1 skaidrė
Pristatymas tema: „Vidinė saulės struktūra“ Baigė GBOU vidurinės mokyklos „a“ 11 klasės mokinys 1924 m. valdytojai Antonas2 skaidrė
3 skaidrė
Saulė yra vienintelė Saulės sistemos žvaigždė, aplink kurią sukasi kiti šios sistemos objektai: planetos ir jų palydovai, nykštukinės planetos ir jų palydovai, asteroidai, meteoroidai, kometos ir kosminės dulkės.
4 skaidrė
Saulės sandara: -Saulės šerdis. - Radiacijos perdavimo zona. -Konvekcinė saulės zona.
5 skaidrė
Saulės šerdis. Centrinė Saulės dalis, kurios spindulys yra maždaug 150 000 kilometrų, kurioje vyksta termobranduolinės reakcijos, vadinama Saulės šerdimi. Medžiagos tankis šerdyje yra apie 150 000 kg/m³ (150 kartų didesnis už vandens tankį ir ~6,6 karto didesnis už tankiausio Žemėje metalo – osmio) tankį, o temperatūra šerdies centre. yra daugiau nei 14 milijonų laipsnių.
6 skaidrė
Radiacinės perdavimo zona. Virš šerdies, maždaug 0,2–0,7 saulės spindulių atstumu nuo jos centro, yra spinduliavimo perdavimo zona, kurioje nėra makroskopinių judesių, energija perduodama naudojant fotonų pakartotinę emisiją.
7 skaidrė
Konvekcinė saulės zona. Arčiau Saulės paviršiaus vyksta sūkurinis plazmos maišymasis, o energijos perkėlimas į paviršių pirmiausia vyksta pačios medžiagos judesiais. Šis energijos perdavimo būdas vadinamas konvekcija, o maždaug 200 000 km storio Saulės požeminis sluoksnis, kur jis atsiranda, vadinamas konvekcine zona. Remiantis šiuolaikiniais duomenimis, jo vaidmuo saulės procesų fizikoje yra išskirtinai didelis, nes būtent joje atsiranda įvairūs saulės medžiagos judėjimai ir magnetiniai laukai.
8 skaidrė
9 skaidrė
Saulės fotosfera. Fotosfera (šviesą skleidžiantis sluoksnis) formuoja matomą Saulės paviršių, iš kurio nustatomas Saulės dydis, atstumas nuo Saulės paviršiaus ir kt.. Temperatūra fotosferoje vidutiniškai siekia 5800 K Čia vidutinis dujų tankis yra mažesnis nei 1/1000 žemės oro tankio.
10 skaidrė
Saulės chromosfera. Chromosfera yra apie 10 000 km storio išorinis Saulės apvalkalas, supantis fotosferą. Šios saulės atmosferos dalies pavadinimo kilmė siejama su jos rausva spalva. Viršutinė chromosferos riba neturi ryškaus lygaus paviršiaus, iš jos nuolat sklinda karštos emisijos, vadinamos spicules. Chromosferos temperatūra pakyla aukštyje nuo 4000 iki 15 000 laipsnių.
Saulės šerdis. Centrinė maždaug kilometrų spindulio Saulės dalis, kurioje vyksta termobranduolinės reakcijos, vadinama Saulės šerdimi. Medžiagos tankis šerdyje yra apie kg/m³ (150 kartų didesnis už vandens tankį ir ~6,6 karto didesnis už tankiausio Žemėje metalo – osmio) tankį, o temperatūra šerdies centre yra daugiau nei 14 mln. laipsnių.
Konvekcinė saulės zona. Arčiau Saulės paviršiaus vyksta sūkurinis plazmos maišymasis, o energijos perkėlimas į paviršių pirmiausia vyksta pačios medžiagos judesiais. Šis energijos perdavimo būdas vadinamas konvekcija, o maždaug km storio požeminis Saulės sluoksnis, kur jis atsiranda, yra konvekcinė zona. Remiantis šiuolaikiniais duomenimis, jo vaidmuo saulės procesų fizikoje yra išskirtinai didelis, nes būtent joje atsiranda įvairūs saulės medžiagos judėjimai ir magnetiniai laukai.
Saulės fotosfera. Fotosfera (šviesą skleidžiantis sluoksnis) formuoja matomą Saulės paviršių, iš kurio nustatomas Saulės dydis, atstumas nuo Saulės paviršiaus ir kt.. Temperatūra fotosferoje vidutiniškai siekia 5800 K Čia vidutinis dujų tankis yra mažesnis nei 1/1000 žemės oro tankio.
Saulės chromosfera. Chromosfera yra apie km storio išorinis Saulės apvalkalas, supantis fotosferą. Šios saulės atmosferos dalies pavadinimo kilmė siejama su jos rausva spalva. Viršutinė chromosferos riba neturi ryškaus lygaus paviršiaus, iš jos nuolat sklinda karštos emisijos, vadinamos spicules. Chromosferos temperatūra pakyla aukštyje nuo 4000 iki laipsnių.
Saulės karūna. Korona yra paskutinis išorinis Saulės apvalkalas. Nepaisant labai aukštos temperatūros, nuo iki laipsnių, plika akimi jis matomas tik visiško saulės užtemimo metu.
1 skaidrė
2 skaidrė
Žvaigždžių vidinė sandara Žvaigždžių energijos šaltiniai Jei Saulė būtų anglis, o jos energijos šaltinis būtų degimas, tai jei būtų išlaikytas esamas energijos emisijos lygis, Saulė visiškai išdegtų per 5000 metų. Tačiau Saulė šviečia jau milijardus metų! Žvaigždžių energijos šaltinių klausimą iškėlė Niutonas. Jis manė, kad žvaigždės savo energijos atsargas papildo krintančios kometos. 1845 metais vokiečių kalba Fizikas Robertas Meyeris (1814-1878) bandė įrodyti, kad Saulė šviečia dėl tarpžvaigždinės medžiagos kritimo ant jos. 1954 m Hermannas Helmholtzas pasiūlė, kad Saulė išskiria dalį energijos, išsiskiriančios lėto suspaudimo metu. Iš paprastų skaičiavimų galime sužinoti, kad Saulė visiškai išnyktų per 23 milijonus metų, o tai per trumpa. Beje, šis energijos šaltinis iš principo atsiranda anksčiau nei žvaigždės pasiekia pagrindinę seką. Hermannas Helmholtzas (1821–1894)
3 skaidrė
Vidinė žvaigždžių sandara Žvaigždžių energijos šaltiniai Esant aukštai temperatūrai ir masei, didesnei nei 1,5 Saulės masės, dominuoja anglies ciklas (CNO). Reakcija (4) yra lėčiausia – užtrunka apie 1 mln. Tokiu atveju energijos išsiskiria šiek tiek mažiau, nes daugiau nei jį išneša neutrinai. Šis ciklas 1938 m Nepriklausomai sukūrė Hansas Bethe ir Carlas Friedrichas von Weizsäckeris.
4 skaidrė
Vidinė žvaigždžių sandara Žvaigždžių energijos šaltiniai Pasibaigus helio degimui žvaigždžių viduje, aukštesnėje temperatūroje tampa įmanomos kitos reakcijos, kurių metu sintetinami sunkesni elementai iki geležies ir nikelio. Tai a-reakcijos, anglies degimas, deguonies degimas, silicio degimas... Taigi Saulė ir planetos susidarė iš seniai išsiveržusių supernovų „pelenų“.
5 skaidrė
Vidinė žvaigždžių sandara Žvaigždžių sandaros modeliai 1926 m Buvo išleista Arthuro Eddingtono knyga „Žvaigždžių vidinė struktūra“, su kuria, galima sakyti, prasidėjo žvaigždžių vidinės sandaros tyrimai. Eddingtonas padarė prielaidą apie pagrindinės sekos žvaigždžių pusiausvyros būseną, t.y. apie žvaigždės viduje susidarančio energijos srauto ir nuo jos paviršiaus skleidžiamos energijos lygybę. Eddingtonas neįsivaizdavo šios energijos šaltinio, bet gana teisingai įdėjo šį šaltinį į karščiausią žvaigždės vietą – jos centrą ir manė, kad ilgas energijos sklaidos laikas (milijonai metų) išlygins visus pokyčius, išskyrus tuos, kurie atsiranda šalia. paviršius.
6 skaidrė
Vidinė žvaigždžių sandara Žvaigždžių sandaros modeliai Pusiausvyra žvaigždei nustato griežtus apribojimus, t.y. pasiekusi pusiausvyros būseną, žvaigždė turės griežtai apibrėžtą struktūrą. Kiekviename žvaigždės taške turi būti palaikoma gravitacinių jėgų pusiausvyra, terminis slėgis, spinduliuotės slėgis ir tt Taip pat temperatūros gradientas turi būti toks, kad šilumos srautas į išorę griežtai atitiktų stebimą spinduliuotės srautą iš paviršiaus. Visos šios sąlygos gali būti užrašytos matematinių lygčių forma (mažiausiai 7), kurių sprendimas įmanomas tik skaitiniais metodais.
7 skaidrė
Vidinė žvaigždžių sandara Žvaigždžių sandaros modeliai Mechaninė (hidrostatinė) pusiausvyra Slėgių skirtumo veikiama jėga, nukreipta iš centro, turi būti lygi gravitacijos jėgai. d P/d r = M(r)G/r2, kur P yra slėgis, yra tankis, M(r) yra masė spindulio r sferoje. Energijos pusiausvyra Šviesumo padidėjimas dėl energijos šaltinio, esančio dr storio sluoksnyje, esančiame atstumu nuo centro r, apskaičiuojamas pagal formulę dL/dr = 4 r2 (r), kur L yra šviesumas, (r) yra branduolinių reakcijų savitoji energija. Šiluminė pusiausvyra Temperatūros skirtumas ties vidinėmis ir išorinėmis sluoksnio ribomis turi būti pastovus, o vidiniai sluoksniai – karštesni.
8 skaidrė
Vidinė žvaigždžių sandara Vidinė žvaigždžių sandara 1. Žvaigždės šerdis (termobranduolinių reakcijų zona). 2. Šerdyje išsiskiriančios energijos spinduliavimo perdavimo į išorinius žvaigždės sluoksnius zona. 3. Konvekcinė zona (konvekcinis medžiagų maišymasis). 4. Helio izoterminė šerdis, pagaminta iš išsigimusių elektronų dujų. 5. Idealiųjų dujų apvalkalas.
9 skaidrė
Vidinė žvaigždžių sandara Žvaigždžių iki Saulės masės sandara Žvaigždės, kurių masė mažesnė nei 0,3 Saulės, yra visiškai konvekcinės, o tai siejama su jų žema temperatūra ir dideliais sugerties koeficientais. Saulės masės žvaigždės perneša spinduliuotę šerdyje, o konvekcinis transportavimas vyksta išoriniuose sluoksniuose. Be to, judant aukštyn pagrindine seka, konvekcinio apvalkalo masė greitai mažėja.
10 skaidrė
11 skaidrė
Žvaigždžių vidinė sandara Degeneravusių žvaigždžių struktūra Slėgis baltosiose nykštukėse siekia šimtus kilogramų kubiniame centimetre, o pulsaruose jis keliais dydžiais didesnis. Esant tokiam tankiui, elgsena smarkiai skiriasi nuo idealių dujų. Mendelejevo-Klapeirono dujų dėsnis nustoja galioti – slėgis nebepriklauso nuo temperatūros, o lemia tik tankis. Tai išsigimusios materijos būsena. Degeneruotų dujų, susidedančių iš elektronų, protonų ir neutronų, elgesys paklūsta kvantiniams dėsniams, ypač Pauli išskyrimo principui. Jis teigia, kad daugiau nei dvi dalelės negali būti toje pačioje būsenoje, o jų sukimai yra nukreipti priešingai. Baltųjų nykštukų atveju šių galimų būsenų skaičius yra ribotas; gravitacija bando išspausti elektronus į jau užimtas erdves. Tokiu atveju atsiranda specifinė priešslėgio jėga. Šiuo atveju p ~ 5/3. Tuo pačiu metu elektronai turi didelį judėjimo greitį, o išsigimusios dujos turi didelį skaidrumą dėl visų įmanomų energijos lygių užimtumo ir absorbcijos-pakartotinės emisijos proceso negalimumo.
12 skaidrė
Vidinė žvaigždžių sandara Neutroninės žvaigždės sandara Esant tankiui, viršijančiam 1010 g/cm3, vyksta medžiagos neutronizacijos procesas, reakcija + e n + B. 1934 m. Fritzas Zwicky ir Walteris Baarde'as teoriškai numatė neutroninių žvaigždžių egzistavimą, kurios pusiausvyrą palaiko neutroninių dujų slėgis. Neutroninės žvaigždės masė negali būti mažesnė nei 0,1 M ir didesnė nei 3 M. Tankis neutroninės žvaigždės centre siekia 1015 g/cm3. Temperatūra tokios žvaigždės viduje matuojama šimtais milijonų laipsnių. Neutroninių žvaigždžių dydžiai neviršija dešimčių kilometrų. Magnetinis laukas neutroninių žvaigždžių paviršiuje (milijonus kartų didesnis nei Žemės) yra radijo spinduliuotės šaltinis. Neutroninės žvaigždės paviršiuje materija turi turėti kietojo kūno savybes, t.y., neutronines žvaigždes supa kelių šimtų metrų storio vientisa pluta.
13 skaidrė
M.M. Dagajevas ir kiti. Astronomija - M.: Švietimas, 1983 P.G. Kulikovskis. Vadovas astronomijos mėgėjui - M.URSS, 2002 M.M.Dagajevas, V.M.Charuginas „Astrofizika. Knyga skaitymui apie astronomiją“ - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin „Astronomijos istorija“ - M.: Maskvos valstybinis universitetas, 1989 m. W. Cooperis, E. Walkeris „Žvaigždžių šviesos matavimas“ - M.: Mir, 1994 m. R. Kippenhahn. 100 milijardų saulės. Žvaigždžių gimimas, gyvenimas ir mirtis. M.: Mir, 1990 m. Vidinė žvaigždžių sandara Literatūra
Saulės struktūra Čia galite greitai atsisiųsti pristatymą + Word failą. Viršuje spustelėkite praleisti skelbimą (po 4 sekundžių)
Saulės šerdis Centrinė maždaug kilometrų spindulio Saulės dalis, kurioje vyksta termobranduolinės reakcijos, vadinama Saulės šerdimi. Medžiagos tankis šerdyje yra maždaug kg/m³.
Saulės chromosfera Saulės chromosfera (spalvota sfera) – tai tankus Saulės atmosferos sluoksnis (km), esantis tiesiai už fotosferos. Chromosferą stebėti gana sunku, nes ji yra arti fotosferos. Geriausiai matosi, kai Mėnulis uždengia fotosferą, t.y. per saulės užtemimus.
Saulės iškilimai Saulės iškilimai – tai didžiulis vandenilio išmetimas, primenantis ilgus šviečiančius siūlus. Iškilimai kyla į milžiniškus atstumus, pasiekdami Saulės skersmenį (1,4 mln. km), juda apie 300 km/sek greičiu, o temperatūra siekia laipsnius.
Įkeliama...