slaid 1
Pembentangan mengenai topik: "Struktur dalaman Matahari" Dibuat oleh pelajar kelas 11 "a" sekolah menengah GBOU 1924 Gubernatorov Antonslaid 2
slaid 3
Matahari adalah satu-satunya bintang dalam sistem suria di mana objek lain sistem ini berputar: planet dan satelitnya, planet kerdil dan satelitnya, asteroid, meteoroid, komet dan debu kosmik.
slaid 4
Struktur Matahari: -Teras suria. - Zon pemindahan berseri. -Zon perolakan Matahari.
slaid 5
Teras suria. Bahagian tengah Matahari dengan radius kira-kira 150,000 kilometer, di mana tindak balas termonuklear berlaku, dipanggil teras solar. Ketumpatan jirim dalam teras adalah lebih kurang 150,000 kg/m³ (150 kali lebih tinggi daripada ketumpatan air dan ~6.6 kali lebih tinggi daripada ketumpatan logam paling tumpat di Bumi - osmium), dan suhu di tengah teras ialah lebih daripada 14 juta darjah.
slaid 6
Zon pemindahan sinaran. Di atas teras, pada jarak kira-kira 0.2-0.7 jejari Matahari dari pusatnya, terdapat zon pemindahan sinaran, di mana tidak ada pergerakan makroskopik, tenaga dipindahkan dengan bantuan pelepasan semula foton.
Slaid 7
zon perolakan matahari. Lebih dekat dengan permukaan Matahari, percampuran vorteks plasma berlaku, dan pemindahan tenaga ke permukaan berlaku terutamanya oleh gerakan jirim itu sendiri. Kaedah pemindahan tenaga ini dipanggil perolakan, dan lapisan bawah permukaan Matahari, kira-kira 200,000 km tebal, di mana ia berlaku, dipanggil zon perolakan. Menurut data moden, peranannya dalam fizik proses suria sangat hebat, kerana di dalamnya terdapat pelbagai gerakan bahan suria dan medan magnet.
Slaid 8
Slaid 9
Fotosfera Matahari. Fotosfera (lapisan yang memancarkan cahaya) membentuk permukaan Matahari yang boleh dilihat, dari mana dimensi Matahari, jarak dari permukaan Matahari, dsb., ditentukan. Suhu dalam fotosfera mencapai purata 5800 K Di sini, ketumpatan gas purata adalah kurang daripada 1/1000 daripada ketumpatan udara darat.
slaid 10
Kromosfera Matahari. Kromosfera ialah kulit terluar Matahari dengan ketebalan kira-kira 10,000 km, mengelilingi fotosfera. Asal nama bahagian atmosfera suria ini dikaitkan dengan warna kemerahannya. Sempadan atas kromosfera tidak mempunyai permukaan licin yang jelas; lonjakan panas, dipanggil spikula, sentiasa berlaku daripadanya. Suhu kromosfera meningkat dengan ketinggian dari 4,000 hingga 15,000 darjah.
Teras suria. Bahagian tengah Matahari dengan jejari kira-kira kilometer, di mana tindak balas termonuklear berlaku, dipanggil teras suria. Ketumpatan jirim dalam teras adalah lebih kurang kg/m³ (150 kali lebih tinggi daripada ketumpatan air dan ~6.6 kali lebih tinggi daripada ketumpatan logam paling tumpat di Bumi, osmium), dan suhu di tengah teras telah berakhir 14 juta darjah.
zon perolakan matahari. Lebih dekat dengan permukaan Matahari, percampuran vorteks plasma berlaku, dan pemindahan tenaga ke permukaan berlaku terutamanya oleh gerakan jirim itu sendiri. Kaedah pemindahan tenaga ini dipanggil perolakan, dan lapisan bawah permukaan Matahari, kira-kira satu km tebal, di mana ia berlaku adalah zon perolakan. Menurut data moden, peranannya dalam fizik proses suria sangat hebat, kerana di dalamnya terdapat pelbagai gerakan bahan suria dan medan magnet.
Fotosfera Matahari. Fotosfera (lapisan yang memancarkan cahaya) membentuk permukaan Matahari yang boleh dilihat, dari mana dimensi Matahari, jarak dari permukaan Matahari, dsb., ditentukan. Suhu dalam fotosfera mencapai purata 5800 K Di sini, purata ketumpatan gas adalah kurang daripada 1/1000 daripada ketumpatan udara darat.
Kromosfera Matahari. Kromosfera ialah kulit luar Matahari setebal kira-kira satu kilometer, mengelilingi fotosfera. Asal nama bahagian atmosfera suria ini dikaitkan dengan warna kemerahannya. Sempadan atas kromosfera tidak mempunyai permukaan licin yang jelas; lonjakan panas, dipanggil spikula, sentiasa berlaku daripadanya. Suhu kromosfera meningkat dengan ketinggian dari 4000 ke darjah.
Mahkota Matahari. Korona ialah kulit terluar Matahari yang terakhir. Walaupun suhunya sangat tinggi, dari sehingga darjah, ia boleh dilihat dengan mata kasar hanya semasa gerhana matahari penuh.
slaid 1
slaid 2
Struktur dalaman bintang Sumber tenaga bintang Jika Matahari terdiri daripada arang batu dan sumber tenaganya adalah pembakaran, maka semasa mengekalkan tahap sinaran tenaga semasa, Matahari akan terbakar sepenuhnya dalam 5000 tahun. Tetapi Matahari telah bersinar selama berbilion tahun! Persoalan sumber tenaga bintang dibangkitkan oleh Newton. Dia mengandaikan bahawa bintang-bintang menambah bekalan tenaga mereka kerana komet yang jatuh. Pada tahun 1845 Jerman Ahli fizik Robert Meyer (1814-1878) cuba membuktikan bahawa Matahari bersinar kerana jirim antara bintang jatuh ke atasnya. 1954 Hermann Helmholtz mencadangkan bahawa Matahari memancarkan sebahagian daripada tenaga yang dikeluarkan semasa penguncupannya yang perlahan. Daripada pengiraan mudah, anda boleh mengetahui bahawa Matahari akan hilang sepenuhnya dalam 23 juta tahun, yang terlalu sedikit. Dengan cara ini, sumber tenaga ini, pada dasarnya, berlaku sebelum keluar bintang ke urutan utama. Hermann Helmholtz (1821-1894)
slaid 3
Struktur dalaman bintang Sumber tenaga bintang Pada suhu tinggi dan jisim lebih daripada 1.5 jisim suria, kitaran karbon (CNO) mendominasi. Reaksi (4) adalah yang paling perlahan - ia mengambil masa kira-kira 1 juta tahun. Dalam kes ini, sedikit tenaga yang dikeluarkan, kerana. lebih banyak daripadanya dibawa oleh neutrino. Kitaran ini pada tahun 1938. Dibangunkan secara bebas oleh Hans Bethe dan Carl Friedrich von Weizsäcker.
slaid 4
Struktur dalaman bintang Sumber tenaga bintang Apabila pembakaran helium di bahagian dalam bintang berakhir, pada suhu yang lebih tinggi tindak balas lain menjadi mungkin di mana unsur yang lebih berat disintesis, sehingga besi dan nikel. Ini adalah tindak balas-a, pembakaran karbon, pembakaran oksigen, pembakaran silikon... Oleh itu, Matahari dan planet-planet terbentuk daripada "abu" supernova yang meletup lama dahulu.
slaid 5
Struktur dalaman bintang Model struktur bintang Pada tahun 1926. Buku Arthur Eddington The Internal Structure of Stars telah diterbitkan, yang, boleh dikatakan, memulakan kajian tentang struktur dalaman bintang. Eddington membuat andaian tentang keadaan keseimbangan bintang jujukan utama, iaitu, tentang kesamaan fluks tenaga yang dijana di bahagian dalam bintang dan tenaga yang dipancarkan dari permukaannya. Eddington tidak membayangkan sumber tenaga ini, tetapi dengan tepat meletakkan sumber ini di bahagian paling panas bintang - pusatnya dan mencadangkan bahawa masa resapan tenaga yang besar (berjuta-juta tahun) akan meratakan semua perubahan kecuali yang muncul berhampiran permukaan.
slaid 6
Struktur dalaman bintang Model struktur bintang Keseimbangan mengenakan sekatan ketat ke atas bintang, iaitu, setelah mencapai keadaan keseimbangan, bintang akan mempunyai struktur yang ditentukan dengan ketat. Pada setiap titik bintang, keseimbangan daya graviti, tekanan terma, tekanan sinaran dan lain-lain mesti diperhatikan.Selain itu, kecerunan suhu mestilah sedemikian rupa sehingga fluks haba luar sepadan dengan fluks sinaran yang diperhatikan dari permukaan. Semua syarat ini boleh ditulis dalam bentuk persamaan matematik (sekurang-kurangnya 7), penyelesaian yang mungkin hanya dengan kaedah berangka.
Slaid 7
Struktur dalaman bintang Model struktur bintang Keseimbangan mekanikal (hidrostatik) Daya akibat perbezaan tekanan yang diarahkan dari pusat mestilah sama dengan daya graviti. d P/d r = M(r)G/r2 , di mana P ialah tekanan, ialah ketumpatan, M(r) ialah jisim dalam sfera jejari r. Imbangan tenaga Peningkatan kilauan disebabkan oleh sumber tenaga yang terkandung dalam lapisan ketebalan dr pada jarak dari pusat r dikira dengan formula dL/dr = 4 r2 (r) , di mana L ialah kilauan, (r) ialah pelepasan tenaga khusus tindak balas nuklear. Keseimbangan terma Perbezaan suhu pada sempadan dalam dan luar lapisan mestilah malar, dan lapisan dalam mestilah lebih panas.
Slaid 8
Struktur dalaman bintang Struktur dalaman bintang 1. Teras bintang (zon tindak balas termonuklear). 2. Zon pemindahan sinaran tenaga yang dibebaskan dalam teras ke lapisan luar bintang. 3. Zon perolakan (percampuran perolakan jirim). 4. Teras isoterma helium daripada gas elektron yang merosot. 5. Cangkang gas ideal.
Slaid 9
Struktur dalaman bintang Struktur bintang sehingga jisim suria Bintang dengan jisim kurang daripada 0.3 jisim suria adalah perolakan sepenuhnya, yang dikaitkan dengan suhu rendah dan pekali kepupusan yang tinggi. Bintang jisim suria dalam teras mengalami pengangkutan sinaran, manakala di lapisan luar ia perolakan. Selain itu, jisim cengkerang perolakan berkurangan dengan cepat apabila bergerak ke atas jujukan utama.
slaid 10
slaid 11
Struktur dalaman bintang Struktur bintang merosot Tekanan dalam kerdil putih mencapai ratusan kilogram per sentimeter padu, manakala dalam pulsar ia adalah beberapa pesanan magnitud lebih tinggi. Pada ketumpatan sedemikian, tingkah laku berbeza dengan ketara daripada gas ideal. Undang-undang gas Mendeleev-Clapeyron berhenti beroperasi - tekanan tidak lagi bergantung pada suhu, tetapi hanya ditentukan oleh ketumpatan. Ini adalah keadaan bahan yang merosot. Kelakuan gas merosot, yang terdiri daripada elektron, proton dan neutron, mematuhi hukum kuantum, khususnya, prinsip pengecualian Pauli. Dia mendakwa bahawa tidak lebih daripada dua zarah boleh berada dalam keadaan yang sama, dan putaran mereka diarahkan secara bertentangan. Dalam kerdil putih, bilangan keadaan yang mungkin ini adalah terhad, graviti cuba memerah elektron ke tempat yang sudah diduduki. Dalam kes ini, daya balas tertentu terhadap tekanan timbul. Dalam kes ini, p ~ 5/3. Pada masa yang sama, elektron mempunyai kelajuan pergerakan yang tinggi, dan gas yang merosot mempunyai ketelusan yang tinggi kerana penggunaan semua tahap tenaga yang mungkin dan kemustahilan proses penyerapan-penyinaran semula.
slaid 12
Struktur dalaman bintang Struktur bintang neutron Pada ketumpatan melebihi 1010 g / cm3, proses neutronisasi jirim berlaku, tindak balas + en + B pada tahun 1934, Fritz Zwicky dan Walter Baarde secara teorinya meramalkan kewujudan bintang neutron, keseimbangan yang dikekalkan oleh tekanan gas neutron. Jisim bintang neutron tidak boleh kurang daripada 0.1M dan lebih daripada 3M. Ketumpatan di pusat bintang neutron mencapai 1015 g/cm3. Suhu di kedalaman bintang sedemikian diukur dalam ratusan juta darjah. Saiz bintang neutron tidak melebihi puluhan kilometer. Medan magnet di permukaan bintang neutron (sejuta kali lebih besar daripada bumi) adalah sumber pancaran radio. Di permukaan bintang neutron, jirim itu mesti mempunyai sifat jasad pepejal, iaitu bintang neutron dikelilingi oleh kerak pepejal setebal beberapa ratus meter.
slaid 13
MM.Dagaev dan lain-lain. Astronomi - M .: Pendidikan, 1983 P.G. Kulikovsky. Buku Panduan Amatur Astronomi – M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin “Astrofizik. Buku untuk bacaan 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 bilion matahari. Kelahiran, kehidupan dan kematian bintang. M.: Mir, 1990. Struktur dalaman bintang Rujukan
Struktur matahari Di sini anda boleh memuat turun fail pembentangan + Word dengan cepat kepadanya. Di bahagian atas, klik langkau iklan (selepas 4 saat)
Teras suria Bahagian tengah Matahari dengan jejari kira-kira kilometer, di mana tindak balas termonuklear berlaku, dipanggil teras suria. Ketumpatan jirim dalam teras adalah lebih kurang kg/m³.
Kromosfera Matahari Kromosfera Matahari (sfera berwarna) ialah lapisan padat (km) atmosfera suria, yang terletak betul-betul di belakang fotosfera. Ia agak bermasalah untuk memerhati kromosfera, kerana lokasinya yang dekat dengan fotosfera. Ia paling baik dilihat apabila Bulan menutup fotosfera, i.e. semasa gerhana matahari.
Tonjolan suria Tonjolan suria ialah letupan hidrogen yang besar menyerupai filamen panjang yang bercahaya. Penonjolan meningkat kepada jarak yang jauh, mencapai diameter Matahari (1.4 juta km), bergerak pada kelajuan kira-kira 300 km/saat, dan suhu pada masa yang sama mencapai darjah.
Memuatkan...