
Через декілька годин після спалаху Землі досягає потіквисоко-енергійних частинок. Завдяки наявності геомагнітного поля вони не потрапляють на земну поверхню, але врайонах магнітних полюсів, де силові магнітні лінії виходять з поверхні абовходять у неї, частинки проникають до висот 100 км, іонізують і збуджують атоми повітря. При поверненні атомів до нейтрального стану відбуваєтьсявисвічування, яке спостерігається у вигляді полярних сяйв — дивовижних.
Магнітні бурі. Ще через 1-2 доби Землі досягає підсиленийпотік сонячного вітру. Під його дією земна магнітосфера стискається. Але, яквідомо, навколо Землі у пастці силових геомагнітних ліній є багато зарядженихчастинок (радіаційні пояси).
При стисненні магнітосфери напруженість магнітного полязбільшується, при розширенні, навпаки, зменшується. Так виникає окремий сплескгеомагнітного збурення тривалістю близько години. Потужні сонячні збуренняобумовлюють тривале підсилення сонячного вітру. В магнітосферу надходить одинімпульс за іншим. Виникає послідовна серія збурень геомагнітного поля, колийого напруженість швидко і різко змінюється — настає магнітна буря.
8. Вплив активності Сонця на погоду. Активність Сонця впливає напогоду. Цей зв'язок можна прослідкувати таким чином. Встановлено, що крімекваторіального кільцевого струму, в районах геомагнітних полюсів на віддалі 20вночі та 10 удень на висоті близько 100 км приблизно вздовж магнітних паралелей також тече електричний струм. Після надходження від Сонця посиленого потокузаряджених частинок деяка їхня кількість затримується у високих широтах іпідсилює цю течію. Збільшення струму призводить до додаткового розігрівуатмосфери. Від місця розігріву вниз до тропосфери проникає хвилеподібнийімпульс, який далі вздовж поверхні Землі поширюється впродовж кількох годин донизьких широт. Ці хвилі є тим енергетичним мостом між іоносферою і тропосферою,який передає енергію корпускулярних сонячних потоків погодному шару повітря.Вони підсилюють меридіональну циркуляцію повітря і зменшують зональну. Там, детиск був низьким, він стає ще нижчим, а де був високим — ще вищим. За такихумов у тропічній зоні народжуються тайфуни, а у місцях з різко вираженимконтинентальним кліматом — засухи.
9. Сонячна активність і біосфера Землі. Впливаючи на погоду іклімат, сонячна активність не може не впливати на рослинний світ. Було зібранобагато зрізів дерев з чітко вираженими річними кільцями. Серед них були зрізисеквойї віком 3 200 років і дев'ятнадцяти 500-річних дерев. У всіх дереввизначали товщину річних кілець з точністю до 0,01 мм. Виявилося, що в роки максимумів сонячної активності приріст дерев був більшим, ніж у рокимінімумів. А те, що врожайність сільсько господарських культур і відповідноціни на них співвідносяться з кількістю сонячних плям, стало вже класичнимприкладом.
До сонячної активності небайдужий і тваринний світ. Тіснопов'язані з 11-річним циклом періоди підвищеного розмноження каракуртів, бліх,пустельної саранчі тощо. Останню в періоди між піками сонячної активностівзагалі не можна виявити.
10. Вплив сонячної активності на людину. Численні дослідженняпоказали, що найчутливішими до змін напруженості геомагнітного поля,обумовлених сонячною активністю, є нервова і серцево-судинна системи людини.
Вплив виявляється по-різному: через зміну електричнихвластивостей тканин людського організму; через вільні радикали у клітинах; через індукційні струми, що виникають ворганізмі під впливом геомагнітних полів; через зміну проникності клітиннихмембран тощо. Як наслідок, у людей з хворобами серцево-судинної системи під часгеомагнітних бур погіршується стан, збільшується число інфарктів та інсультів.
У здорових людей змінюється сприйняття часу, сповільнюєтьсярухова реакція, різко знижується короткочасна пам'ять, об'єм та інтенсивністьуваги. Навіть у спеціально тренованих людей — спортсменів вищого класу тальотчиків — зафіксовано підвищену кількість помилок при виконанні контрольнихзавдань. Різкі й часті збільшення збуреності геомагнітного поля, впливаючи навізерунок біопотенціалів мозку, погіршують сон.
Все це відбивається на виконанні робіт, які вимагаютьточності та уваги, спричиняє збільшення травматизму на виробництві та кількостіавтотранспортних пригод. А люди з порушеннями функцій головного мозку в такідні часто потрапляють на лікарняне ліжко.
Сонячна активність впливає на систему крові людини. Під часгеомагнітних бур швидкість згортання крові зменшується на 8%. А кількість білихкров'яних тілець — лейкоцитів, від яких, як відомо, залежить опірністьорганізму різним інфекційним захворюванням, у роки активного Сонця знижується в1,5-1,7 раза. Так що поширеність епідемій у цей час може залежати не лише відпосилення діяльності патогенних мікроорганізмів.
Отже, молена з упевненістю сказати, що ізоляція біосфери віддії космічних чинників відносна. Біосфера дуже чуйно реагує на зміну параметрівзовнішнього середовища.
У зв'язку з цим дуже важливо вести регулярні спостереження заСонцем і вміти аналізувати різг і явища на ньому. Саме цим і займаються багатообсерваторій світу.
Домашнє завдання
1. Що спричиняє появу плям на поверхні Сонця?
2. Що таке протуберанці?
3. Звідки береться енергія сонячних спалахів?
4. Що відомо про вплив окремих проявів сонячної активності на організм людини?
5. Що таке гранули? Що таке спікули?
6. Як змінюється температура в атмосфері Сонця?
7. Що на сьогодні відомо про хімічний склад Сонця?
8. На якій підставі зроблений висновок про те, що Сонце обертається не як тверде тіло?
9. Що таке гравітаційна рівновага?