slajd 1
Prezentacija na temu: "Unutrašnja struktura Sunca" Napravio učenik 11 "a" razreda GBOU srednje škole 1924 Gubernatorov Antonslajd 2
slajd 3
Sunce je jedina zvijezda u Sunčevom sistemu oko koje se okreću drugi objekti ovog sistema: planete i njihovi sateliti, patuljaste planete i njihovi sateliti, asteroidi, meteoroidi, komete i kosmička prašina.
slajd 4
Građa Sunca: -Sunčevo jezgro. - Zona prenosa zračenja. -Konvektivna zona Sunca.
slajd 5
Solarno jezgro. Centralni dio Sunca radijusa od oko 150.000 kilometara, u kojem se odvijaju termonuklearne reakcije, naziva se solarno jezgro. Gustoća materije u jezgru je približno 150.000 kg/m³ (150 puta veća od gustine vode i ~6,6 puta veća od gustine najgušćeg metala na Zemlji - osmijuma), a temperatura u centru jezgra je više od 14 miliona stepeni.
slajd 6
Zona prijenosa zračenja. Iznad jezgra, na udaljenosti od oko 0,2-0,7 radijusa Sunca od njegovog centra, nalazi se zona prijenosa zračenja, u kojoj nema makroskopskih kretanja, energija se prenosi uz pomoć reemisije fotona.
Slajd 7
konvektivna zona sunca. Bliže površini Sunca dolazi do vrtložnog miješanja plazme, a prijenos energije na površinu odvija se uglavnom kretanjem same materije. Ovaj način prijenosa energije naziva se konvekcija, a podzemni sloj Sunca, debeo oko 200.000 km, gdje se javlja, naziva se konvektivna zona. Prema savremenim podacima, njegova uloga u fizici solarnih procesa je izuzetno velika, jer upravo u njoj nastaju različita kretanja sunčeve materije i magnetna polja.
Slajd 8
Slajd 9
Fotosfera Sunca. Fotosfera (sloj koji emituje svetlost) čini vidljivu površinu Sunca iz koje se određuju dimenzije Sunca, udaljenost od površine Sunca itd. Temperatura u fotosferi dostiže u proseku 5800 K. Ovde je prosečna gustina gasa manja od 1/1000 gustine zemaljskog vazduha.
slajd 10
Hromosfera Sunca. Hromosfera je vanjski omotač Sunca debljine oko 10.000 km, koji okružuje fotosferu. Porijeklo imena ovog dijela solarne atmosfere povezano je s njegovom crvenkastom bojom. Gornja granica hromosfere nema izraženu glatku površinu, iz nje se stalno javljaju vruća izbacivanja, nazvana spikule. Temperatura hromosfere raste sa visinom od 4.000 do 15.000 stepeni.
Solarno jezgro. Centralni dio Sunca poluprečnika od oko kilometara, u kojem se odvijaju termonuklearne reakcije, naziva se Sunčevo jezgro. Gustoća materije u jezgru je približno kg/m³ (150 puta veća od gustine vode i ~6,6 puta veća od gustine najgušćeg metala na Zemlji, osmijuma), a temperatura u centru jezgra je preko 14 miliona stepeni.
konvektivna zona sunca. Bliže površini Sunca dolazi do vrtložnog miješanja plazme, a prijenos energije na površinu odvija se uglavnom kretanjem same materije. Ovaj način prijenosa energije naziva se konvekcija, a podzemni sloj Sunca, debljine oko kilometar, gdje se javlja je konvektivna zona. Prema savremenim podacima, njegova uloga u fizici solarnih procesa je izuzetno velika, jer upravo u njoj nastaju različita kretanja sunčeve materije i magnetna polja.
Fotosfera Sunca. Fotosfera (sloj koji emituje svetlost) čini vidljivu površinu Sunca iz koje se određuju dimenzije Sunca, udaljenost od površine Sunca itd. Temperatura u fotosferi dostiže u proseku 5800 K. Ovde je prosečna gustina gasa manja od 1/1000 gustine zemaljskog vazduha.
Hromosfera Sunca. Hromosfera je vanjski omotač Sunca debeo oko kilometar i okružuje fotosferu. Porijeklo imena ovog dijela solarne atmosfere povezano je s njegovom crvenkastom bojom. Gornja granica hromosfere nema izraženu glatku površinu, iz nje se stalno javljaju vruća izbacivanja, nazvana spikule. Temperatura hromosfere raste sa visinom od 4000 do stepeni.
Kruna sunca. Korona je poslednja spoljašnja ljuska Sunca. Uprkos veoma visokoj temperaturi, od i do stepeni, vidljiva je golim okom samo tokom potpunog pomračenja Sunca.
slajd 1
slajd 2
Unutrašnja struktura zvijezda Izvori energije zvijezda Kada bi se Sunce sastojalo od uglja i izvor njegove energije bilo sagorijevanje, onda bi uz održavanje sadašnjeg nivoa energetskog zračenja Sunce potpuno izgorjelo za 5000 godina. Ali Sunce sija milijardama godina! Pitanje izvora energije zvijezda pokrenuo je Newton. Pretpostavio je da zvijezde obnavljaju zalihe energije zbog pada kometa. Godine 1845 njemački Fizičar Robert Meyer (1814-1878) pokušao je da dokaže da Sunce sija zbog međuzvjezdane materije koja pada na njega. 1954 Hermann Helmholtz je sugerirao da Sunce zrači dio energije oslobođene tokom svog sporog skupljanja. Iz jednostavnih proračuna možete saznati da bi Sunce potpuno nestalo za 23 miliona godina, što je premalo. Inače, ovaj izvor energije se u principu odvija prije izlaska zvijezda u glavni niz. Hermann Helmholtz (1821-1894)
slajd 3
Unutrašnja struktura zvijezda Izvori energije zvijezda Pri visokim temperaturama i masama većim od 1,5 solarne mase dominira ciklus ugljika (CNO). Reakcija (4) je najsporija – potrebno joj je oko milion godina. U tom slučaju se oslobađa nešto manje energije, jer. više ga nose neutrini. Ovaj ciklus iz 1938. Nezavisno razvijen od strane Hansa Bethea i Carla Friedricha von Weizsäckera.
slajd 4
Unutrašnja struktura zvijezda Izvori energije zvijezda Kada se završi sagorijevanje helijuma u unutrašnjosti zvijezda, na višim temperaturama postaju moguće druge reakcije u kojima se sintetišu teži elementi, do željeza i nikla. To su a-reakcije, sagorevanje ugljenika, sagorevanje kiseonika, sagorevanje silicijuma... Tako su Sunce i planete nastali od "pepela" supernova koji su davno eksplodirali.
slajd 5
Unutrašnja struktura zvijezda Modeli strukture zvijezda Godine 1926. Objavljena je knjiga Arthur Eddingtona The Internal Structure of Stars, koja je, moglo bi se reći, započela proučavanje unutrašnje strukture zvijezda. Eddington je napravio pretpostavku o ravnotežnom stanju zvijezda glavnog niza, odnosno o jednakosti energetskog toka koji se stvara u unutrašnjosti zvijezde i energije koja se zrači s njene površine. Eddington nije zamislio izvor ove energije, ali je sasvim ispravno smjestio ovaj izvor u najtopliji dio zvijezde - njeno središte i sugerirao da bi veliko vrijeme difuzije energije (milioni godina) izjednačilo sve promjene osim onih koje se pojavljuju u blizini zvijezde. površine.
slajd 6
Unutrašnja struktura zvijezda Modeli strukture zvijezda Ravnoteža nameće striktna ograničenja zvijezdi, odnosno, nakon što dođe u stanje ravnoteže, zvijezda će imati strogo definiranu strukturu. U svakoj tački zvezde mora se poštovati ravnoteža gravitacionih sila, toplotnog pritiska, pritiska zračenja itd. Takođe, temperaturni gradijent mora biti takav da spoljašnji toplotni tok striktno odgovara posmatranom fluksu zračenja sa površine. Svi ovi uslovi mogu se zapisati u obliku matematičkih jednačina (najmanje 7), čije je rješenje moguće samo numeričkim metodama.
Slajd 7
Unutrašnja struktura zvijezda Modeli strukture zvijezda Mehanička (hidrostatička) ravnoteža Sila zbog razlike pritisaka usmjerena iz centra mora biti jednaka sili gravitacije. d P/d r = M(r)G/r2, gdje je P pritisak, gustina, M(r) je masa unutar sfere poluprečnika r. Energetski bilans Povećanje osvjetljenja zbog izvora energije sadržanog u sloju debljine dr na udaljenosti od centra r izračunava se po formuli dL/dr = 4 r2 (r) , gdje je L osvjetljenje, (r) je specifično oslobađanje energije nuklearnih reakcija. Toplinska ravnoteža Temperaturna razlika na unutrašnjim i vanjskim granicama sloja mora biti konstantna, a unutrašnji slojevi moraju biti topliji.
Slajd 8
Unutrašnja struktura zvijezda Unutrašnja struktura zvijezda 1. Jezgro zvijezde (zona termonuklearnih reakcija). 2. Zona radijacijskog prijenosa energije oslobođene u jezgru na vanjske slojeve zvijezde. 3. Zona konvekcije (konvektivno miješanje tvari). 4. Helijumsko izotermno jezgro iz degenerisanog elektronskog gasa. 5. Oklop idealnog gasa.
Slajd 9
Unutrašnja struktura zvijezda Struktura zvijezda do solarne mase Zvijezde mase manje od 0,3 solarne mase su potpuno konvektivne, što je povezano sa njihovim niskim temperaturama i visokim koeficijentima ekstinkcije. Zvijezde solarne mase u jezgru podliježu radijacijskom transportu, dok je u vanjskim slojevima konvektivan. Štoviše, masa konvektivne ljuske brzo se smanjuje kada se kreće uz glavnu sekvencu.
slajd 10
slajd 11
Unutrašnja struktura zvijezda Struktura degeneriranih zvijezda Pritisak kod bijelih patuljaka dostiže stotine kilograma po kubnom centimetru, dok je kod pulsara nekoliko redova magnitude veći. Pri takvim gustoćama ponašanje se oštro razlikuje od ponašanja idealnog plina. Mendeljejev-Klapejronov gasni zakon prestaje da deluje - pritisak više ne zavisi od temperature, već je određen samo gustinom. Ovo je stanje degenerisane materije. Ponašanje degenerisanog gasa, koji se sastoji od elektrona, protona i neutrona, podleže kvantnim zakonima, posebno Paulijevom principu isključenja. On tvrdi da u istom stanju ne mogu biti više od dvije čestice, a njihovi spinovi su suprotno usmjereni. Kod bijelih patuljaka, broj ovih mogućih stanja je ograničen, gravitacija pokušava da istisne elektrone na već zauzeta mjesta. U tom slučaju se javlja specifična sila protivpostupanja na pritisak. U ovom slučaju, p ~ 5/3. Istovremeno, elektroni imaju velike brzine kretanja, a degenerisani gas ima visoku transparentnost zbog upotrebe svih mogućih energetskih nivoa i nemogućnosti procesa apsorpcije-reradijacije.
slajd 12
Unutrašnja struktura zvijezda Struktura neutronske zvijezde Pri gustinama iznad 1010 g/cm3 dolazi do procesa neutronizacije materije, reakcije + en + B 1934. godine, Fritz Zwicky i Walter Baarde su teoretski predvidjeli postojanje neutronskih zvijezda, čija se ravnoteža održava pritiskom neutronskog gasa. Masa neutronske zvijezde ne može biti manja od 0,1M i veća od 3M. Gustina u centru neutronske zvijezde dostiže 1015 g/cm3. Temperatura u dubini takve zvijezde mjeri se stotinama miliona stepeni. Veličine neutronskih zvijezda ne prelaze desetine kilometara. Magnetno polje na površini neutronskih zvijezda (milion puta veće od Zemljinog) izvor je radio-emisije. Na površini neutronske zvijezde materija mora imati svojstva čvrstog tijela, tj. neutronske zvijezde su okružene čvrstom korom debljine nekoliko stotina metara.
slajd 13
MM.Dagaev i dr. Astronomija - M.: Obrazovanje, 1983. P.G. Kulikovsky. Astronomski amaterski priručnik – M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin „Astrofizika. Knjiga za čitanje o astronomiji” - M.: Prosvjeta, 1988. A.I.Eremeeva, F.A. Tsitsin "Istorija astronomije" - M.: MGU, 1989. W. Cooper, E. Walker "Mjerenje svjetlosti zvijezda" - M.: Mir, 1994. R. Kippenhan. 100 milijardi sunaca. Rođenje, život i smrt zvijezda. M.: Mir, 1990. Unutrašnja struktura zvijezda Reference
Struktura sunca Ovdje možete brzo preuzeti prezentaciju + Word datoteku na nju. Pri vrhu kliknite preskoči oglase (nakon 4 sekunde)
Solarno jezgro Centralni dio Sunca poluprečnika od oko kilometara, u kojem se odvijaju termonuklearne reakcije, naziva se solarno jezgro. Gustina materije u jezgru je približno kg/m³.
Sunčeva hromosfera Sunčeva hromosfera (obojena sfera) je gusti sloj (km) sunčeve atmosfere, koji se nalazi odmah iza fotosfere. Prilično je problematično posmatrati hromosferu, zbog njene blizine fotosferi. Najbolje se vidi kada Mjesec zatvori fotosferu, tj. tokom pomračenja Sunca.
Solarne ispupčenja Solarne ispupčenja su ogromne eksplozije vodonika nalik užarenim dugim filamentima. Prominence se uzdižu na velike udaljenosti, dostižući prečnik Sunca (1,4 miliona km), kreću se brzinom od oko 300 km/sec, a temperatura u isto vreme dostiže stepene.
Učitavanje...