geser 1
Presentasi dengan topik: "Struktur internal Matahari" Dibuat oleh siswa sekolah menengah GBOU kelas 11 "a" 1924 Gubernatorov Antongeser 2
geser 3
Matahari adalah satu-satunya bintang di tata surya yang mengelilingi objek lain dari sistem ini: planet dan satelitnya, planet kerdil dan satelitnya, asteroid, meteoroid, komet, dan debu kosmik.
geser 4
Struktur Matahari: -Inti Matahari. - Zona transfer Radiant. -Zona konvektif Matahari.
geser 5
inti surya. Bagian tengah Matahari dengan radius sekitar 150.000 kilometer, tempat berlangsungnya reaksi termonuklir, disebut inti matahari. Kepadatan materi di inti sekitar 150.000 kg/m³ (150 kali lebih tinggi dari kerapatan air dan ~6,6 kali lebih tinggi dari kerapatan logam terpadat di Bumi - osmium), dan suhu di pusat inti adalah lebih dari 14 juta derajat.
geser 6
Zona transfer radiasi. Di atas inti, pada jarak sekitar 0,2-0,7 jari-jari Matahari dari pusatnya, ada zona transfer radiasi, di mana tidak ada gerakan makroskopik, energi ditransfer dengan bantuan emisi foton.
Geser 7
zona konvektif matahari. Lebih dekat ke permukaan Matahari, terjadi pencampuran pusaran plasma, dan transfer energi ke permukaan terjadi terutama oleh gerakan materi itu sendiri. Metode transfer energi ini disebut konveksi, dan lapisan bawah permukaan Matahari, yang tebalnya kira-kira 200.000 km, tempat terjadinya, disebut zona konvektif. Menurut data modern, perannya dalam fisika proses matahari sangat besar, karena di sanalah berbagai gerakan materi matahari dan medan magnet berasal.
Geser 8
Geser 9
Fotosfer Matahari. Fotosfer (lapisan yang memancarkan cahaya) membentuk permukaan Matahari yang terlihat, dari mana dimensi Matahari, jarak dari permukaan Matahari, dll ditentukan. Suhu di fotosfer mencapai rata-rata 5800 K Di sini, kerapatan gas rata-rata kurang dari 1/1000 kerapatan udara terestrial.
geser 10
Kromosfer Matahari. Kromosfer adalah kulit terluar Matahari dengan ketebalan sekitar 10.000 km, mengelilingi fotosfer. Asal usul nama bagian atmosfer matahari ini dikaitkan dengan warnanya yang kemerahan. Batas atas kromosfer tidak memiliki permukaan halus yang jelas, ejeksi panas, yang disebut spikula, terus-menerus terjadi darinya. Suhu kromosfer meningkat dengan ketinggian dari 4.000 menjadi 15.000 derajat.
inti surya. Bagian tengah Matahari dengan radius sekitar kilometer, tempat berlangsungnya reaksi termonuklir, disebut inti matahari. Kepadatan materi di inti kira-kira kg/m³ (150 kali lebih tinggi dari kerapatan air dan ~6,6 kali lebih tinggi dari kerapatan logam terpadat di Bumi, osmium), dan suhu di pusat inti lebih dari 14 juta derajat.
zona konvektif matahari. Lebih dekat ke permukaan Matahari, terjadi pencampuran pusaran plasma, dan transfer energi ke permukaan terjadi terutama oleh gerakan materi itu sendiri. Metode transfer energi ini disebut konveksi, dan lapisan bawah permukaan Matahari, setebal sekitar satu km, tempat terjadinya adalah zona konvektif. Menurut data modern, perannya dalam fisika proses matahari sangat besar, karena di sanalah berbagai gerakan materi matahari dan medan magnet berasal.
Fotosfer Matahari. Fotosfer (lapisan yang memancarkan cahaya) membentuk permukaan Matahari yang terlihat, dari mana dimensi Matahari, jarak dari permukaan Matahari, dll ditentukan. Suhu di fotosfer mencapai rata-rata 5800 K Di sini, kerapatan gas rata-rata kurang dari 1/1000 kerapatan udara terestrial.
Kromosfer Matahari. Kromosfer adalah kulit terluar Matahari setebal sekitar satu kilometer, mengelilingi fotosfer. Asal usul nama bagian atmosfer matahari ini dikaitkan dengan warnanya yang kemerahan. Batas atas kromosfer tidak memiliki permukaan halus yang jelas, ejeksi panas, yang disebut spikula, terus-menerus terjadi darinya. Suhu kromosfer meningkat dengan ketinggian dari 4000 derajat.
Mahkota Matahari. Korona adalah kulit terluar terakhir Matahari. Meskipun suhunya sangat tinggi, dari hingga derajat, ia hanya dapat dilihat dengan mata telanjang selama gerhana matahari total.
geser 1
geser 2
Struktur internal bintang Sumber energi bintang Jika Matahari terdiri dari batu bara dan sumber energinya adalah pembakaran, maka sambil mempertahankan tingkat radiasi energi saat ini, Matahari akan terbakar habis dalam 5000 tahun. Tapi Matahari telah bersinar selama miliaran tahun! Pertanyaan tentang sumber energi bintang dimunculkan oleh Newton. Dia berasumsi bahwa bintang-bintang mengisi kembali pasokan energi mereka karena komet yang jatuh. Pada tahun 1845 Jerman Fisikawan Robert Meyer (1814-1878) mencoba membuktikan bahwa Matahari bersinar karena materi antarbintang jatuh di atasnya. 1954 Hermann Helmholtz menyarankan bahwa Matahari memancarkan sebagian energi yang dilepaskan selama kontraksi lambatnya. Dari perhitungan sederhana, Anda dapat mengetahui bahwa Matahari akan benar-benar hilang dalam 23 juta tahun, yang terlalu sedikit. Omong-omong, sumber energi ini pada prinsipnya terjadi sebelum bintang-bintang keluar ke deret utama. Hermann Helmholtz (1821-1894)
geser 3
Struktur internal bintang Sumber energi bintang Pada suhu tinggi dan massa lebih dari 1,5 massa matahari, siklus karbon (CNO) mendominasi. Reaksi (4) adalah yang paling lambat - dibutuhkan sekitar 1 juta tahun. Dalam hal ini, sedikit lebih sedikit energi yang dilepaskan, karena. lebih banyak terbawa oleh neutrino. Siklus ini pada tahun 1938. Dikembangkan secara independen oleh Hans Bethe dan Carl Friedrich von Weizsäcker.
geser 4
Struktur internal bintang Sumber energi bintang Ketika pembakaran helium di bagian dalam bintang berakhir, pada suhu yang lebih tinggi reaksi lain menjadi mungkin di mana unsur-unsur yang lebih berat disintesis, hingga besi dan nikel. Ini adalah reaksi-a, pembakaran karbon, pembakaran oksigen, pembakaran silikon... Jadi, Matahari dan planet-planet terbentuk dari "abu" supernova yang meledak sejak lama.
geser 5
Struktur internal bintang Model struktur bintang pada tahun 1926. Buku Arthur Eddington The Internal Structure of Stars diterbitkan, yang, bisa dikatakan, memulai studi tentang struktur internal bintang. Eddington membuat asumsi tentang keadaan setimbang bintang deret utama, yaitu tentang kesetaraan fluks energi yang dihasilkan di bagian dalam bintang dan energi yang terpancar dari permukaannya. Eddington tidak membayangkan sumber energi ini, tetapi dengan tepat menempatkan sumber ini di bagian terpanas bintang - pusatnya dan menyarankan bahwa waktu difusi energi yang besar (jutaan tahun) akan meratakan semua perubahan kecuali yang muncul di dekat bintang. permukaan.
geser 6
Struktur internal bintang Model struktur bintang Kesetimbangan memberlakukan pembatasan ketat pada bintang, yaitu, setelah mencapai keadaan keseimbangan, bintang akan memiliki struktur yang ditentukan secara ketat. Di setiap titik bintang, keseimbangan gaya gravitasi, tekanan termal, tekanan radiasi, dll. Juga, gradien suhu harus sedemikian rupa sehingga fluks panas keluar benar-benar sesuai dengan fluks radiasi yang diamati dari permukaan. Semua kondisi ini dapat ditulis dalam bentuk persamaan matematika (setidaknya 7), yang penyelesaiannya hanya mungkin dilakukan dengan metode numerik.
Geser 7
Struktur internal bintang Model struktur bintang Keseimbangan mekanik (hidrostatik) Gaya akibat perbedaan tekanan yang diarahkan dari pusat harus sama dengan gaya gravitasi. d P/d r = M(r)G/r2 , di mana P adalah tekanan, adalah kerapatan, M(r) adalah massa di dalam bola berjari-jari r. Neraca energi Peningkatan luminositas karena sumber energi yang terkandung dalam lapisan ketebalan dr pada jarak dari pusat r dihitung dengan rumus dL/dr = 4 r2 (r) , di mana L adalah luminositas, (r) adalah pelepasan energi spesifik dari reaksi nuklir. Kesetimbangan termal Perbedaan suhu pada batas dalam dan luar lapisan harus konstan, dan lapisan dalam harus lebih panas.
Geser 8
Struktur internal bintang Struktur internal bintang 1. Inti bintang (zona reaksi termonuklir). 2. Zona transfer radiasi energi yang dilepaskan di inti ke lapisan luar bintang. 3. Zona konveksi (percampuran materi secara konvektif). 4. Helium inti isotermal dari gas elektron merosot. 5. Kulit gas ideal.
Geser 9
Struktur internal bintang Struktur bintang hingga massa matahari Bintang dengan massa kurang dari 0,3 massa matahari sepenuhnya konvektif, yang terkait dengan suhu rendah dan koefisien kepunahan yang tinggi. Bintang bermassa matahari di inti mengalami transpor radiasi, sedangkan di lapisan luar bersifat konvektif. Selain itu, massa cangkang konvektif berkurang dengan cepat ketika bergerak ke atas deret utama.
geser 10
geser 11
Struktur internal bintang Struktur bintang yang mengalami degenerasi Tekanan pada katai putih mencapai ratusan kilogram per sentimeter kubik, sedangkan pada pulsar beberapa kali lipat lebih tinggi. Pada kepadatan seperti itu, perilakunya sangat berbeda dari gas ideal. Hukum gas Mendeleev-Clapeyron berhenti beroperasi - tekanan tidak lagi bergantung pada suhu, tetapi hanya ditentukan oleh kepadatan. Ini adalah keadaan materi yang merosot. Perilaku gas merosot, yang terdiri dari elektron, proton dan neutron, mematuhi hukum kuantum, khususnya, prinsip pengecualian Pauli. Dia mengklaim bahwa tidak lebih dari dua partikel dapat berada dalam keadaan yang sama, dan putaran mereka diarahkan secara berlawanan. Dalam katai putih, jumlah kemungkinan keadaan ini terbatas, gravitasi mencoba menekan elektron ke tempat yang sudah ditempati. Dalam hal ini, kekuatan khusus untuk melawan tekanan muncul. Dalam hal ini, p ~ 5/3. Pada saat yang sama, elektron memiliki kecepatan gerakan yang tinggi, dan gas yang terdegenerasi memiliki transparansi yang tinggi karena penggunaan semua tingkat energi yang mungkin dan ketidakmungkinan proses reradiasi absorpsi.
geser 12
Struktur internal bintang Struktur bintang neutron Pada kepadatan di atas 1010 g / cm3, proses neutronisasi materi terjadi, reaksi + en + B pada tahun 1934, Fritz Zwicky dan Walter Baarde secara teoritis memprediksi keberadaan bintang neutron, kesetimbangan yang dipertahankan oleh tekanan gas neutron. Massa bintang neutron tidak boleh kurang dari 0,1M dan lebih dari 3M. Kepadatan di pusat bintang neutron mencapai 1015 g/cm3. Suhu di kedalaman bintang seperti itu diukur dalam ratusan juta derajat. Ukuran bintang neutron tidak melebihi puluhan kilometer. Medan magnet pada permukaan bintang neutron (satu juta kali lebih besar dari bumi) merupakan sumber emisi radio. Di permukaan bintang neutron, materi harus memiliki sifat benda padat, yaitu bintang neutron dikelilingi oleh kerak padat setebal beberapa ratus meter.
geser 13
MM.Dagaev dan lainnya Astronomi - M .: Pendidikan, 1983 P.G. Kulikovsky. Buku Pegangan Amatir Astronomi – M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin “Astrofisika. Buku untuk membaca tentang astronomi” - M.: Enlightenment, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin "Sejarah Astronomi" - M.: MGU, 1989. W. Cooper, E. Walker "Mengukur cahaya bintang" - M .: Mir, 1994 R. Kippenhan. 100 miliar matahari. Kelahiran, kehidupan dan kematian bintang. M.: Mir, 1990. Struktur internal bintang Referensi
Struktur matahari Di sini Anda dapat dengan cepat mengunduh presentasi + file Word ke dalamnya. Di bagian atas, klik lewati iklan (setelah 4 detik)
Inti surya Bagian tengah Matahari dengan radius sekitar kilometer, tempat berlangsungnya reaksi termonuklir, disebut inti matahari. Kepadatan materi di inti adalah sekitar kg/m³.
Kromosfer Matahari Kromosfer Matahari (bola berwarna) adalah lapisan padat atmosfer matahari (km), yang terletak tepat di belakang fotosfer. Agak bermasalah untuk mengamati kromosfer, karena lokasinya yang dekat dengan fotosfer. Paling baik dilihat ketika Bulan menutup fotosfer, mis. selama gerhana matahari.
Tonjolan matahari Tonjolan matahari adalah semburan besar hidrogen yang menyerupai filamen panjang yang bersinar. Penonjolan naik ke jarak yang sangat jauh, mencapai diameter Matahari (1,4 juta km), bergerak dengan kecepatan sekitar 300 km/detik, dan suhu pada saat yang sama mencapai derajat.
Memuat...