slaid 1
Ettekanne teemal: "Päikese sisemine struktuur" Teinud GBOU keskkooli 11. "a" klassi õpilane 1924 Gubernatorov Antonslaid 2
slaid 3
Päike on päikesesüsteemis ainus täht, mille ümber tiirlevad teised selle süsteemi objektid: planeedid ja nende satelliidid, kääbusplaneedid ja nende satelliidid, asteroidid, meteoroidid, komeedid ja kosmiline tolm.
slaid 4
Päikese struktuur: -Päikese tuum. - kiirgav ülekandetsoon. - Päikese konvektiivne tsoon.
slaid 5
Päikese tuum. Umbes 150 000 kilomeetrise raadiusega Päikese keskosa, milles toimuvad termotuumareaktsioonid, nimetatakse päikese tuumaks. Aine tihedus tuumas on ligikaudu 150 000 kg/m³ (150 korda kõrgem kui vee tihedus ja ~6,6 korda kõrgem kui Maa kõige tihedama metalli – osmiumi) tihedus ning temperatuur südamiku keskmes on rohkem kui 14 miljonit kraadi.
slaid 6
Kiirgava ülekande tsoon. Tuuma kohal, umbes 0,2-0,7 kaugusel Päikese raadiusest selle keskmest, on kiirgusülekande tsoon, milles makroskoopilisi liikumisi ei toimu, energia ülekandmine toimub footonite taasemissiooni abil.
Slaid 7
päikese konvektiivne tsoon. Päikese pinnale lähemal toimub plasma keerisega segunemine ja energia ülekandmine pinnale toimub peamiselt aine enda liikumiste kaudu. Seda energiaülekande meetodit nimetatakse konvektsiooniks ja Päikese umbes 200 000 km paksust maa-alust kihti, kus see esineb, nimetatakse konvektiivtsooniks. Kaasaegsetel andmetel on tema roll päikeseprotsesside füüsikas erakordselt suur, kuna just sealt saavad alguse päikeseaine ja magnetväljade mitmesugused liikumised.
Slaid 8
Slaid 9
Päikese fotosfäär. Fotosfäär (valgust kiirgav kiht) moodustab Päikese nähtava pinna, millelt määratakse Päikese mõõtmed, kaugus Päikese pinnast jne. Temperatuur fotosfääris ulatub keskmiselt 5800 K-ni. Siin on keskmine gaasitihedus väiksem kui 1/1000 maapealse õhu tihedusest.
slaid 10
Päikese kromosfäär. Kromosfäär on fotosfääri ümbritsev Päikese väliskest, mille paksus on umbes 10 000 km. Selle päikeseatmosfääri osa nime päritolu on seotud selle punaka värvusega. Kromosfääri ülemisel piiril ei ole selgelt väljendunud siledat pinda, sellest tekivad pidevalt kuumad väljutused, mida nimetatakse spikulideks. Kromosfääri temperatuur tõuseb kõrgusega 4000 kraadilt 15 000 kraadini.
Päikese tuum. Umbes kilomeetrise raadiusega Päikese keskosa, milles toimuvad termotuumareaktsioonid, nimetatakse päikese tuumaks. Aine tihedus tuumas on ligikaudu kg/m³ (150 korda suurem kui vee tihedus ja ~6,6 korda kõrgem kui Maa tihedaima metalli, osmiumi tihedus) ning temperatuur südamiku keskmes on üle. 14 miljonit kraadi.
päikese konvektiivne tsoon. Päikese pinnale lähemal toimub plasma keerisega segunemine ja energia ülekandmine pinnale toimub peamiselt aine enda liikumiste kaudu. Seda energiaülekande meetodit nimetatakse konvektsiooniks ja Päikese umbes km paksune maa-alune kiht, kus see esineb, on konvektiivtsoon. Kaasaegsetel andmetel on tema roll päikeseprotsesside füüsikas erakordselt suur, kuna just sealt saavad alguse päikeseaine ja magnetväljade mitmesugused liikumised.
Päikese fotosfäär. Fotosfäär (valgust kiirgav kiht) moodustab Päikese nähtava pinna, millelt määratakse Päikese mõõtmed, kaugus Päikese pinnast jne. Temperatuur fotosfääris ulatub keskmiselt 5800 K-ni. Siin on gaasi keskmine tihedus väiksem kui 1/1000 maapealse õhu tihedusest.
Päikese kromosfäär. Kromosfäär on Päikese umbes kilomeetri paksune väliskest, mis ümbritseb fotosfääri. Selle päikeseatmosfääri osa nime päritolu on seotud selle punaka värvusega. Kromosfääri ülemisel piiril ei ole selgelt väljendunud siledat pinda, sellest tekivad pidevalt kuumad väljutused, mida nimetatakse spikulideks. Kromosfääri temperatuur tõuseb kõrgusega 4000 kraadini.
Päikese kroon. Koroon on Päikese viimane väliskest. Hoolimata väga kõrgest temperatuurist kuni kraadini on see palja silmaga nähtav vaid täieliku päikesevarjutuse ajal.
slaid 1
slaid 2
Tähtede siseehitus Tähtede energiaallikad Kui Päike koosneks kivisöest ja selle energia allikaks oleks põlemine, siis praegusel energiakiirguse taseme säilitamisel põleks Päike 5000 aastaga täielikult läbi. Kuid Päike on paistnud miljardeid aastaid! Tähtede energiaallikate küsimuse tõstatas Newton. Ta oletas, et tähed täiendavad oma energiavarusid langevate komeetide tõttu. Aastal 1845 saksa keel Füüsik Robert Meyer (1814-1878) püüdis tõestada, et Päike paistab tänu sellele, et sellele langeb tähtedevaheline aine. 1954. aastal Hermann Helmholtz väitis, et Päike kiirgab osa aeglase kokkutõmbumise käigus vabanevast energiast. Lihtsate arvutuste põhjal saate teada, et Päike kaoks täielikult 23 miljoni aastaga, mis on liiga vähe. Muide, see energiaallikas toimub põhimõtteliselt enne tähtede väljumist põhijadasse. Hermann Helmholtz (1821-1894)
slaid 3
Tähtede sisemine ehitus Tähtede energiaallikad Kõrgetel temperatuuridel ja päikesemassidel, mis on üle 1,5 massi, domineerib süsinikuring (CNO). Reaktsioon (4) on kõige aeglasem – selleks kulub umbes 1 miljon aastat. Sel juhul vabaneb veidi vähem energiat, sest. suurema osa sellest kannavad neutriinod. See tsükkel 1938. a. Sõltumatult välja töötanud Hans Bethe ja Carl Friedrich von Weizsäcker.
slaid 4
Tähtede siseehitus Tähtede energiaallikad Kui heeliumi põlemine tähtede sisemuses lõpeb, saavad kõrgemal temperatuuril võimalikuks ka teised reaktsioonid, mille käigus sünteesitakse raskemaid elemente kuni raua ja niklini välja. Need on a-reaktsioonid, süsiniku põlemine, hapniku põlemine, räni põlemine... Seega tekkisid Päike ja planeedid ammu plahvatanud supernoovade "tuhast".
slaid 5
Tähtede siseehitus Tähtede ehitusmudelid 1926. aastal. Ilmus Arthur Eddingtoni raamat The Internal Structure of Stars, mis, võib öelda, alustas tähtede siseehituse uurimist. Eddington tegi oletuse põhijada tähtede tasakaaluseisundi kohta, st tähe sisemuses tekkiva energiavoo ja selle pinnalt kiirguva energia võrdsuse kohta. Eddington ei kujutanud ette selle energia allikat, kuid paigutas selle allika täiesti õigesti tähe kõige kuumemasse ossa - selle keskele ja pakkus, et energia suur difusiooniaeg (miljoneid aastaid) ühtlustab kõik muutused, välja arvatud need, mis ilmnevad tähe lähedal. pinnale.
slaid 6
Tähtede sisemine struktuur Tähtede struktuuri mudelid Tasakaal seab tähele ranged piirangud, st tasakaaluseisundisse sattudes on tähel rangelt määratletud struktuur. Tähe igas punktis tuleb jälgida gravitatsioonijõudude tasakaalu, soojusrõhku, kiirgusrõhku jne. Samuti peab temperatuurigradient olema selline, et väljapoole suunatud soojusvoog vastaks rangelt pinnalt vaadeldavale kiirgusvoole. Kõik need tingimused saab kirjutada matemaatiliste võrrandite kujul (vähemalt 7), mille lahendamine on võimalik ainult numbriliste meetoditega.
Slaid 7
Tähtede siseehitus Tähtede ehituse mudelid Mehaaniline (hüdrostaatiline) tasakaal Keskmest suunatud rõhkude erinevusest tulenev jõud peab olema võrdne gravitatsioonijõuga. d P/d r = M(r)G/r2, kus P on rõhk, on tihedus, M(r) on mass raadiusega r sfääris. Energiabilanss Heleduse suurenemine, mis tuleneb energiaallikast, mis sisaldub kihis paksusega dr tsentrist r kaugusel, arvutatakse valemiga dL/dr = 4 r2 (r) , kus L on heledus, (r) on tuumareaktsioonide erienergia vabanemine. Termiline tasakaal Temperatuuride erinevus kihi sise- ja välispiiril peab olema konstantne ning sisemised kihid kuumemad.
Slaid 8
Tähtede siseehitus Tähtede siseehitus 1. Tähe tuum (termotuumareaktsioonide tsoon). 2. Tuumas vabaneva energia kiirgusliku ülekandmise tsoon tähe väliskihtidesse. 3. Konvektsiooni tsoon (aine konvektiivne segunemine). 4. Heeliumi isotermiline tuum degenereerunud elektrongaasist. 5. Ideaalse gaasi kest.
Slaid 9
Tähtede siseehitus Tähtede ehitus kuni Päikese massini Alla 0,3 Päikese massiga tähed on täielikult konvektiivsed, mis on seotud nende madalate temperatuuride ja kõrgete väljasuremiskoefitsientidega. Päikese massiga tähed tuumas läbivad kiirgustranspordi, väliskihtides aga konvektiivselt. Veelgi enam, konvektiivse kesta mass väheneb põhijärjestuses ülespoole liikudes kiiresti.
slaid 10
slaid 11
Tähtede siseehitus Degenereerunud tähtede ehitus Rõhk valgetel kääbustel ulatub sadadesse kilogrammidesse kuupsentimeetri kohta, pulsarites on see aga mitu suurusjärku suurem. Sellistel tihedustel erineb käitumine järsult ideaalse gaasi käitumisest. Mendelejevi-Clapeyroni gaasiseadus lakkab töötamast – rõhk ei sõltu enam temperatuurist, vaid selle määrab ainult tihedus. See on degenereerunud aine seisund. Elektronidest, prootonitest ja neutronitest koosneva degenereerunud gaasi käitumine järgib kvantseadusi, eriti Pauli välistusprintsiipi. Ta väidab, et ühes olekus ei saa olla rohkem kui kaks osakest ja nende spinnid on suunatud vastupidi. Valgetes kääbustes on nende võimalike olekute arv piiratud, gravitatsioon üritab elektrone juba hõivatud kohtadesse pigistada. Sel juhul tekib spetsiifiline survele vastav jõud. Sel juhul p ~ 5/3. Samal ajal on elektronidel suur liikumiskiirus ja degenereerunud gaasil on kõrge läbipaistvus, mis on tingitud kõigi võimalike energiatasemete kasutamisest ja neeldumis-taaskiirguse protsessi võimatusest.
slaid 12
Tähtede siseehitus Neutrontähe struktuur Tiheduste üle 1010 g/cm3 toimub aine neutroniseerumisprotsess, reaktsioonid + en + B 1934. aastal ennustasid Fritz Zwicky ja Walter Baarde teoreetiliselt neutrontähtede olemasolu, tasakaalu. millest säilib neutrongaasi rõhk. Neutrontähe mass ei tohi olla väiksem kui 0,1 M ja suurem kui 3 M. Tihedus neutrontähe keskmes ulatub 1015 g/cm3. Temperatuuri sellise tähe sügavuses mõõdetakse sadades miljonites kraadides. Neutrontähtede mõõtmed ei ületa kümneid kilomeetreid. Neutrontähtede pinnal olev magnetväli (miljon korda suurem kui Maa oma) on raadiokiirguse allikas. Neutrontähe pinnal peab ainel olema tahke keha omadused, st neutrontähti ümbritseb mitmesaja meetri paksune tahke maakoor.
slaid 13
MM.Dagaev ja teised. Astronoomia - M .: Haridus, 1983 P.G. Kulikovski. Astronoomiaamatööri käsiraamat – M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin „Astrofüüsika. Raamat lugemiseks astronoomiast” - M.: Valgustus, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin "Astronoomia ajalugu" - M .: MGU, 1989. W. Cooper, E. Walker "Tähtede valguse mõõtmine" - M .: Mir, 1994 R. Kippenhan. 100 miljardit päikest. Tähtede sünd, elu ja surm. M.: Mir, 1990. Tähtede siseehitus Viited
Päikese struktuur Siit saate kiiresti alla laadida esitluse + Wordi faili. Klõpsake ülaosas valikul Jäta reklaamid vahele (4 sekundi pärast)
Päikese tuum Päikese tuumaks nimetatakse umbes kilomeetrise raadiusega Päikese keskosa, milles toimuvad termotuumareaktsioonid. Aine tihedus tuumas on ligikaudu kg/m³.
Päikese kromosfäär Päikese kromosfäär (värviline kera) on päikeseatmosfääri tihe kiht (km), mis asub vahetult fotosfääri taga. Kromosfääri vaatlemine on üsna problemaatiline selle fotosfääri lähedase asukoha tõttu. Kõige paremini on näha, kui Kuu sulgeb fotosfääri, s.t. päikesevarjutuste ajal.
Päikese paistvad osad Päikese paistvad osad on tohutud vesiniku pursked, mis meenutavad hõõguvaid pikki filamente. Prominentsed tõusevad suurte kaugusteni, ulatudes Päikese läbimõõduni (1,4 miljonit km), liiguvad kiirusega umbes 300 km/sek ja temperatuur ulatub samal ajal kraadideni.
Laadimine...