Презентация на тема "строеж на слънцето". Презентация "слънце, композиция и вътрешна структура" Състав и структура на слънчевата презентация

слайд 1

Презентация на тема: "Вътрешна структура на Слънцето" Изработена от ученик от 11 "а" клас ГБОУ СОУ 1924 Губернаторов Антон

слайд 2

слайд 3

Слънцето е единствената звезда в Слънчевата система, около която се въртят други обекти от тази система: планети и техните спътници, планети джуджета и техните спътници, астероиди, метеороиди, комети и космически прах.

слайд 4

Структура на Слънцето: -Слънчево ядро. - Зона за лъчиста трансфер. -Конвективна зона на Слънцето.

слайд 5

Слънчево ядро. Централната част на Слънцето с радиус около 150 000 километра, в която протичат термоядрени реакции, се нарича слънчево ядро. Плътността на материята в ядрото е приблизително 150 000 kg/m³ (150 пъти по-висока от плътността на водата и ~6,6 пъти по-висока от плътността на най-плътния метал на Земята - осмий), а температурата в центъра на ядрото е повече от 14 милиона градуса.

слайд 6

Лъчиста трансферна зона. Над ядрото, на разстояния около 0,2-0,7 от радиуса на Слънцето от центъра му, има зона за пренос на лъчение, в която няма макроскопични движения, енергията се пренася с помощта на повторно излъчване на фотони.

Слайд 7

конвективна зона на слънцето. По-близо до повърхността на Слънцето се случва вихрово смесване на плазмата и преносът на енергия към повърхността се осъществява главно от движенията на самата материя. Този метод на пренос на енергия се нарича конвекция, а подповърхностният слой на Слънцето с дебелина приблизително 200 000 km, където се среща, се нарича конвективна зона. Според съвременните данни ролята му във физиката на слънчевите процеси е изключително голяма, тъй като именно в него възникват различни движения на слънчева материя и магнитни полета.

Слайд 8

Слайд 9

Фотосфера на Слънцето. Фотосферата (слой, който излъчва светлина) образува видимата повърхност на Слънцето, от която се определят размерите на Слънцето, разстоянието от повърхността на Слънцето и т. н. Температурата във фотосферата достига средно 5800 К. Тук средната плътност на газа е по-малка от 1/1000 от плътността на земния въздух.

слайд 10

Хромосфера на Слънцето. Хромосферата е външната обвивка на Слънцето с дебелина около 10 000 km, заобикаляща фотосферата. Произходът на името на тази част от слънчевата атмосфера се свързва с червеникавия й цвят. Горната граница на хромосферата няма ясно изразена гладка повърхност, от нея непрекъснато възникват горещи изхвърляния, наречени спикули. Температурата на хромосферата се повишава с надморска височина от 4 000 до 15 000 градуса.

Слънчево ядро. Централната част на Слънцето с радиус около километри, в която протичат термоядрени реакции, се нарича слънчево ядро. Плътността на материята в ядрото е приблизително kg/m³ (150 пъти по-висока от плътността на водата и ~6,6 пъти по-висока от плътността на най-плътния метал на Земята, осмий), а температурата в центъра на ядрото е над 14 милиона градуса.

конвективна зона на слънцето. По-близо до повърхността на Слънцето се случва вихрово смесване на плазмата и преносът на енергия към повърхността се осъществява главно от движенията на самата материя. Този метод на пренос на енергия се нарича конвекция, а подповърхностният слой на Слънцето с дебелина около километър, където се среща, е конвективна зона. Според съвременните данни ролята му във физиката на слънчевите процеси е изключително голяма, тъй като именно в него възникват различни движения на слънчева материя и магнитни полета.

Хромосфера на Слънцето. Хромосферата е външната обвивка на Слънцето с дебелина около километър, заобикаляща фотосферата. Произходът на името на тази част от слънчевата атмосфера се свързва с червеникавия й цвят. Горната граница на хромосферата няма ясно изразена гладка повърхност, от нея непрекъснато възникват горещи изхвърляния, наречени спикули. Температурата на хромосферата се повишава с надморска височина от 4000 до градуса.

Короната на Слънцето. Короната е последната външна обвивка на Слънцето. Въпреки много високата си температура, от до градуса, тя е видима с просто око само по време на пълно слънчево затъмнение.

слайд 1

слайд 2

Вътрешната структура на звездите Източници на енергия на звездите Ако Слънцето се състоеше от въглища и източникът на неговата енергия беше горенето, тогава, като се запази сегашното ниво на енергийно излъчване, Слънцето щеше да изгори напълно след 5000 години. Но Слънцето грее от милиарди години! Въпросът за енергийните източници на звездите е повдигнат от Нютон. Той предположи, че звездите попълват енергийния си запас поради падащи комети. През 1845г Немски Физикът Робърт Майер (1814-1878) се опита да докаже, че Слънцето свети поради падаща върху него междузвездна материя. 1954 г Херман Хелмхолц предполага, че Слънцето излъчва част от енергията, освободена по време на бавното си свиване. От прости изчисления можете да разберете, че Слънцето ще изчезне напълно след 23 милиона години, което е твърде малко. Между другото, този източник на енергия по принцип се осъществява преди изхода на звездите към основната последователност. Херман Хелмхолц (1821-1894)

слайд 3

Вътрешната структура на звездите Енергийни източници на звездите При високи температури и маси над 1,5 слънчеви маси доминира въглеродният цикъл (CNO). Реакция (4) е най-бавната – отнема около 1 милион години. В този случай се отделя малко по-малко енергия, т.к. повече от него се унася от неутрино. Този цикъл през 1938г. Независимо разработено от Ханс Бете и Карл Фридрих фон Вайцзекер.

слайд 4

Вътрешната структура на звездите Енергийни източници на звездите Когато изгарянето на хелий във вътрешността на звездите приключи, при по-високи температури стават възможни други реакции, при които се синтезират по-тежки елементи, до желязо и никел. Това са а-реакции, изгаряне на въглерод, изгаряне на кислород, изгаряне на силиций... Така Слънцето и планетите са се образували от „пепелта“ на избухналите отдавна свръхнови.

слайд 5

Вътрешна структура на звездите Модели на структурата на звездите През 1926г. Излезе книгата на Артър Едингтън „Вътрешната структура на звездите“, която, може да се каже, постави началото на изследването на вътрешната структура на звездите. Едингтън направи предположение за равновесното състояние на звездите от главната последователност, т.е. за равенството на енергийния поток, генериран във вътрешността на звездата, и енергията, излъчвана от нейната повърхност. Едингтън не си представя източника на тази енергия, но съвсем правилно поставя този източник в най-горещата част на звездата - нейния център и предполага, че голямо време на дифузия на енергия (милиони години) ще изравни всички промени, освен тези, които се появяват близо до повърхност.

слайд 6

Вътрешната структура на звездите Модели на структурата на звездите Равновесието налага строги ограничения върху звездата, т.е., след като влезе в състояние на равновесие, звездата ще има строго определена структура. Във всяка точка на звездата трябва да се спазва балансът на гравитационните сили, термичното налягане, радиационното налягане и т. н. Също така температурният градиент трябва да бъде такъв, че външният топлинен поток стриктно да съответства на наблюдавания радиационен поток от повърхността. Всички тези условия могат да бъдат записани под формата на математически уравнения (най-малко 7), чието решение е възможно само чрез числени методи.

Слайд 7

Вътрешната структура на звездите Модели на структурата на звездите Механичен (хидростатичен) баланс Силата, дължаща се на разликата в налягането, насочена от центъра, трябва да бъде равна на силата на гравитацията. d P/d r = M(r)G/r2 , където P е налягането, е плътността, M(r) е масата в сфера с радиус r. Енергиен баланс Увеличаването на осветеността поради източника на енергия, съдържащ се в слой с дебелина dr на разстояние от центъра r, се изчислява по формулата dL/dr = 4 r2 (r) , където L е осветеността, (r) е специфичното освобождаване на енергия при ядрените реакции. Топлинно равновесие Температурната разлика на вътрешните и външните граници на слоя трябва да е постоянна, а вътрешните слоеве трябва да са по-горещи.

Слайд 8

Вътрешната структура на звездите Вътрешната структура на звездите 1. Ядрото на звездата (зоната на термоядрени реакции). 2. Зоната на радиационен пренос на енергията, освободена в ядрото, към външните слоеве на звездата. 3. Зона на конвекция (конвективно смесване на материята). 4. Хелиево изотермично ядро от изроден електронен газ. 5. Обвивка на идеален газ.

Слайд 9

Вътрешната структура на звездите Структурата на звездите до слънчевата маса Звездите с маса под 0,3 слънчеви маси са напълно конвективни, което е свързано с ниските им температури и високите коефициенти на екстинкция. Звездите със слънчева маса в ядрото претърпяват радиационен транспорт, докато във външните слоеве той е конвективен. Освен това масата на конвективната обвивка бързо намалява при движение нагоре по главната последователност.

слайд 10

слайд 11

Вътрешната структура на звездите Структурата на изродените звезди Налягането при белите джуджета достига стотици килограми на кубичен сантиметър, докато при пулсарите е с няколко порядъка по-високо. При такива плътности поведението се различава рязко от това на идеален газ. Газовият закон на Менделеев-Клапейрон престава да действа - налягането вече не зависи от температурата, а се определя само от плътността. Това е състоянието на изродена материя. Поведението на изроден газ, състоящ се от електрони, протони и неутрони, се подчинява на квантовите закони, по-специално на принципа на изключване на Паули. Той твърди, че не повече от две частици могат да бъдат в едно и също състояние и техните завъртания са насочени противоположно. При белите джуджета броят на тези възможни състояния е ограничен, гравитацията се опитва да притисне електрони на вече заети места. В този случай възниква специфична сила на противодействие на натиска. В този случай p ~ 5/3. В същото време електроните имат висока скорост на движение, а изроденият газ има висока прозрачност поради използването на всички възможни енергийни нива и невъзможността на процеса на абсорбция-преизлъчване.

слайд 12

Вътрешната структура на звездите Структурата на неутронната звезда При плътности над 1010 g / cm3 се случва процесът на неутронизация на материята, реакциите + en + B през 1934 г., Фриц Цвики и Уолтър Баарде теоретично предсказват съществуването на неутронни звезди, чието равновесие се поддържа от налягането на неутронния газ. Масата на неутронната звезда не може да бъде по-малка от 0,1M и повече от 3M. Плътността в центъра на неутронна звезда достига 1015 g/cm3. Температурата в дълбините на такава звезда се измерва в стотици милиони градуси. Размерите на неутронните звезди не надвишават десетки километри. Магнитното поле на повърхността на неутронните звезди (милион пъти по-голямо от това на Земята) е източник на радио излъчване. На повърхността на неутронна звезда материята трябва да има свойствата на твърдо тяло, т.е. неутронните звезди са заобиколени от твърда кора с дебелина няколкостотин метра.

слайд 13

MM.Dagaev и др. Астрономия - M .: Образование, 1983 P.G. Куликовски. Наръчник за любители по астрономия – M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin „Астрофизика. Книга за четене по астрономия” - М.: Просвещение, 1988. A.I.Еремеева, F.A. Цицин "История на астрономията" - М .: МГУ, 1989. У. Купър, Е. Уокър "Измерване на светлината на звездите" - М .: Мир, 1994 г. Р. Кипенхан. 100 милиарда слънца. Раждане, живот и смърт на звездите. М.: Мир, 1990. Вътрешна структура на звездите. Литература

Структурата на слънцето Тук можете бързо да изтеглите презентацията + Word файл към нея. В горната част щракнете върху пропускане на реклами (след 4 секунди)

Слънчево ядро Централната част на Слънцето с радиус около километри, в която протичат термоядрени реакции, се нарича слънчево ядро. Плътността на материята в ядрото е приблизително kg/m³.

Хромосфера на Слънцето Хромосферата на Слънцето (цветна сфера) е плътният слой (km) на слънчевата атмосфера, който се намира точно зад фотосферата. Доста проблематично е да се наблюдава хромосферата, поради близкото й разположение до фотосферата. Най-добре се вижда, когато Луната затваря фотосферата, т.е. по време на слънчеви затъмнения.

Слънчеви изпъкналости Слънчевите изпъкналости са огромни изблици на водород, наподобяващи светещи дълги нишки. Протубераците се издигат на големи разстояния, достигайки диаметъра на Слънцето (1,4 милиона км), движат се със скорост от около 300 км/сек, а температурата в същото време достига градуси.