1. slaids
Prezentācija par tēmu: “Saules iekšējā uzbūve” Pabeidza GBOU vidusskolas “a” 11. klases skolnieks 1924 Gubernatori Antons2. slaids
3. slaids
Saule ir vienīgā zvaigzne Saules sistēmā, ap kuru riņķo citi šīs sistēmas objekti: planētas un to pavadoņi, pundurplanētas un to pavadoņi, asteroīdi, meteoroīdi, komētas un kosmiskie putekļi.
4. slaids
Saules uzbūve: -Saules kodols. -Radiācijas pārneses zona. -Saules konvektīvā zona.
5. slaids
Saules kodols. Saules centrālo daļu ar aptuveni 150 000 kilometru rādiusu, kurā notiek kodoltermiskās reakcijas, sauc par Saules kodolu. Vielas blīvums kodolā ir aptuveni 150 000 kg/m³ (150 reizes lielāks par ūdens blīvumu un ~6,6 reizes lielāks par blīvākā Zemes metāla – osmija) blīvumu, un temperatūra serdes centrā. ir vairāk nekā 14 miljoni grādu.
6. slaids
Radiācijas pārneses zona. Virs kodola, aptuveni 0,2–0,7 saules rādiusu attālumā no tā centra, atrodas starojuma pārneses zona, kurā nav makroskopisku kustību, enerģija tiek pārnesta, izmantojot fotonu atkārtotu emisiju.
7. slaids
Saules konvektīvā zona. Tuvāk Saules virsmai notiek plazmas virpuļveida sajaukšanās, un enerģijas pārnešana uz virsmu galvenokārt notiek ar pašas vielas kustībām. Šo enerģijas pārneses metodi sauc par konvekciju, un Saules apakšējo slāni, kura biezums ir aptuveni 200 000 km, kur tas notiek, sauc par konvektīvo zonu. Saskaņā ar mūsdienu datiem tās loma Saules procesu fizikā ir ārkārtīgi liela, jo tieši tajā rodas dažādas saules vielas un magnētisko lauku kustības.
8. slaids
9. slaids
Saules fotosfēra. Fotosfēra (slānis, kas izstaro gaismu) veido redzamo Saules virsmu, no kuras tiek noteikts Saules izmērs, attālums no Saules virsmas u.c.. Temperatūra fotosfērā sasniedz vidēji 5800 K Šeit vidējais gāzes blīvums ir mazāks par 1/1000 no zemes gaisa blīvuma.
10. slaids
Saules hromosfēra. Hromosfēra ir aptuveni 10 000 km biezs Saules ārējais apvalks, kas ieskauj fotosfēru. Šīs Saules atmosfēras daļas nosaukuma izcelsme ir saistīta ar tās sarkanīgo krāsu. Hromosfēras augšējai robežai nav izteiktas gludas virsmas, no tās pastāvīgi rodas karstas emisijas, ko sauc par spikulām. Hromosfēras temperatūra paaugstinās līdz ar augstumu no 4000 līdz 15 000 grādiem.
Saules kodols. Saules centrālo daļu ar aptuveni kilometru rādiusu, kurā notiek kodoltermiskās reakcijas, sauc par Saules kodolu. Materiāla blīvums kodolā ir aptuveni kg/m³ (150 reizes lielāks par ūdens blīvumu un ~6,6 reizes blīvākais uz Zemes blīvākais metāls, osmija), un temperatūra serdes centrā ir vairāk nekā 14 milj. grādiem.
Saules konvektīvā zona. Tuvāk Saules virsmai notiek plazmas virpuļveida sajaukšanās, un enerģijas pārnešana uz virsmu galvenokārt notiek ar pašas vielas kustībām. Šo enerģijas pārneses metodi sauc par konvekciju, un aptuveni km biezais Saules apakšējais slānis, kur tas notiek, ir konvektīvā zona. Saskaņā ar mūsdienu datiem tās loma Saules procesu fizikā ir ārkārtīgi liela, jo tieši tajā rodas dažādas saules vielas un magnētisko lauku kustības.
Saules fotosfēra. Fotosfēra (slānis, kas izstaro gaismu) veido redzamo Saules virsmu, no kuras tiek noteikts Saules izmērs, attālums no Saules virsmas u.c.. Temperatūra fotosfērā sasniedz vidēji 5800 K Šeit vidējais gāzes blīvums ir mazāks par 1/1000 no zemes gaisa blīvuma.
Saules hromosfēra. Hromosfēra ir aptuveni km biezs Saules ārējais apvalks, kas ieskauj fotosfēru. Šīs Saules atmosfēras daļas nosaukuma izcelsme ir saistīta ar tās sarkanīgo krāsu. Hromosfēras augšējai robežai nav izteiktas gludas virsmas, no tās pastāvīgi rodas karstas emisijas, ko sauc par spikulām. Hromosfēras temperatūra paaugstinās līdz ar augstumu no 4000 līdz grādiem.
Saules kronis. Korona ir pēdējais Saules ārējais apvalks. Neskatoties uz ļoti augsto temperatūru, no līdz pat grādiem, tas ir redzams ar neapbruņotu aci tikai pilnīgas saules aptumsuma laikā.
1. slaids
2. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Zvaigžņu enerģijas avoti Ja Saule sastāvētu no oglēm un tās enerģijas avots būtu degšana, tad, saglabājot pašreizējo enerģijas emisijas līmeni, Saule pilnībā izdegtu 5000 gadu laikā. Bet Saule spīd jau miljardiem gadu! Jautājumu par zvaigžņu enerģijas avotiem izvirzīja Ņūtons. Viņš pieļāva, ka zvaigznes papildina savas enerģijas rezerves no krītošām komētām. 1845. gadā vācu Fiziķis Roberts Meiers (1814-1878) mēģināja pierādīt, ka Saule spīd, jo uz tās nokrīt starpzvaigžņu viela. 1954. gads Hermans Helmholcs ierosināja, ka Saule izstaro daļu enerģijas, kas atbrīvota tās lēnās saspiešanas laikā. No vienkāršiem aprēķiniem mēs varam noskaidrot, ka Saule pilnībā izzustu 23 miljonu gadu laikā, un tas ir pārāk īss laiks. Starp citu, šis enerģijas avots principā rodas, pirms zvaigznes sasniedz galveno secību. Hermanis Helmholcs (1821-1894)
3. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Zvaigžņu enerģijas avoti Pie augstām temperatūrām un masām, kas lielākas par 1,5 Saules masām, dominē oglekļa cikls (CNO). Reakcija (4) ir vislēnākā - tas aizņem apmēram 1 miljonu gadu. Šajā gadījumā izdalās nedaudz mazāk enerģijas, jo vairāk nekā to aiznes neitrīno. Šis cikls 1938. g Neatkarīgi izstrādāja Hans Bethe un Carl Friedrich von Weizsäcker.
4. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Zvaigžņu enerģijas avoti Kad hēlija sadegšana zvaigžņu iekšienē beidzas, augstākā temperatūrā kļūst iespējamas citas reakcijas, kurās sintezējas smagāki elementi, līdz pat dzelzs un niķeļa. Tās ir a-reakcijas, oglekļa sadegšana, skābekļa sadegšana, silīcija sadegšana... Tādējādi Saule un planētas veidojās no sen izvirdušo supernovu “pelniem”.
5. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Zvaigžņu uzbūves modeļi 1926.g Tika izdota Artura Edingtona grāmata “Zvaigžņu iekšējā struktūra”, ar kuru, varētu teikt, sākās zvaigžņu iekšējās struktūras izpēte. Edingtons izdarīja pieņēmumu par galvenās secības zvaigžņu līdzsvara stāvokli, t.i., par zvaigznes iekšpusē radītās enerģijas plūsmas un no tās virsmas izstarotās enerģijas vienādību. Edingtons neiedomājās šīs enerģijas avotu, bet diezgan pareizi novietoja šo avotu zvaigznes karstākajā vietā - tās centrā un pieņēma, ka ilgs enerģijas difūzijas laiks (miljoniem gadu) izlīdzinās visas izmaiņas, izņemot tās, kas parādās tuvumā. virsma.
6. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Zvaigžņu uzbūves modeļi Līdzsvars uzliek zvaigznei stingrus ierobežojumus, t.i., sasniegusi līdzsvara stāvokli, zvaigznei būs stingri noteikta struktūra. Katrā zvaigznes punktā ir jāsaglabā gravitācijas spēku līdzsvars, termiskais spiediens, radiācijas spiediens u.c.. Tāpat temperatūras gradientam jābūt tādam, lai siltuma plūsma uz āru stingri atbilstu novērotajai starojuma plūsmai no virsmas. Visus šos nosacījumus var uzrakstīt matemātisko vienādojumu veidā (vismaz 7), kuru atrisināšana iespējama tikai ar skaitliskām metodēm.
7. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Zvaigžņu uzbūves modeļi Mehāniskais (hidrostatiskais) līdzsvars Spiediena starpības radītajam spēkam, kas vērsts no centra, jābūt vienādam ar gravitācijas spēku. d P/d r = M(r)G/r2, kur P ir spiediens, ir blīvums, M(r) ir masa sfērā ar rādiusu r. Enerģijas līdzsvars Spilgtuma pieaugumu, ko rada enerģijas avots, kas atrodas slānī ar biezumu dr attālumā no centra r, aprēķina pēc formulas dL/dr = 4 r2 (r), kur L ir spilgtums, (r) ir kodolreakciju īpatnējā enerģijas izdalīšanās. Termiskais līdzsvars Temperatūras starpībai pie slāņa iekšējās un ārējās robežas jābūt nemainīgai, un iekšējiem slāņiem jābūt karstākiem.
8. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Zvaigžņu iekšējā uzbūve 1. Zvaigznes kodols (termonukleāro reakciju zona). 2. Zvaigznes kodolā izdalītās enerģijas starojuma pārneses zona uz zvaigznes ārējiem slāņiem. 3. Konvekcijas zona (masas konvektīvā sajaukšanās). 4. Hēlija izotermiskais kodols, kas izgatavots no deģenerētas elektronu gāzes. 5. Ideālas gāzes apvalks.
9. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Zvaigžņu uzbūve līdz Saules masai Zvaigznes, kuru masa ir mazāka par 0,3 Saules, ir pilnībā konvektīvas, kas ir saistīts ar to zemo temperatūru un augstajiem absorbcijas koeficientiem. Saules masas zvaigznes tiek pakļautas starojuma pārnešanai kodolā, savukārt konvektīvais transports notiek ārējos slāņos. Turklāt, virzoties uz augšu galvenajā secībā, konvektīvā apvalka masa ātri samazinās.
10. slaids
11. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Deģenerēto zvaigžņu struktūra Spiediens baltajos punduros sasniedz simtiem kilogramu uz kubikcentimetru, bet pulsāros tas ir par vairākām kārtām lielāks. Pie šāda blīvuma uzvedība krasi atšķiras no ideālās gāzes uzvedības. Mendeļejeva-Klapeirona gāzes likums pārstāj darboties - spiediens vairs nav atkarīgs no temperatūras, bet tiek noteikts tikai pēc blīvuma. Tas ir deģenerētas matērijas stāvoklis. Deģenerētas gāzes, kas sastāv no elektroniem, protoniem un neitroniem, uzvedība atbilst kvantu likumiem, jo īpaši Pauli izslēgšanas principam. Viņš apgalvo, ka vairāk nekā divas daļiņas nevar būt vienā stāvoklī, un to spini ir vērsti pretēji. Baltajiem punduriem šo iespējamo stāvokļu skaits ir ierobežots; gravitācija mēģina izspiest elektronus jau aizņemtajās telpās. Šajā gadījumā rodas īpašs pretspiediena spēks. Šajā gadījumā p ~ 5/3. Tajā pašā laikā elektroniem ir liels kustības ātrums, un deģenerētajai gāzei ir augsta caurredzamība visu iespējamo enerģijas līmeņu aizņemšanas un absorbcijas-re-emisijas procesa neiespējamības dēļ.
12. slaids
Zvaigžņu iekšējā uzbūve Neitronu zvaigznes uzbūve Pie blīvuma virs 1010 g/cm3 notiek vielas neitronizācijas process, reakcija + e n + B. 1934. gadā Frics Cvikijs un Valters Bārde teorētiski paredzēja neitronu zvaigžņu esamību, kuras līdzsvaru uztur neitronu gāzes spiediens. Neitronu zvaigznes masa nedrīkst būt mazāka par 0,1 M un lielāka par 3 M. Blīvums neitronu zvaigznes centrā sasniedz 1015 g/cm3. Temperatūra šādas zvaigznes iekšpusē mērāma simtos miljonu grādu. Neitronu zvaigžņu izmēri nepārsniedz desmitiem kilometru. Magnētiskais lauks uz neitronu zvaigžņu virsmas (miljoniem reižu lielāks nekā Zemes) ir radio emisijas avots. Uz neitronu zvaigznes virsmas matērijai ir jāpiemīt cieta ķermeņa īpašībām, t.i., neitronu zvaigznes ieskauj vairāku simtu metru bieza cieta garoza.
13. slaids
M.M. Dagajevs un citi. Astronomija - M.: Izglītība, 1983 P.G. Kuļikovskis. Rokasgrāmata astronomijas amatieram - M.URSS, 2002 M.M.Dagajevs, V.M.Charugins “Astrofizika. Grāmata lasīšanai par astronomiju” - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I. Eremejeva, F.A. Cicins “Astronomijas vēsture” - M.: Maskavas Valsts universitāte, 1989. V. Kūpers, E. Vokers “Zvaigžņu gaismas mērīšana” - M.: Mir, 1994. R. Kipenhāns. 100 miljardi saules. Zvaigžņu dzimšana, dzīve un nāve. M.: Mir, 1990. Zvaigžņu iekšējā struktūra Atsauces
Saules struktūra Šeit jūs varat ātri lejupielādēt prezentāciju + Word failu tai. Augšdaļā noklikšķiniet uz izlaist reklāmu (pēc 4 sekundēm).
Saules kodols Saules centrālo daļu ar aptuveni kilometru rādiusu, kurā notiek kodoltermiskās reakcijas, sauc par Saules kodolu. Vielas blīvums kodolā ir aptuveni kg/m³.
Saules hromosfēra Saules hromosfēra (krāsainā sfēra) ir blīvs Saules atmosfēras slānis (km), kas atrodas tieši aiz fotosfēras. Hromosfēru ir diezgan problemātiski novērot, jo tā atrodas tuvu fotosfērai. Vislabāk to var redzēt, kad Mēness pārklāj fotosfēru, t.i. saules aptumsumu laikā.
Saules izvirzījumi Saules izvirzījumi ir milzīgas ūdeņraža emisijas, kas atgādina garus gaismas pavedienus. Prominences paceļas milzīgos attālumos, sasniedzot Saules diametru (1,4 miljoni km), pārvietojas ar ātrumu aptuveni 300 km/sek, un temperatūra sasniedz grādus.
Notiek ielāde...