lysbilde 1
Presentasjon om emnet: "Solens indre struktur" Laget av en elev på 11 "a" klasse GBOU ungdomsskole 1924 Gubernatorov 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. - Strålende overføringssone. - Solens konvektiv sone.
lysbilde 5
Solar kjerne. Den sentrale delen av Solen med en radius på rundt 150 000 kilometer, der termonukleære reaksjoner finner sted, kalles solkjernen. Tettheten av materie 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 av solens radius fra sentrum, er det en strålingsoverføringssone, der det ikke er noen 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 skjer hovedsakelig av selve materiens bevegelser. 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 (et lag som sender ut lys) danner den synlige overflaten til Solen, hvorfra dimensjonene til Solen, avstanden fra Solens overflate, etc. bestemmes.. Temperaturen i fotosfæren når et gjennomsnitt på 5800 K Her er den gjennomsnittlige gasstettheten mindre enn 1/1000 av tettheten til terrestrisk luft.
lysbilde 10
Solens kromosfære. Kromosfæren er det ytre skallet til solen med en tykkelse på omtrent 10 000 km, 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 uttalt glatt overflate; varme utstøtinger, kalt spikler, oppstår konstant fra den. Temperaturen på kromosfæren øker med høyden fra 4000 til 15000 grader.
Solar kjerne. Den sentrale delen av Solen med en radius på omtrent kilometer, der termonukleære reaksjoner finner sted, kalles solkjernen. Tettheten av materie i kjernen er omtrent 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 over. 14 millioner grader.
konvektiv sone av solen. Nærmere soloverflaten oppstår virvelblanding av plasmaet, og overføringen av energi til overflaten skjer hovedsakelig av selve materiens bevegelser. Denne metoden for energioverføring kalles konveksjon, og det underjordiske laget av solen, omtrent en km tykt, der den forekommer er en konveksjonssone. 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 (et lag som sender ut lys) danner den synlige overflaten til Solen, hvorfra dimensjonene til Solen, avstanden fra Solens overflate, etc. bestemmes.. Temperaturen i fotosfæren når et gjennomsnitt på 5800 K Her er den gjennomsnittlige gasstettheten mindre enn 1/1000 av tettheten til terrestrisk luft.
Solens kromosfære. Kromosfæren er det ytre skallet til solen som er omtrent en kilometer tykt, og omgir fotosfæren. Opprinnelsen til navnet på denne delen av solatmosfæren er assosiert med dens rødlige farge. Den øvre grensen til kromosfæren har ikke en uttalt glatt overflate; varme utstøtinger, kalt spikler, oppstår konstant fra den. Temperaturen på kromosfæren øker med høyden 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 i løpet av 5000 år, mens den opprettholder det nåværende nivået av energistråling. Men solen har skinnet i milliarder av år! Spørsmålet om stjerners energikilder ble reist av Newton. Han antok at stjernene fyller på energiforsyningen på grunn av fallende kometer. I 1845 tysk Fysiker Robert Meyer (1814-1878) prøvde å bevise at solen skinner på grunn av interstellar materie som faller på den. 1954 Hermann Helmholtz foreslo at solen stråler ut noe av energien som frigjøres under dens langsomme sammentrekning. Fra enkle beregninger kan du finne ut at solen ville forsvinne helt om 23 millioner år, noe som er for lite. Forresten, denne energikilden finner i prinsippet sted før stjernenes utgang til hovedsekvensen. Hermann Helmholtz (1821-1894)
lysbilde 3
Stjerners indre struktur Energikilder til stjerner Ved høye temperaturer og masser på mer 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 av det blir båret bort av nøytrinoer. Denne syklusen i 1938. Uavhengig utviklet 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 eksploderte 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, som, man kan si, startet studiet av stjerners indre struktur. Eddington gjorde en antagelse om likevektstilstanden til hovedsekvensstjernene, dvs. om likheten mellom energifluksen som genereres i stjernens indre og energien som stråler 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 antydet at en stor energidiffusjonstid (millioner av år) ville jevne ut alle endringer bortsett fra de som vises nær flate.
lysbilde 6
Stjerners indre struktur Modeller av stjernestrukturen Likevekt pålegger stjernen strenge restriksjoner, det vil si at stjernen har en strengt definert struktur etter å ha kommet i en likevektstilstand. Ved hvert punkt av stjernen må balansen mellom gravitasjonskrefter, termisk trykk, strålingstrykk osv. I tillegg må temperaturgradienten være slik at den ytre varmefluksen strengt tatt tilsvarer den observerte strålingsfluksen 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) balanse Kraften på grunn av trykkforskjellen rettet fra sentrum må være lik tyngdekraften. d P/d r = M(r)G/r2, hvor P er trykket, er tettheten, M(r) er massen innenfor en kule med radius r. Energibalanse 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) , der L er lysstyrken, (r) er den spesifikke energifrigjøringen 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 Den indre strukturen til stjerner 1. Stjernens kjerne (sonen for termonukleære reaksjoner). 2. Sonen for strålingsoverføring av energien som frigjøres i kjernen til stjernens ytre lag. 3. Konveksjonssone (konvektiv blanding av stoff). 4. Helium isotermisk kjerne fra en degenerert elektrongass. 5. Skal av en ideell gass.
Lysbilde 9
Stjerners indre struktur Strukturen til stjerner opp til solmassen Stjerner med masse mindre enn 0,3 solmasser er fullstendig konvektiv, noe som er assosiert med deres lave temperaturer og høye ekstinksjonskoeffisienter. Solmassestjerner i kjernen gjennomgår strålingstransport, mens den i de ytre lagene er konvektiv. Dessuten avtar massen til det konvektive skallet raskt når man beveger seg oppover i hovedsekvensen.
lysbilde 10
lysbilde 11
Stjerners indre struktur Strukturen til degenererte stjerner Trykket i hvite dverger når hundrevis av kilo per kubikkcentimeter, mens det i pulsarer er flere størrelsesordener høyere. Ved slike tettheter skiller oppførselen seg kraftig fra den for en ideell gass. Mendeleev-Clapeyron-gassloven slutter å virke - trykket avhenger ikke lenger av temperatur, men bestemmes kun av tetthet. Dette er tilstanden til degenerert materie. Oppførselen til en degenerert gass, bestående av elektroner, protoner og nøytroner, adlyder kvantelover, spesielt Pauli-eksklusjonsprinsippet. Han hevder at ikke mer enn to partikler kan være i samme tilstand, og spinnene deres er rettet motsatt. Hos hvite dverger er antallet av disse mulige tilstandene begrenset, tyngdekraften prøver å presse elektroner inn på allerede okkuperte steder. I dette tilfellet oppstår en spesifikk motvirkningskraft mot press. I dette tilfellet, p ~ 5/3. Samtidig har elektroner høye bevegelseshastigheter, og den degenererte gassen har høy gjennomsiktighet på grunn av bruken av alle mulige energinivåer og umuligheten av absorpsjons-gjenstrålingsprosessen.
lysbilde 12
Stjerners indre struktur Strukturen til en nøytronstjerne Ved tettheter over 1010 g / cm3 skjer prosessen med nøytronisering av materie, reaksjonene + en + B i 1934 spådde Fritz Zwicky og Walter Baarde teoretisk eksistensen av nøytronstjerner, likevekten hvorav opprettholdes av nøytrongasstrykk. Massen til en nøytronstjerne kan ikke være mindre enn 0,1M og mer enn 3M. Tettheten i midten av en nøytronstjerne når 1015 g/cm3. Temperaturen i dypet av en slik stjerne måles i hundrevis av millioner grader. Størrelsen på nøytronstjerner overstiger ikke titalls kilometer. Magnetfeltet på overflaten til nøytronstjerner (en million 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
MM.Dagaev og andre Astronomi - M .: Education, 1983 P.G. Kulikovsky. Astronomy Amateur's Handbook – M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin “Astrophysics. Bok for lesing om astronomi» - M.: Enlightenment, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin "History of Astronomy" - M .: MGU, 1989. W. Cooper, E. Walker "Measuring the light of stars" - M .: Mir, 1994 R. Kippenhan. 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 annonser øverst (etter 4 sekunder)
Solkjernen Den sentrale delen av sola med en radius på ca kilometer, der termonukleære reaksjoner finner sted, kalles solkjernen. Tettheten av stoff i kjernen er omtrent kg/m³.
Solens kromosfære Solens kromosfære (farget kule) er det tette laget (km) av solatmosfæren, som ligger like bak fotosfæren. Det er ganske problematisk å observere kromosfæren, på grunn av dens nære beliggenhet til fotosfæren. Det sees best når Månen lukker fotosfæren, dvs. under solformørkelser.
Solprominenser Solprominenser er enorme utbrudd av hydrogen som ligner glødende lange filamenter. Prominenser stiger til store avstander, når solens diameter (1,4 millioner km), beveger seg med en hastighet på omtrent 300 km/sek, og temperaturen når samtidig grader.
Laster inn...