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Présentation sur le sujet: "La structure interne du Soleil" Réalisée par un élève de la classe 11 "a" de l'école secondaire GBOU 1924 Gubernatorov Antondiapositive 2
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Le Soleil est la seule étoile du système solaire autour de laquelle gravitent d'autres objets de ce système : planètes et leurs satellites, planètes naines et leurs satellites, astéroïdes, météoroïdes, comètes et poussières cosmiques.
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Structure du Soleil : - Noyau solaire. - Zone de transfert radiant. -Zone convective du Soleil.
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Noyau solaire. La partie centrale du Soleil d'un rayon d'environ 150 000 kilomètres, dans laquelle se produisent des réactions thermonucléaires, s'appelle le noyau solaire. La densité de matière dans le noyau est d'environ 150 000 kg/m³ (150 fois supérieure à la densité de l'eau et ~ 6,6 fois supérieure à la densité du métal le plus dense sur Terre - l'osmium), et la température au centre du noyau est plus de 14 millions de degrés.
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Zone de transfert rayonnante. Au-dessus du noyau, à des distances d'environ 0,2 à 0,7 du rayon du Soleil par rapport à son centre, il y a une zone de transfert radiatif, dans laquelle il n'y a pas de mouvements macroscopiques, l'énergie est transférée à l'aide de la réémission de photons.
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zone convective du soleil. Plus près de la surface du Soleil, un mélange vortex du plasma se produit et le transfert d'énergie vers la surface se produit principalement par les mouvements de la matière elle-même. Cette méthode de transfert d'énergie s'appelle la convection, et la couche souterraine du Soleil, d'environ 200 000 km d'épaisseur, là où elle se produit, s'appelle la zone convective. Selon les données modernes, son rôle dans la physique des processus solaires est exceptionnellement important, car c'est en elle que proviennent divers mouvements de la matière solaire et des champs magnétiques.
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Photosphère du Soleil. La photosphère (une couche qui émet de la lumière) forme la surface visible du Soleil, à partir de laquelle sont déterminées les dimensions du Soleil, la distance à la surface du Soleil, etc.. La température dans la photosphère atteint en moyenne 5800 K Ici, la densité moyenne de gaz est inférieure à 1/1000 de la densité de l'air terrestre.
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Chromosphère du Soleil. La chromosphère est la coquille externe du Soleil d'une épaisseur d'environ 10 000 km, entourant la photosphère. L'origine du nom de cette partie de l'atmosphère solaire est associée à sa couleur rougeâtre. La limite supérieure de la chromosphère n'a pas de surface lisse prononcée; des éjections chaudes, appelées spicules, se produisent constamment à partir de celle-ci. La température de la chromosphère augmente avec l'altitude de 4 000 à 15 000 degrés.
Noyau solaire. La partie centrale du Soleil d'un rayon d'environ kilomètres, dans laquelle se produisent des réactions thermonucléaires, s'appelle le noyau solaire. La densité de matière dans le noyau est d'environ kg/m³ (150 fois supérieure à la densité de l'eau et ~6,6 fois supérieure à la densité du métal le plus dense sur Terre, l'osmium), et la température au centre du noyau est supérieure à 14 millions de degrés.
zone convective du soleil. Plus près de la surface du Soleil, un mélange vortex du plasma se produit et le transfert d'énergie vers la surface se produit principalement par les mouvements de la matière elle-même. Cette méthode de transfert d'énergie s'appelle la convection, et la couche souterraine du Soleil, d'environ un kilomètre d'épaisseur, où elle se produit est une zone convective. Selon les données modernes, son rôle dans la physique des processus solaires est exceptionnellement important, car c'est en elle que proviennent divers mouvements de la matière solaire et des champs magnétiques.
Photosphère du Soleil. La photosphère (une couche qui émet de la lumière) forme la surface visible du Soleil, à partir de laquelle sont déterminées les dimensions du Soleil, la distance à la surface du Soleil, etc.. La température dans la photosphère atteint en moyenne 5800 K Ici, la densité moyenne de gaz est inférieure à 1/1000 de la densité de l'air terrestre.
Chromosphère du Soleil. La chromosphère est la coquille externe du Soleil d'environ un kilomètre d'épaisseur, entourant la photosphère. L'origine du nom de cette partie de l'atmosphère solaire est associée à sa couleur rougeâtre. La limite supérieure de la chromosphère n'a pas de surface lisse prononcée; des éjections chaudes, appelées spicules, se produisent constamment à partir de celle-ci. La température de la chromosphère augmente avec l'altitude de 4000 à degrés.
Couronne du Soleil. La couronne est la dernière enveloppe extérieure du Soleil. Malgré sa température très élevée, pouvant aller jusqu'à des degrés, elle n'est visible à l'œil nu que lors d'une éclipse solaire totale.
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La structure interne des étoiles Sources d'énergie des étoiles Si le Soleil était constitué de charbon et que la source de son énergie était la combustion, alors tout en maintenant le niveau actuel de rayonnement énergétique, le Soleil s'éteindrait complètement en 5000 ans. Mais le Soleil brille depuis des milliards d'années ! La question des sources d'énergie des étoiles a été soulevée par Newton. Il a supposé que les étoiles reconstituent leur approvisionnement en énergie en raison de la chute des comètes. En 1845 Allemand Le physicien Robert Meyer (1814-1878) a tenté de prouver que le Soleil brille grâce à la chute de matière interstellaire. 1954 Hermann Helmholtz a suggéré que le Soleil irradie une partie de l'énergie libérée lors de sa lente contraction. À partir de calculs simples, vous pouvez découvrir que le Soleil disparaîtrait complètement dans 23 millions d'années, ce qui est trop peu. Soit dit en passant, cette source d'énergie, en principe, a lieu avant la sortie des étoiles vers la séquence principale. Hermann Helmholtz (1821-1894)
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La structure interne des étoiles Les sources d'énergie des étoiles Aux températures élevées et aux masses supérieures à 1,5 masse solaire, le cycle du carbone (CNO) domine. La réaction (4) est la plus lente - elle prend environ 1 million d'années. Dans ce cas, un peu moins d'énergie est libérée, car. une plus grande partie est emportée par les neutrinos. Ce cycle en 1938. Développé indépendamment par Hans Bethe et Carl Friedrich von Weizsäcker.
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La structure interne des étoiles Les sources d'énergie des étoiles Lorsque la combustion de l'hélium à l'intérieur des étoiles se termine, à des températures plus élevées, d'autres réactions deviennent possibles dans lesquelles des éléments plus lourds sont synthétisés, jusqu'au fer et au nickel. Ce sont les réactions a, la combustion du carbone, la combustion de l'oxygène, la combustion du silicium... Ainsi, le Soleil et les planètes se sont formés à partir des "cendres" de supernovae qui ont explosé il y a longtemps.
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Structure interne des étoiles Modèles de la structure des étoiles En 1926. Le livre d'Arthur Eddington "La structure interne des étoiles" a été publié, qui, pourrait-on dire, a commencé l'étude de la structure interne des étoiles. Eddington a fait une hypothèse sur l'état d'équilibre des étoiles de la séquence principale, c'est-à-dire sur l'égalité du flux d'énergie généré à l'intérieur de l'étoile et de l'énergie rayonnée depuis sa surface. Eddington n'a pas imaginé la source de cette énergie, mais a assez correctement placé cette source dans la partie la plus chaude de l'étoile - son centre et a suggéré qu'un grand temps de diffusion d'énergie (des millions d'années) égaliserait tous les changements sauf ceux qui apparaissent près du surface.
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La structure interne des étoiles Modèles de la structure des étoiles L'équilibre impose des restrictions strictes à l'étoile, c'est-à-dire qu'étant entrée dans un état d'équilibre, l'étoile aura une structure strictement définie. En chaque point de l'étoile, il faut respecter l'équilibre des forces gravitationnelles, de la pression thermique, de la pression de rayonnement... De plus, le gradient de température doit être tel que le flux de chaleur vers l'extérieur corresponde strictement au flux de rayonnement observé depuis la surface. Toutes ces conditions peuvent être écrites sous forme d'équations mathématiques (au moins 7), dont la solution n'est possible que par des méthodes numériques.
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La structure interne des étoiles Modèles de la structure des étoiles L'équilibre mécanique (hydrostatique) La force due à la différence de pression dirigée depuis le centre doit être égale à la force de gravité. d P/d r = M(r)G/r2 , où P est la pression, est la densité, M(r) est la masse dans une sphère de rayon r. Bilan énergétique L'augmentation de luminosité due à la source d'énergie contenue dans une couche d'épaisseur dr à une distance du centre r est calculée par la formule dL/dr = 4 r2 (r) , où L est la luminosité, (r) est la libération d'énergie spécifique des réactions nucléaires. Équilibre thermique La différence de température aux limites intérieure et extérieure de la couche doit être constante et les couches intérieures doivent être plus chaudes.
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La structure interne des étoiles La structure interne des étoiles 1. Le noyau de l'étoile (la zone des réactions thermonucléaires). 2. La zone de transfert radiatif de l'énergie libérée dans le cœur vers les couches externes de l'étoile. 3. Zone de convection (mélange convectif de matière). 4. Noyau isotherme d'hélium à partir d'un gaz d'électrons dégénéré. 5. Coquille d'un gaz parfait.
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La structure interne des étoiles La structure des étoiles jusqu'à la masse solaire Les étoiles d'une masse inférieure à 0,3 masse solaire sont complètement convectives, ce qui est associé à leurs basses températures et à leurs coefficients d'extinction élevés. Les étoiles de masse solaire dans le noyau subissent un transport radiatif, tandis que dans les couches externes, elles sont convectives. De plus, la masse de la coque convective diminue rapidement lors de la remontée de la séquence principale.
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La structure interne des étoiles La structure des étoiles dégénérées La pression dans les naines blanches atteint des centaines de kilogrammes par centimètre cube, tandis que dans les pulsars, elle est supérieure de plusieurs ordres de grandeur. A de telles densités, le comportement diffère fortement de celui d'un gaz parfait. La loi des gaz de Mendeleev-Clapeyron cesse de fonctionner - la pression ne dépend plus de la température, mais n'est déterminée que par la densité. C'est l'état de la matière dégénérée. Le comportement d'un gaz dégénéré, composé d'électrons, de protons et de neutrons, obéit à des lois quantiques, en particulier au principe d'exclusion de Pauli. Il affirme que pas plus de deux particules peuvent être dans le même état et que leurs spins sont dirigés de manière opposée. Chez les naines blanches, le nombre de ces états possibles est limité, la gravité essayant de presser les électrons dans des endroits déjà occupés. Dans ce cas, une force spécifique de contre-réaction à la pression apparaît. Dans ce cas, p ~ 5/3. Dans le même temps, les électrons ont des vitesses de déplacement élevées et le gaz dégénéré a une transparence élevée en raison de l'utilisation de tous les niveaux d'énergie possibles et de l'impossibilité du processus d'absorption-reradiation.
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La structure interne des étoiles La structure d'une étoile à neutrons A des densités supérieures à 1010 g/cm3, le processus de neutronisation de la matière se produit, les réactions + en + B en 1934, Fritz Zwicky et Walter Baarde ont théoriquement prédit l'existence d'étoiles à neutrons, la dont l'équilibre est maintenu par la pression du gaz neutronique. La masse d'une étoile à neutrons ne peut être inférieure à 0,1M et supérieure à 3M. La densité au centre d'une étoile à neutrons atteint 1015 g/cm3. La température dans les profondeurs d'une telle étoile se mesure en centaines de millions de degrés. La taille des étoiles à neutrons ne dépasse pas les dizaines de kilomètres. Le champ magnétique à la surface des étoiles à neutrons (un million de fois supérieur à celui de la Terre) est une source d'émission radio. A la surface d'une étoile à neutrons, la matière doit avoir les propriétés d'un corps solide, c'est-à-dire que les étoiles à neutrons sont entourées d'une croûte solide de plusieurs centaines de mètres d'épaisseur.
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MM.Dagaev et autres Astronomie - M.: Education, 1983 P.G. Kulikovsky. Manuel de l'amateur d'astronomie - M.URSS, 2002 MMDagaev, VMCharugin "Astrophysics. Ouvrage de lecture sur l'astronomie » - M. : Enlightenment, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin "Histoire de l'astronomie" - M.: MGU, 1989. W. Cooper, E. Walker "Mesurer la lumière des étoiles" - M.: Mir, 1994 R. Kippenhan. 100 milliards de soleils. Naissance, vie et mort des étoiles. M. : Mir, 1990. Structure interne des étoiles Références
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Noyau solaire La partie centrale du Soleil d'un rayon d'environ kilomètres, dans laquelle se produisent des réactions thermonucléaires, est appelée noyau solaire. La densité de matière dans le noyau est d'environ kg/m³.
Chromosphère du Soleil La chromosphère du Soleil (sphère colorée) est la couche dense (km) de l'atmosphère solaire, qui se situe juste derrière la photosphère. Il est plutôt problématique d'observer la chromosphère, en raison de sa proximité avec la photosphère. Il est mieux vu lorsque la Lune ferme la photosphère, c'est-à-dire lors des éclipses solaires.
Protubérances solaires Les proéminences solaires sont d'énormes bouffées d'hydrogène ressemblant à de longs filaments incandescents. Les proéminences s'élèvent à de grandes distances, atteignant le diamètre du Soleil (1,4 million de km), se déplacent à une vitesse d'environ 300 km/sec, et la température atteint en même temps des degrés.
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