স্লাইড 1
বিষয়ের উপর উপস্থাপনা: "সূর্যের অভ্যন্তরীণ কাঠামো" 11 "ক" শ্রেণীর GBOU মাধ্যমিক বিদ্যালয় 1924 এর ছাত্র দ্বারা তৈরিস্লাইড 2
স্লাইড 3
সূর্য হল সৌরজগতের একমাত্র নক্ষত্র যার চারপাশে এই সিস্টেমের অন্যান্য বস্তু ঘোরে: গ্রহ এবং তাদের উপগ্রহ, বামন গ্রহ এবং তাদের উপগ্রহ, গ্রহাণু, উল্কা, ধূমকেতু এবং মহাজাগতিক ধূলিকণা।
স্লাইড 4
সূর্যের গঠন:-সৌর কোর। - দীপ্তিমান স্থানান্তর অঞ্চল। -সূর্যের পরিবাহী অঞ্চল।
স্লাইড 5
সৌর কোর। প্রায় 150,000 কিলোমিটার ব্যাসার্ধের সূর্যের কেন্দ্রীয় অংশ, যেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটে, তাকে সৌর কোর বলা হয়। কোরে পদার্থের ঘনত্ব প্রায় 150,000 kg/m³ (জলের ঘনত্বের চেয়ে 150 গুণ বেশি এবং পৃথিবীর ঘনতম ধাতুর ঘনত্বের চেয়ে ~6.6 গুণ বেশি - ওসমিয়াম), এবং কেন্দ্রের কেন্দ্রে তাপমাত্রা 14 মিলিয়ন ডিগ্রির বেশি।
স্লাইড 6
দীপ্তিমান স্থানান্তর অঞ্চল। কেন্দ্রের উপরে, তার কেন্দ্র থেকে সূর্যের ব্যাসার্ধের প্রায় 0.2-0.7 দূরত্বে, একটি বিকিরণ স্থানান্তর অঞ্চল রয়েছে, যেখানে কোনও ম্যাক্রোস্কোপিক নড়াচড়া নেই, ফোটন পুনরায় নির্গমনের সাহায্যে শক্তি স্থানান্তরিত হয়।
স্লাইড 7
সূর্যের পরিবাহী অঞ্চল। সূর্যের পৃষ্ঠের কাছাকাছি, প্লাজমার ঘূর্ণি মিশ্রন ঘটে এবং পৃষ্ঠে শক্তি স্থানান্তর প্রধানত বস্তুর গতির দ্বারা ঘটে। শক্তি স্থানান্তরের এই পদ্ধতিকে পরিচলন বলা হয় এবং সূর্যের পৃষ্ঠতলের স্তর, প্রায় 200,000 কিমি পুরু, যেখানে এটি ঘটে, তাকে পরিবাহী অঞ্চল বলা হয়। আধুনিক তথ্য অনুসারে, সৌর প্রক্রিয়াগুলির পদার্থবিদ্যায় এর ভূমিকা ব্যতিক্রমীভাবে দুর্দান্ত, কারণ এটিতে সৌর পদার্থ এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের বিভিন্ন গতির উদ্ভব হয়।
স্লাইড 8
স্লাইড 9
সূর্যের ফটোস্ফিয়ার। ফটোস্ফিয়ার (একটি স্তর যা আলো নির্গত করে) সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠ তৈরি করে, যেখান থেকে সূর্যের মাত্রা, সূর্যের পৃষ্ঠ থেকে দূরত্ব ইত্যাদি নির্ণয় করা হয়। ফটোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা গড়ে 5800 কে-এ পৌঁছে এখানে, গড় গ্যাসের ঘনত্ব পার্থিব বায়ুর ঘনত্বের 1/1000 এর কম।
স্লাইড 10
সূর্যের ক্রোমোস্ফিয়ার। ক্রোমোস্ফিয়ার হল সূর্যের বাইরের খোল যার পুরুত্ব প্রায় 10,000 কিমি, ফটোস্ফিয়ারকে ঘিরে। সৌর বায়ুমণ্ডলের এই অংশের নামের উৎপত্তি তার লালচে রঙের সাথে জড়িত। ক্রোমোস্ফিয়ারের উপরের সীমানায় একটি উচ্চারিত মসৃণ পৃষ্ঠ নেই; গরম নির্গমন, যাকে স্পিকুলস বলা হয়, এটি থেকে ক্রমাগত ঘটে। ক্রোমোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা 4,000 থেকে 15,000 ডিগ্রি পর্যন্ত উচ্চতার সাথে বৃদ্ধি পায়।
সৌর কোর। প্রায় কিলোমিটার ব্যাসার্ধের সূর্যের কেন্দ্রীয় অংশ, যেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটে, তাকে সৌর কোর বলে। কোরের মধ্যে পদার্থের ঘনত্ব প্রায় kg/m³ (জলের ঘনত্বের চেয়ে 150 গুণ বেশি এবং পৃথিবীর ঘনতম ধাতু, ওসমিয়ামের ঘনত্বের চেয়ে ~ 6.6 গুণ বেশি), এবং কেন্দ্রের কেন্দ্রে তাপমাত্রা বেশি। 14 মিলিয়ন ডিগ্রী।
সূর্যের পরিবাহী অঞ্চল। সূর্যের পৃষ্ঠের কাছাকাছি, প্লাজমার ঘূর্ণি মিশ্রন ঘটে এবং পৃষ্ঠে শক্তি স্থানান্তর প্রধানত বস্তুর গতির দ্বারা ঘটে। শক্তি স্থানান্তরের এই পদ্ধতিকে পরিচলন বলা হয়, এবং সূর্যের পৃষ্ঠতলের স্তর, প্রায় এক কিমি পুরু, যেখানে এটি ঘটে একটি পরিবাহী অঞ্চল। আধুনিক তথ্য অনুসারে, সৌর প্রক্রিয়াগুলির পদার্থবিদ্যায় এর ভূমিকা ব্যতিক্রমীভাবে দুর্দান্ত, কারণ এটিতে সৌর পদার্থ এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের বিভিন্ন গতির উদ্ভব হয়।
সূর্যের ফটোস্ফিয়ার। ফটোস্ফিয়ার (একটি স্তর যা আলো নির্গত করে) সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠ তৈরি করে, যেখান থেকে সূর্যের মাত্রা, সূর্যের পৃষ্ঠ থেকে দূরত্ব ইত্যাদি নির্ণয় করা হয়। ফটোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা গড়ে 5800 কে-এ পৌঁছে এখানে, গড় গ্যাসের ঘনত্ব পার্থিব বায়ুর ঘনত্বের 1/1000 এর কম।
সূর্যের ক্রোমোস্ফিয়ার। ক্রোমোস্ফিয়ার হল সূর্যের বাইরের খোল যা প্রায় এক কিলোমিটার পুরু, ফটোস্ফিয়ারকে ঘিরে। সৌর বায়ুমণ্ডলের এই অংশের নামের উৎপত্তি তার লালচে রঙের সাথে জড়িত। ক্রোমোস্ফিয়ারের উপরের সীমানায় একটি উচ্চারিত মসৃণ পৃষ্ঠ নেই; গরম নির্গমন, যাকে স্পিকুলস বলা হয়, এটি থেকে ক্রমাগত ঘটে। ক্রোমোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা 4000 থেকে ডিগ্রী পর্যন্ত উচ্চতার সাথে বৃদ্ধি পায়।
সূর্যের মুকুট। করোনা হল সূর্যের শেষ বাইরের খোল। এটির খুব উচ্চ তাপমাত্রা সত্ত্বেও, ডিগ্রী থেকে শুরু করে, এটি শুধুমাত্র সম্পূর্ণ সূর্যগ্রহণের সময় খালি চোখে দেখা যায়।
স্লাইড 1
স্লাইড 2
নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ গঠন নক্ষত্রের শক্তির উৎস সূর্য যদি কয়লা দিয়ে থাকে এবং এর শক্তির উৎস দহন হয়, তাহলে বর্তমান শক্তির বিকিরণের মাত্রা বজায় রেখে 5000 বছরে সূর্য সম্পূর্ণরূপে পুড়ে যাবে। কিন্তু সূর্য কোটি কোটি বছর ধরে জ্বলছে! নক্ষত্রের শক্তির উৎস নিয়ে প্রশ্ন উত্থাপন করেছিলেন নিউটন। তিনি অনুমান করেছিলেন যে ধূমকেতু পতনের কারণে তারাগুলি তাদের শক্তি সরবরাহ পুনরায় পূরণ করে। 1845 সালে জার্মান পদার্থবিদ রবার্ট মেয়ার (1814-1878) প্রমাণ করার চেষ্টা করেছিলেন যে সূর্য তার উপর আন্তঃনাক্ষত্রিক পদার্থ পড়ার কারণে আলোকিত হয়। 1954 হারম্যান হেলমহোল্টজ পরামর্শ দিয়েছিলেন যে সূর্য তার ধীর সংকোচনের সময় নির্গত কিছু শক্তি বিকিরণ করে। সাধারণ গণনা থেকে, আপনি জানতে পারেন যে সূর্য 23 মিলিয়ন বছরে সম্পূর্ণরূপে অদৃশ্য হয়ে যাবে, যা খুব কম। যাইহোক, শক্তির এই উত্সটি, নীতিগতভাবে, তারার মূল ক্রম থেকে প্রস্থান করার আগে সঞ্চালিত হয়। হারম্যান হেলমহোল্টজ (1821-1894)
স্লাইড 3
নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ গঠন নক্ষত্রের শক্তির উৎস উচ্চ তাপমাত্রায় এবং 1.5 এর বেশি সৌর ভরের ভরে, কার্বন চক্র (CNO) প্রাধান্য পায়। প্রতিক্রিয়া (4) সবচেয়ে ধীর - এটি প্রায় 1 মিলিয়ন বছর সময় নেয়। এই ক্ষেত্রে, সামান্য কম শক্তি মুক্তি হয়, কারণ. এর বেশির ভাগই নিউট্রিনো দ্বারা বাহিত হয়। এই চক্রটি 1938 সালে। স্বাধীনভাবে হ্যান্স বেথে এবং কার্ল ফ্রেডরিখ ভন উইজস্যাকার দ্বারা বিকাশিত।
স্লাইড 4
নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ গঠন নক্ষত্রের শক্তির উৎস নক্ষত্রের অভ্যন্তরে হিলিয়ামের দহন শেষ হলে, উচ্চ তাপমাত্রায় অন্যান্য প্রতিক্রিয়া সম্ভব হয় যাতে লোহা এবং নিকেল পর্যন্ত ভারী উপাদান সংশ্লেষিত হয়। এগুলি হল একটি-প্রতিক্রিয়া, কার্বন দহন, অক্সিজেন দহন, সিলিকন দহন... এইভাবে, সূর্য এবং গ্রহগুলি অনেক আগে বিস্ফোরিত সুপারনোভার "ছাই" থেকে তৈরি হয়েছিল।
স্লাইড 5
নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ কাঠামো 1926 সালে নক্ষত্রের গঠনের মডেল। আর্থার এডিংটনের দ্য ইন্টারনাল স্ট্রাকচার অফ স্টারস বইটি প্রকাশিত হয়েছিল, যেটি বলা যেতে পারে, তারার অভ্যন্তরীণ কাঠামোর অধ্যয়ন শুরু করেছিল। এডিংটন মূল ক্রম নক্ষত্রের ভারসাম্যের অবস্থা সম্পর্কে একটি অনুমান করেছিলেন, অর্থাৎ, নক্ষত্রের অভ্যন্তরে উৎপন্ন শক্তি প্রবাহের সমতা এবং এর পৃষ্ঠ থেকে বিচ্ছুরিত শক্তি সম্পর্কে। এডিংটন এই শক্তির উৎস কল্পনা করেননি, কিন্তু সঠিকভাবে এই উৎসটিকে নক্ষত্রের উষ্ণতম অংশে - এর কেন্দ্রে স্থাপন করেছিলেন এবং পরামর্শ দিয়েছিলেন যে একটি বৃহৎ শক্তির বিচ্ছুরণ সময় (মিলিয়ন বছর) এমনকি সমস্ত পরিবর্তনগুলিকে বাদ দেবে যা এই শক্তির কাছাকাছি উপস্থিত হয়। পৃষ্ঠতল.
স্লাইড 6
নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ কাঠামো নক্ষত্রের কাঠামোর মডেল ইকুইলিব্রিয়াম তারার উপর কঠোর বিধিনিষেধ আরোপ করে, অর্থাৎ, ভারসাম্যের অবস্থায় আসার পরে, তারাটির একটি কঠোরভাবে সংজ্ঞায়িত কাঠামো থাকবে। নক্ষত্রের প্রতিটি বিন্দুতে, মহাকর্ষীয় শক্তি, তাপীয় চাপ, বিকিরণ চাপ ইত্যাদির ভারসাম্য অবশ্যই লক্ষ্য করতে হবে। এছাড়াও, তাপমাত্রার গ্রেডিয়েন্ট অবশ্যই এমন হতে হবে যাতে বাহ্যিক তাপ প্রবাহ পৃষ্ঠ থেকে পর্যবেক্ষণ করা বিকিরণ প্রবাহের সাথে কঠোরভাবে মিলে যায়। এই সমস্ত শর্তগুলি গাণিতিক সমীকরণ (অন্তত 7) আকারে লেখা যেতে পারে, যার সমাধান শুধুমাত্র সংখ্যাগত পদ্ধতি দ্বারা সম্ভব।
স্লাইড 7
তারার অভ্যন্তরীণ গঠন নক্ষত্রের কাঠামোর মডেল যান্ত্রিক (হাইড্রোস্ট্যাটিক) ভারসাম্য কেন্দ্র থেকে নির্দেশিত চাপের পার্থক্যের কারণে বল অবশ্যই মাধ্যাকর্ষণ বলের সমান হতে হবে। d P/d r = M(r)G/r2, যেখানে P হল চাপ, হল ঘনত্ব, M(r) হল r ব্যাসার্ধের একটি গোলকের মধ্যে ভর। শক্তির ভারসাম্য r কেন্দ্র থেকে দূরত্বে d পুরুত্বের একটি স্তরে থাকা শক্তির উত্সের কারণে আলোকসজ্জার বৃদ্ধি dL/dr = 4 r2 (r) সূত্র দ্বারা গণনা করা হয়, যেখানে L হল দীপ্তি, (r) পারমাণবিক বিক্রিয়ার নির্দিষ্ট শক্তি রিলিজ হয়. তাপীয় ভারসাম্য স্তরের অভ্যন্তরীণ এবং বাইরের সীমানায় তাপমাত্রার পার্থক্য অবশ্যই স্থির থাকতে হবে এবং অভ্যন্তরীণ স্তরগুলি অবশ্যই উত্তপ্ত হতে হবে।
স্লাইড 8
নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ গঠন নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ গঠন 1. নক্ষত্রের মূল (থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়ার অঞ্চল)। 2. নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলিতে কেন্দ্রে নির্গত শক্তির বিকিরণীয় স্থানান্তরের অঞ্চল। 3. পরিচলন অঞ্চল (পদার্থের পরিবাহী মিশ্রণ)। 4. একটি ক্ষয়প্রাপ্ত ইলেকট্রন গ্যাস থেকে হিলিয়াম আইসোথার্মাল কোর। 5. একটি আদর্শ গ্যাসের শেল।
স্লাইড 9
নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ গঠন সৌর ভর পর্যন্ত নক্ষত্রের গঠন 0.3 এর কম সৌর ভরের নক্ষত্র সম্পূর্ণরূপে সংবহনশীল, যা তাদের নিম্ন তাপমাত্রা এবং উচ্চ বিলুপ্তির সহগগুলির সাথে যুক্ত। মূল অংশে সৌর-ভর নক্ষত্রগুলি বিকিরণীয় পরিবহনের মধ্য দিয়ে যায়, যখন বাইরের স্তরে এটি সংবহনশীল। তদুপরি, মূল ক্রমটি উপরে যাওয়ার সময় সংবহনশীল শেলের ভর দ্রুত হ্রাস পায়।
স্লাইড 10
স্লাইড 11
নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ গঠন অধঃপতিত নক্ষত্রের গঠন শ্বেত বামনে চাপ প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে শত শত কিলোগ্রামে পৌঁছায়, যখন পালসারে তা অনেক বেশি মাত্রার। এই ধরনের ঘনত্বে, আচরণটি একটি আদর্শ গ্যাসের থেকে তীব্রভাবে আলাদা। মেন্ডেলিভ-ক্ল্যাপেয়ারন গ্যাস আইন কাজ করা বন্ধ করে দেয় - চাপ আর তাপমাত্রার উপর নির্ভর করে না, তবে শুধুমাত্র ঘনত্ব দ্বারা নির্ধারিত হয়। এই হল অধঃপতনের অবস্থা। ইলেকট্রন, প্রোটন এবং নিউট্রন সমন্বিত একটি ক্ষয়প্রাপ্ত গ্যাসের আচরণ কোয়ান্টাম আইন, বিশেষ করে, পাউলি বর্জন নীতি মেনে চলে। তিনি দাবি করেন যে দুটির বেশি কণা একই অবস্থায় থাকতে পারে না এবং তাদের ঘূর্ণনগুলি বিপরীত দিকে পরিচালিত হয়। শ্বেত বামনে, এই সম্ভাব্য অবস্থার সংখ্যা সীমিত, মাধ্যাকর্ষণ ইতিমধ্যে দখলকৃত জায়গায় ইলেক্ট্রনগুলিকে চেপে দেওয়ার চেষ্টা করছে। এই ক্ষেত্রে, চাপের প্রতিকারের একটি নির্দিষ্ট শক্তি দেখা দেয়। এই ক্ষেত্রে, পৃ ~ 5/3. একই সময়ে, ইলেকট্রনগুলির চলাচলের উচ্চ গতি রয়েছে এবং সমস্ত সম্ভাব্য শক্তি স্তরের কর্মসংস্থান এবং শোষণ-রিরেডিয়েশন প্রক্রিয়ার অসম্ভবতার কারণে ক্ষয়প্রাপ্ত গ্যাসের উচ্চ স্বচ্ছতা রয়েছে।
স্লাইড 12
নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ গঠন একটি নিউট্রন নক্ষত্রের গঠন 1010 গ্রাম / সেমি 3 এর উপরে ঘনত্বে, পদার্থের নিউট্রনাইজেশন প্রক্রিয়া ঘটে, প্রতিক্রিয়া + en + B 1934 সালে, ফ্রিটজ জুইকি এবং ওয়াল্টার বারডে তাত্ত্বিকভাবে নিউট্রন তারার অস্তিত্বের ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন, নিউট্রন গ্যাসের চাপ দ্বারা ভারসাম্য বজায় রাখা হয়। একটি নিউট্রন তারার ভর 0.1M এর কম এবং 3M এর বেশি হতে পারে না। একটি নিউট্রন নক্ষত্রের কেন্দ্রে ঘনত্ব 1015 গ্রাম/সেমি 3 এ পৌঁছায়। এই জাতীয় নক্ষত্রের গভীরতার তাপমাত্রা কয়েক মিলিয়ন ডিগ্রিতে পরিমাপ করা হয়। নিউট্রন তারার আকার দশ কিলোমিটারের বেশি হয় না। নিউট্রন তারার পৃষ্ঠের চৌম্বক ক্ষেত্র (পৃথিবীর চেয়ে এক মিলিয়ন গুণ বেশি) রেডিও নির্গমনের উত্স। একটি নিউট্রন নক্ষত্রের পৃষ্ঠে, বস্তুটির অবশ্যই একটি কঠিন শরীরের বৈশিষ্ট্য থাকতে হবে, অর্থাৎ, নিউট্রন তারাগুলি কয়েকশ মিটার পুরু একটি কঠিন ভূত্বক দ্বারা বেষ্টিত।
স্লাইড 13
MM.Dagaev এবং অন্যান্য। জ্যোতির্বিদ্যা - M.: Education, 1983 P.G. কুলিকোভস্কি। জ্যোতির্বিদ্যা অপেশাদার হ্যান্ডবুক – M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin “Astrophysics. জ্যোতির্বিদ্যা পড়ার জন্য বই" - এম.: এনলাইটেনমেন্ট, 1988। A.I. Eremeeva, F.A. সিটসিন "জ্যোতির্বিদ্যার ইতিহাস" - এম.: এমজিইউ, 1989। ডব্লিউ. কুপার, ই. ওয়াকার "মেজারিং দ্য লাইট অফ স্টার" - এম.: মীর, 1994 আর. কিপেনহান। 100 বিলিয়ন সূর্য। নক্ষত্রের জন্ম, জীবন ও মৃত্যু। এম.: মীর, 1990। তারার অভ্যন্তরীণ গঠন রেফারেন্স
সূর্যের গঠন এখানে আপনি দ্রুত উপস্থাপনা + Word ফাইল ডাউনলোড করতে পারেন। শীর্ষে, বিজ্ঞাপনগুলি এড়িয়ে যান ক্লিক করুন (4 সেকেন্ড পরে)
সৌর কোর প্রায় কিলোমিটার ব্যাসার্ধের সূর্যের কেন্দ্রীয় অংশ, যেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটে, তাকে সৌর কোর বলে। মূল অংশে পদার্থের ঘনত্ব প্রায় কেজি/মি³।
সূর্যের ক্রোমোস্ফিয়ার সূর্যের ক্রোমোস্ফিয়ার (রঙিন গোলক) হল সৌর বায়ুমণ্ডলের ঘন স্তর (কিমি), যা ফটোস্ফিয়ারের ঠিক পিছনে অবস্থিত। ফটোস্ফিয়ারের কাছাকাছি অবস্থানের কারণে ক্রোমোস্ফিয়ার পর্যবেক্ষণ করা বরং সমস্যাযুক্ত। চাঁদ যখন ফটোস্ফিয়ার বন্ধ করে দেয় তখন এটি সবচেয়ে ভাল দেখা যায়, যেমন সূর্যগ্রহণের সময়।
সৌর বিশিষ্টতা সৌর বিশিষ্টতা হল হাইড্রোজেনের বিশাল বিস্ফোরণ যা উজ্জ্বল লম্বা ফিলামেন্টের মতো। বিশিষ্টতাগুলি অনেক দূরত্বে বৃদ্ধি পায়, সূর্যের ব্যাস (1.4 মিলিয়ন কিমি) পর্যন্ত পৌঁছায়, প্রায় 300 কিমি/সেকেন্ড গতিতে চলে এবং একই সময়ে তাপমাত্রা ডিগ্রীতে পৌঁছায়।
লোড হচ্ছে...