Lysbilde 1
Presentasjon om emnet: "Solens indre struktur" Fullført av en elev fra klasse 11 "a" GBOU ungdomsskole 1924 guvernører AntonLysbilde 2
Lysbilde 3
Solen er den eneste stjernen i solsystemet som andre objekter i dette systemet kretser rundt: planeter og deres satellitter, dvergplaneter og deres satellitter, asteroider, meteoroider, kometer og kosmisk støv.
Lysbilde 4
Solens struktur: -Solkjerne. -Sone for strålingsoverføring. - Solens konvektiv sone.
Lysbilde 5
Solar kjerne. Den sentrale delen av solen med en radius på omtrent 150 000 kilometer, der termonukleære reaksjoner oppstår, kalles solkjernen. Tettheten av stoffet i kjernen er omtrent 150 000 kg/m³ (150 ganger høyere enn tettheten til vann og ~6,6 ganger høyere enn tettheten til det tetteste metallet på jorden - osmium), og temperaturen i sentrum av kjernen er mer enn 14 millioner grader.
Lysbilde 6
Strålende overføringssone. Over kjernen, i avstander på omtrent 0,2-0,7 solradier fra sentrum, er det en strålingsoverføringssone der det ikke er makroskopiske bevegelser; energi overføres ved hjelp av fotonre-emisjon.
Lysbilde 7
Konvektiv sone av solen. Nærmere soloverflaten oppstår virvelblanding av plasmaet, og overføringen av energi til overflaten oppnås først og fremst ved bevegelsene til selve stoffet. Denne metoden for energioverføring kalles konveksjon, og det underjordiske laget av Solen, omtrent 200 000 km tykt, der den forekommer, kalles konveksjonssonen. I følge moderne data er dens rolle i fysikken til solprosesser eksepsjonelt stor, siden det er i den at ulike bevegelser av solmateriale og magnetiske felt oppstår.
Lysbilde 8
Lysbilde 9
Fotosfære av solen. Fotosfæren (laget som sender ut lys) danner den synlige overflaten til Solen, hvorfra Solens størrelse, avstanden fra Solens overflate osv. bestemmes.. Temperaturen i fotosfæren når et gjennomsnitt på 5800 K Her er den gjennomsnittlige gasstettheten mindre enn 1/1000 av tettheten til jordens luft.
Lysbilde 10
Solens kromosfære. Kromosfæren er det ytre skallet til solen, omtrent 10 000 km tykt, som omgir fotosfæren. Opprinnelsen til navnet på denne delen av solatmosfæren er assosiert med dens rødlige farge. Den øvre grensen til kromosfæren har ikke en tydelig glatt overflate; varme utslipp kalt spikler oppstår konstant fra den. Temperaturen på kromosfæren øker med høyde fra 4000 til 15.000 grader.
Solar kjerne. Den sentrale delen av solen med en radius på omtrent kilometer, der termonukleære reaksjoner oppstår, kalles solkjernen. Tettheten til materialet i kjernen er omtrent kg/m³ (150 ganger tettheten til vann og ~6,6 ganger tettheten til det tetteste metallet på jorden, osmium), og temperaturen i sentrum av kjernen er mer enn 14 millioner grader.
Konvektiv sone av solen. Nærmere solens overflate oppstår virvelblanding av plasmaet, og overføringen av energi til overflaten oppnås først og fremst ved bevegelsene til selve stoffet. Denne metoden for energioverføring kalles konveksjon, og det underjordiske laget av Solen, omtrent km tykt, der den forekommer er konveksjonssonen. I følge moderne data er dens rolle i fysikken til solprosesser eksepsjonelt stor, siden det er i den at ulike bevegelser av solmateriale og magnetiske felt oppstår.
Fotosfære av solen. Fotosfæren (laget som sender ut lys) danner den synlige overflaten til Solen, hvorfra Solens størrelse, avstanden fra Solens overflate osv. bestemmes.. Temperaturen i fotosfæren når et gjennomsnitt på 5800 K Her er den gjennomsnittlige gasstettheten mindre enn 1/1000 av tettheten til jordens luft.
Solens kromosfære. Kromosfæren er det ytre skallet til solen, omtrent km tykt, som omgir fotosfæren. Opprinnelsen til navnet på denne delen av solatmosfæren er assosiert med dens rødlige farge. Den øvre grensen til kromosfæren har ikke en tydelig glatt overflate; varme utslipp kalt spikler oppstår konstant fra den. Temperaturen på kromosfæren øker med høyde fra 4000 til grader.
Solens krone. Koronaen er det siste ytre skallet til solen. Til tross for den svært høye temperaturen, fra opp til grader, er den kun synlig for det blotte øye under en total solformørkelse.
Lysbilde 1
Lysbilde 2
Stjerners indre struktur Energikilder til stjerner Hvis solen bestod av kull og energikilden var forbrenning, ville solen brenne fullstendig ut om 5000 år hvis det nåværende nivået av energiutslipp ble opprettholdt. Men solen har skinnet i milliarder av år! Spørsmålet om stjerners energikilder ble reist av Newton. Han antok at stjerner fyller opp energireservene sine fra fallende kometer. I 1845 tysk Fysiker Robert Meyer (1814-1878) prøvde å bevise at solen skinner på grunn av fallet av interstellar materie på den. 1954 Hermann Helmholtz foreslo at solen sender ut noe av energien som frigjøres under den langsomme komprimeringen. Fra enkle beregninger kan vi finne ut at solen ville forsvinne helt om 23 millioner år, og dette er for kort. Forresten, denne energikilden oppstår i prinsippet før stjernene når hovedsekvensen. Hermann Helmholtz (1821-1894)
Lysbilde 3
Stjerners indre struktur Kilder til stjerneenergi Ved høye temperaturer og masser større enn 1,5 solmasser dominerer karbonsyklusen (CNO). Reaksjon (4) er den tregeste - den tar omtrent 1 million år. I dette tilfellet frigjøres litt mindre energi, pga mer enn det blir båret bort av nøytrinoer. Denne syklusen i 1938 Utviklet uavhengig av Hans Bethe og Carl Friedrich von Weizsäcker.
Lysbilde 4
Stjerners indre struktur Energikilder til stjerner Når forbrenningen av helium i det indre av stjerner avsluttes, blir andre reaksjoner mulig ved høyere temperaturer der tyngre grunnstoffer syntetiseres, opp til jern og nikkel. Dette er a-reaksjoner, karbonforbrenning, oksygenforbrenning, silisiumforbrenning... Dermed ble Solen og planetene dannet av "asken" fra supernovaer som brøt ut for lenge siden.
Lysbilde 5
Intern struktur av stjerner Modeller av strukturen til stjerner i 1926 Arthur Eddingtons bok "The Internal Structure of Stars" ble publisert, hvor man kan si at studiet av stjerners indre struktur begynte. Eddington gjorde en antagelse om likevektstilstanden til hovedsekvensstjerner, dvs. om likheten mellom energifluksen som genereres i stjernens indre og energien som sendes ut fra overflaten. Eddington forestilte seg ikke kilden til denne energien, men plasserte denne kilden helt riktig i den varmeste delen av stjernen - dens sentrum og antok at en lang tid med energidiffusjon (millioner av år) ville jevne ut alle endringer bortsett fra de som vises nær overflaten.
Lysbilde 6
Stjerners indre struktur Modeller av stjerners struktur Likevekt pålegger en stjerne strenge restriksjoner, det vil si at etter å ha nådd en likevektstilstand vil stjernen ha en strengt definert struktur. Ved hvert punkt av stjernen må balansen mellom gravitasjonskrefter, termisk trykk, strålingstrykk etc. opprettholdes. Temperaturgradienten må også være slik at varmestrømmen utover strengt tatt tilsvarer den observerte strålingsstrømmen fra overflaten. Alle disse betingelsene kan skrives i form av matematiske ligninger (minst 7), hvis løsning bare er mulig med numeriske metoder.
Lysbilde 7
Stjerners indre struktur Modeller av stjerners struktur Mekanisk (hydrostatisk) likevekt Kraften på grunn av trykkforskjellen, rettet fra sentrum, må være lik gravitasjonskraften. d P/d r = M(r)G/r2, hvor P er trykk, er tetthet, M(r) er masse innenfor en sfære med radius r. Energilikevekt Økningen i lysstyrke på grunn av energikilden i et lag med tykkelse dr i en avstand fra sentrum r beregnes med formelen dL/dr = 4 r2 (r), hvor L er lysstyrke, (r) er lysstyrken. spesifikk energifrigjøring av kjernefysiske reaksjoner. Termisk likevekt Temperaturforskjellen ved lagets indre og ytre grenser må være konstant, og de indre lagene må være varmere.
Lysbilde 8
Stjerners indre struktur Stjerners indre struktur 1. Kjernen til en stjerne (sone for termonukleære reaksjoner). 2. Sone for strålingsoverføring av energi frigjort i kjernen til de ytre lagene av stjernen. 3. Konveksjonssone (konvektiv blanding av stoff). 4. Helium isotermisk kjerne laget av degenerert elektrongass. 5. Skal av ideell gass.
Lysbilde 9
Stjerners indre struktur Struktur av stjerner opp til solmasse Stjerner med masse mindre enn 0,3 solar er fullstendig konvektiv, noe som er assosiert med deres lave temperaturer og høye absorpsjonskoeffisienter. Solmassestjerner gjennomgår strålingstransport i kjernen, mens konvektiv transport skjer i de ytre lagene. Dessuten avtar massen av det konvektive skallet raskt når man beveger seg oppover i hovedsekvensen.
Lysbilde 10
Lysbilde 11
Stjerners indre struktur Struktur av degenererte stjerner Trykket i hvite dverger når hundrevis av kilo per kubikkcentimeter, og i pulsarer er det flere størrelsesordener høyere. Ved slike tettheter skiller oppførselen seg kraftig fra den for en ideell gass. Mendeleev-Clapeyron-gassloven slutter å gjelde - trykk avhenger ikke lenger av temperatur, men bestemmes kun av tetthet. Dette er en tilstand av degenerert materie. Oppførselen til en degenerert gass bestående av elektroner, protoner og nøytroner adlyder kvantelover, spesielt Pauli-eksklusjonsprinsippet. Han hevder at mer enn to partikler ikke kan være i samme tilstand, og spinnene deres er rettet motsatt. For hvite dverger er antallet av disse mulige tilstandene begrenset; tyngdekraften prøver å presse elektroner inn i allerede okkuperte rom. I dette tilfellet oppstår en spesifikk mottrykkskraft. I dette tilfellet, p ~ 5/3. Samtidig har elektroner høye bevegelseshastigheter, og den degenererte gassen har høy gjennomsiktighet på grunn av belegget av alle mulige energinivåer og umuligheten av absorpsjon-re-utslippsprosessen.
Lysbilde 12
Stjerners indre struktur Strukturen til en nøytronstjerne Ved tettheter over 1010 g/cm3 skjer prosessen med nøytronisering av materie, reaksjonen + e n + B. I 1934 forutså Fritz Zwicky og Walter Baarde teoretisk eksistensen av nøytronstjerner, likevekten opprettholdes av trykket fra nøytrongassen. Massen til en nøytronstjerne kan ikke være mindre enn 0,1M og mer enn 3M. Tettheten i midten av en nøytronstjerne når verdier på 1015 g/cm3. Temperaturen i det indre av en slik stjerne måles i hundrevis av millioner grader. Størrelsen på nøytronstjerner overstiger ikke flere titalls kilometer. Magnetfeltet på overflaten til nøytronstjerner (millioner av ganger større enn jordens) er en kilde til radioutslipp. På overflaten av en nøytronstjerne må stoffet ha egenskapene til et fast legeme, det vil si at nøytronstjerner er omgitt av en solid skorpe som er flere hundre meter tykk.
Lysbilde 13
M.M. Dagaev og andre. Astronomi - M.: Education, 1983 P.G. Kulikovsky. Handbook for an Astronomy Amateur - M.URSS, 2002 M.M. Dagaev, V.M. Charugin “Astrophysics. En bok for lesing om astronomi» - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin "History of Astronomy" - M.: Moscow State University, 1989. W. Cooper, E. Walker "Measuring the light of stars" - M.: Mir, 1994. R. Kippenhahn. 100 milliarder soler. Stjerners fødsel, liv og død. M.: Mir, 1990. Intern struktur av stjerner Referanser
Solens struktur Her kan du raskt laste ned presentasjonen + Word-filen til den. Klikk på hopp over annonse øverst (etter 4 sekunder)
Solkjernen Den sentrale delen av solen med en radius på omtrent kilometer, der det skjer termonukleære reaksjoner, kalles solkjernen. Tettheten av stoffet i kjernen er ca. kg/m³.
Solens kromosfære Solens kromosfære (farget kule) er et tett lag (km) av solatmosfæren, som ligger rett bak fotosfæren. Kromosfæren er ganske problematisk å observere på grunn av dens nære beliggenhet til fotosfæren. Det sees best når Månen dekker fotosfæren, dvs. under solformørkelser.
Solprominenser Solprominenser er enorme utslipp av hydrogen som ligner lange lysende filamenter. Prominensene stiger til enorme avstander, når solens diameter (1,4 millioner km), beveger seg med en hastighet på rundt 300 km/sek, og temperaturen når grader.
Laster inn...