Слајд 1
Презентација на тема: „Внатрешна структура на сонцето“ Завршено од ученик од клас 11 „а“ средно училиште GBOU 1924 година Гувернери АнтонСлајд 2
Слајд 3
Сонцето е единствената ѕвезда во Сончевиот систем околу која се вртат другите објекти од овој систем: планети и нивните сателити, џуџести планети и нивните сателити, астероиди, метеороиди, комети и космичка прашина.
Слајд 4
Структура на Сонцето: -Сончево јадро. -Зона на пренос на зрачење. -Конвективна зона на Сонцето.
Слајд 5
Сончево јадро. Централниот дел на Сонцето со радиус од приближно 150.000 километри, во кој се случуваат термонуклеарни реакции, се нарекува сончево јадро. Густината на супстанцијата во јадрото е приближно 150.000 kg/m³ (150 пати поголема од густината на водата и ~ 6,6 пати поголема од густината на најгустиот метал на Земјата - осмиумот), а температурата во центарот на јадрото е повеќе од 14 милиони степени.
Слајд 6
Зона на пренос на зрачење. Над јадрото, на растојанија од околу 0,2-0,7 сончеви радиуси од неговиот центар, постои радијативна трансферна зона во која нема макроскопски движења, се пренесува енергијата со помош на реемисија на фотони.
Слајд 7
Конвективна зона на Сонцето. Поблиску до површината на Сонцето, настанува вителско мешање на плазмата, а преносот на енергија на површината се остварува првенствено со движењата на самата супстанција. Овој метод на пренос на енергија се нарекува конвекција, а подземниот слој на Сонцето, дебел приближно 200.000 km, каде што се јавува се нарекува конвективна зона. Според современите податоци, неговата улога во физиката на соларните процеси е исклучително голема, бидејќи токму во неа потекнуваат различни движења на сончевата материја и магнетни полиња.
Слајд 8
Слајд 9
Фотосфера на Сонцето. Фотосферата (слојот што емитува светлина) ја формира видливата површина на Сонцето, од која се одредуваат големината на Сонцето, растојанието од површината на Сонцето и сл. Температурата во фотосферата достигнува просечно 5800 К Овде, просечната густина на гасот е помала од 1/1000 од густината на воздухот на земјата.
Слајд 10
Хромосфера на Сонцето. Хромосферата е надворешната обвивка на Сонцето, дебела околу 10.000 km, која ја опкружува фотосферата. Потеклото на името на овој дел од сончевата атмосфера е поврзано со неговата црвеникава боја. Горната граница на хромосферата нема посебна мазна површина од неа постојано се појавуваат топли емисии, наречени спикули. Температурата на хромосферата се зголемува со надморска височина од 4000 на 15.000 степени.
Сончево јадро. Централниот дел на Сонцето со радиус од приближно километри, во кој се случуваат термонуклеарни реакции, се нарекува сончево јадро. Густината на материјалот во јадрото е приближно kg/m³ (150 пати поголема од густината на водата и ~ 6,6 пати поголема од густината на најгустиот метал на Земјата, осмиумот), а температурата во центарот на јадрото е повеќе од 14 милиони степени.
Конвективна зона на Сонцето. Поблиску до површината на Сонцето, настанува вителско мешање на плазмата, а преносот на енергија на површината се остварува првенствено со движењата на самата супстанција. Овој метод на пренос на енергија се нарекува конвекција, а подповршинскиот слој на Сонцето, дебел приближно км, каде што се јавува е конвективната зона. Според современите податоци, неговата улога во физиката на соларните процеси е исклучително голема, бидејќи токму во неа потекнуваат различни движења на сончевата материја и магнетни полиња.
Фотосфера на Сонцето. Фотосферата (слојот што емитува светлина) ја формира видливата површина на Сонцето, од која се одредуваат големината на Сонцето, растојанието од површината на Сонцето и сл. Температурата во фотосферата достигнува просечно 5800 К Овде, просечната густина на гасот е помала од 1/1000 од густината на воздухот на земјата.
Хромосфера на Сонцето. Хромосферата е надворешната обвивка на Сонцето, дебела околу км, која ја опкружува фотосферата. Потеклото на името на овој дел од сончевата атмосфера е поврзано со неговата црвеникава боја. Горната граница на хромосферата нема посебна мазна површина од неа постојано се појавуваат топли емисии, наречени спикули. Температурата на хромосферата се зголемува со надморска височина од 4000 до степени.
Круна на сонцето. Короната е последната надворешна обвивка на Сонцето. И покрај неговата многу висока температура, од до степени, таа е видлива со голо око само при целосно затемнување на Сонцето.
Слајд 1
Слајд 2
Внатрешна структура на ѕвездите Извори на енергија на ѕвездите Ако Сонцето се состоеше од јаглен и изворот на неговата енергија беше согорувањето, тогаш доколку се задржи сегашното ниво на енергетска емисија, Сонцето целосно ќе изгори за 5000 години. Но, Сонцето сјае милијарди години! Прашањето за енергетските извори на ѕвездите го постави Њутн. Тој претпоставил дека ѕвездите ги надополнуваат своите енергетски резерви од комети кои паѓаат. Во 1845 г германски Физичарот Роберт Мајер (1814-1878) се обидел да докаже дека Сонцето сјае поради падот на меѓуѕвездената материја врз него. 1954 година Херман Хелмхолц сугерираше дека Сонцето емитира дел од енергијата ослободена за време на неговата бавна компресија. Од едноставни пресметки можеме да дознаеме дека Сонцето целосно би исчезнало за 23 милиони години, а тоа е премногу кратко. Патем, овој извор на енергија, во принцип, се јавува пред ѕвездите да стигнат до главната низа. Херман Хелмхолц (1821-1894)
Слајд 3
Внатрешна структура на ѕвездите Извори на ѕвездена енергија При високи температури и маси поголеми од 1,5 соларни маси, доминира јаглеродниот циклус (CNO). Реакцијата (4) е најбавна - потребни се околу 1 милион години. Во овој случај се ослободува малку помалку енергија, бидејќи повеќе отколку што го понесуваат неутрините. Овој циклус во 1938 г Независно развиен од Ханс Бете и Карл Фридрих фон Вајцекер.
Слајд 4
Внатрешна структура на ѕвездите Извори на енергија на ѕвездите Кога ќе заврши согорувањето на хелиумот во внатрешноста на ѕвездите, на повисоки температури стануваат можни други реакции во кои се синтетизираат потешки елементи, до железо и никел. Тоа се а-реакции, согорување на јаглерод, согорување на кислород, согорување на силициум... Така, Сонцето и планетите настанале од „пепелта“ на супернови што еруптирале одамна.
Слајд 5
Внатрешна структура на ѕвездите Модели на структурата на ѕвездите Во 1926 г Објавена е книгата на Артур Едингтон „Внатрешната структура на ѕвездите“, со која, може да се каже, започна проучувањето на внатрешната структура на ѕвездите. Едингтон направил претпоставка за состојбата на рамнотежа на ѕвездите од главната низа, т.е. за еднаквоста на енергетскиот флукс генериран во внатрешноста на ѕвездата и енергијата што се емитува од нејзината површина. Едингтон не го замислуваше изворот на оваа енергија, но сосема правилно го постави овој извор во најтоплиот дел на ѕвездата - нејзиниот центар и претпоставува дека долго време на дифузија на енергија (милиони години) ќе ги израмни сите промени освен оние што се појавуваат во близина. површината.
Слајд 6
Внатрешна структура на ѕвездите. Во секоја точка на ѕвездата, мора да се одржува рамнотежата на гравитационите сили, термичкиот притисок, притисокот на зрачење итн. Исто така, температурниот градиент мора да биде таков што протокот на топлина кон надвор строго одговара на набљудуваниот проток на зрачење од површината. Сите овие услови можат да се напишат во форма на математички равенки (најмалку 7), чие решавање е можно само со нумерички методи.
Слајд 7
Внатрешна структура на ѕвездите Модели на структурата на ѕвездите Механичка (хидростатска) рамнотежа Силата поради разликата во притисокот, насочена од центарот, мора да биде еднаква на гравитационата сила. d P/d r = M(r)G/r2, каде што P е притисок, е густина, M(r) е маса во сфера со радиус r. Енергетска рамнотежа Зголемувањето на осветленоста поради изворот на енергија содржан во слој со дебелина dr на растојание од центарот r се пресметува со формулата dL/dr = 4 r2 (r), каде што L е сјајност, (r) е специфично ослободување на енергија на нуклеарните реакции. Термичка рамнотежа Температурната разлика на внатрешната и надворешната граница на слојот мора да биде константна, а внатрешните слоеви да бидат потопли.
Слајд 8
Внатрешна структура на ѕвездите Внатрешна структура на ѕвездите 1. Јадрото на ѕвездата (зона на термонуклеарни реакции). 2. Зона на радијативен пренос на енергија ослободена во јадрото до надворешните слоеви на ѕвездата. 3. Зона на конвекција (конвективно мешање на материјата). 4. Изотермално јадро на хелиум направено од дегенериран електронски гас. 5. Школка од идеален гас.
Слајд 9
Внатрешна структура на ѕвездите Структура на ѕвезди до сончева маса Ѕвездите со маса помала од 0,3 соларна се целосно конвективни, што е поврзано со нивните ниски температури и високи коефициенти на апсорпција. Ѕвездите со соларна маса се подложени на радијативен транспорт во јадрото, додека конвективниот транспорт се случува во надворешните слоеви. Покрај тоа, масата на конвективната обвивка брзо се намалува кога се движи нагоре по главната низа.
Слајд 10
Слајд 11
Внатрешна структура на ѕвездите Структура на дегенерирани ѕвезди Притисокот кај белите џуџиња достигнува стотици килограми на кубен сантиметар, а кај пулсарите е за неколку реда повисок. При такви густини, однесувањето остро се разликува од однесувањето на идеалниот гас. Законот за гас Менделеев-Клапејрон престанува да важи - притисокот повеќе не зависи од температурата, туку се одредува само според густината. Ова е состојба на дегенерирана материја. Однесувањето на дегенериран гас кој се состои од електрони, протони и неутрони ги почитува квантните закони, особено принципот на исклучување на Паули. Тој тврди дека повеќе од две честички не можат да бидат во иста состојба, а нивните вртења се насочени спротивно. За белите џуџиња, бројот на овие можни состојби е ограничен. Во овој случај, се јавува специфична сила против притисок. Во овој случај, стр ~ 5/3. Во исто време, електроните имаат големи брзини на движење, а дегенерираниот гас има висока транспарентност поради зафатеноста на сите можни енергетски нивоа и неможноста на процесот на апсорпција-повторна емисија.
Слајд 12
Внатрешна структура на ѕвездите Структура на неутронска ѕвезда При густина над 1010 g/cm3, се случува процесот на неутронизација на материјата, реакцијата + e n + B. Во 1934 година, Фриц Цвики и Валтер Баарде теоретски го предвиделе постоењето на неутронски ѕвезди, чија рамнотежа се одржува со притисокот на неутронскиот гас. Масата на неутронска ѕвезда не може да биде помала од 0,1 M и поголема од 3 M. Густината во центарот на неутронската ѕвезда достигнува вредности од 1015 g/cm3. Температурата во внатрешноста на таква ѕвезда се мери во стотици милиони степени. Големините на неутронските ѕвезди не надминуваат десетици километри. Магнетното поле на површината на неутронските ѕвезди (милиони пати поголемо од она на Земјата) е извор на радио емисија. На површината на неутронската ѕвезда, материјата мора да има својства на цврсто тело, т.е., неутронските ѕвезди се опкружени со цврста кора дебела неколку стотици метри.
Слајд 13
М. Дагаев и други Астрономија - М.: Образование, 1983 година П.Г. Куликовски. Прирачник за аматер астроном - М.УРСС, 2002 година М.М.Дагаев, В.М. Книга за читање за астрономијата“ - М.: Просвешчение, 1988 година. А.И. Еремеева, Ф.А. Цицин „Историја на астрономијата“ - М.: Московски државен универзитет, 1989 година. В. Купер, Е. Вокер „Мерење на светлината на ѕвездите“ - М.: Мир, 1994 година. Р. Кипенхан. 100 милијарди сонца. Раѓање, живот и смрт на ѕвезди. М.: Мир, 1990 година. Внатрешна структура на ѕвезди Референци
Структурата на сонцето Овде можете брзо да ја преземете презентацијата + датотеката Word за неа. На врвот, кликнете на прескокнете реклама (по 4 секунди)
Сончево јадро Централниот дел на Сонцето со радиус од приближно километри, во кој се случуваат термонуклеарни реакции, се нарекува сончево јадро. Густината на супстанцијата во јадрото е приближно kg/m³.
Хромосфера на Сонцето Хромосферата на Сонцето (обоена сфера) е густ слој (км) од сончевата атмосфера, кој се наоѓа директно зад фотосферата. Хромосферата е доста проблематична за набљудување поради нејзината блиска локација до фотосферата. Најдобро се гледа кога Месечината ја покрива фотосферата, т.е. за време на затемнувањето на Сонцето.
Сончеви испакнатини Сончевите испакнатини се огромни емисии на водород што личат на долги светлечки нишки. Истакнувањата се издигнуваат на огромни растојанија, достигнувајќи го дијаметарот на Сонцето (1,4 милиони km), се движат со брзина од околу 300 km/s, а температурата достигнува степени.
Се вчитува...