slide 1
Prezentare pe tema: „Structura internă a Soarelui” Realizată de un elev din clasa 11 „a” școala secundară GBOU 1924 Gubernatorov Antonslide 2
slide 3
Soarele este singura stea din sistemul solar în jurul căreia se învârt alte obiecte ale acestui sistem: planete și sateliții lor, planete pitice și sateliții lor, asteroizi, meteoroizi, comete și praf cosmic.
slide 4
Structura Soarelui: -Miez solar. - Zona de transfer radiantă. -Zona convectivă a Soarelui.
slide 5
Miez solar. Partea centrală a Soarelui cu o rază de aproximativ 150.000 de kilometri, în care au loc reacții termonucleare, se numește nucleu solar. Densitatea materiei din nucleu este de aproximativ 150.000 kg/m³ (de 150 de ori mai mare decât densitatea apei și de ~6,6 ori mai mare decât densitatea celui mai dens metal de pe Pământ - osmiul), iar temperatura din centrul nucleului este peste 14 milioane de grade.
slide 6
Zona de transfer radiantă. Deasupra nucleului, la distanțe de aproximativ 0,2-0,7 din raza Soarelui față de centrul său, există o zonă de transfer radiativ, în care nu există mișcări macroscopice, energia este transferată cu ajutorul reemisiei fotonilor.
Slide 7
zona convectivă a soarelui. Mai aproape de suprafața Soarelui, are loc amestecarea în vortex a plasmei, iar transferul de energie la suprafață are loc în principal prin mișcările materiei în sine. Această metodă de transfer de energie se numește convecție, iar stratul subteran al Soarelui, cu o grosime de aproximativ 200.000 km, unde are loc, se numește zonă convectivă. Potrivit datelor moderne, rolul său în fizica proceselor solare este excepțional de mare, deoarece în el își au originea diferitele mișcări ale materiei solare și câmpuri magnetice.
Slide 8
Slide 9
Fotosfera Soarelui. Fotosfera (un strat care emite lumină) formează suprafața vizibilă a Soarelui, din care se determină dimensiunile Soarelui, distanța față de suprafața Soarelui etc.. Temperatura din fotosferă atinge o medie de 5800 K. Aici, densitatea medie a gazului este mai mică de 1/1000 din densitatea aerului terestru.
slide 10
Cromosfera Soarelui. Cromosfera este învelișul exterior al Soarelui cu o grosime de aproximativ 10.000 km, care înconjoară fotosfera. Originea numelui acestei părți a atmosferei solare este asociată cu culoarea sa roșiatică. Limita superioară a cromosferei nu are o suprafață netedă pronunțată; din ea apar constant ejecții fierbinți, numite spicule. Temperatura cromosferei crește odată cu altitudinea de la 4.000 la 15.000 de grade.
Miez solar. Partea centrală a Soarelui cu o rază de aproximativ kilometri, în care au loc reacții termonucleare, se numește nucleu solar. Densitatea materiei din nucleu este de aproximativ kg/m³ (de 150 de ori mai mare decât densitatea apei și de ~6,6 ori mai mare decât densitatea celui mai dens metal de pe Pământ, osmiul), iar temperatura din centrul nucleului este peste. 14 milioane de grade.
zona convectivă a soarelui. Mai aproape de suprafața Soarelui, are loc amestecarea în vortex a plasmei, iar transferul de energie la suprafață are loc în principal prin mișcările materiei în sine. Această metodă de transfer de energie se numește convecție, iar stratul subteran al Soarelui, gros de aproximativ un km, unde are loc este o zonă convectivă. Potrivit datelor moderne, rolul său în fizica proceselor solare este excepțional de mare, deoarece în el își au originea diferitele mișcări ale materiei solare și câmpuri magnetice.
Fotosfera Soarelui. Fotosfera (un strat care emite lumină) formează suprafața vizibilă a Soarelui, din care se determină dimensiunile Soarelui, distanța față de suprafața Soarelui etc.. Temperatura din fotosferă atinge o medie de 5800 K. Aici, densitatea medie a gazului este mai mică de 1/1000 din densitatea aerului terestru.
Cromosfera Soarelui. Cromosfera este învelișul exterior al Soarelui grosime de aproximativ un kilometru, care înconjoară fotosfera. Originea numelui acestei părți a atmosferei solare este asociată cu culoarea sa roșiatică. Limita superioară a cromosferei nu are o suprafață netedă pronunțată; din ea apar constant ejecții fierbinți, numite spicule. Temperatura cromosferei crește odată cu altitudinea de la 4000 la grade.
Coroana Soarelui. Corona este ultimul înveliș exterior al Soarelui. În ciuda temperaturii sale foarte ridicate, de până la grade, este vizibilă cu ochiul liber doar în timpul unei eclipse totale de soare.
slide 1
slide 2
Structura internă a stelelor Sursele de energie ale stelelor Dacă Soarele ar fi alcătuit din cărbune, iar sursa de energie a acestuia ar fi arderea, atunci, menținând nivelul actual de radiație energetică, Soarele ar arde complet în 5000 de ani. Dar Soarele strălucește de miliarde de ani! Problema surselor de energie ale stelelor a fost pusă de Newton. El a presupus că stelele își reînnoiesc aprovizionarea cu energie datorită căderii cometelor. În 1845 limba germana Fizicianul Robert Meyer (1814-1878) a încercat să demonstreze că Soarele strălucește din cauza materiei interstelare care cade pe el. 1954 Hermann Helmholtz a sugerat că Soarele radiază o parte din energia eliberată în timpul contracției sale lente. Din calcule simple, poți afla că Soarele ar dispărea complet în 23 de milioane de ani, ceea ce este prea puțin. Apropo, această sursă de energie, în principiu, are loc înainte de ieșirea stelelor în secvența principală. Hermann Helmholtz (1821-1894)
slide 3
Structura internă a stelelor Sursele de energie ale stelelor La temperaturi ridicate și mase de peste 1,5 mase solare, ciclul carbonului (CNO) domină. Reacția (4) este cea mai lentă - durează aproximativ 1 milion de ani. În acest caz, se eliberează ceva mai puțină energie, deoarece. mai mult este purtat de neutrini. Acest ciclu în 1938. Dezvoltat independent de Hans Bethe și Carl Friedrich von Weizsäcker.
slide 4
Structura internă a stelelor Sursele de energie ale stelelor Când arderea heliului în interiorul stelelor se încheie, la temperaturi mai ridicate devin posibile alte reacții în care sunt sintetizate elemente mai grele, până la fier și nichel. Acestea sunt reacții a, arderea carbonului, arderea oxigenului, arderea siliciului... Astfel, Soarele și planetele s-au format din „cenusa” supernovelor care au explodat cu mult timp în urmă.
slide 5
Structura internă a stelelor Modele ale structurii stelelor În 1926. A fost publicată cartea lui Arthur Eddington The Internal Structure of Stars, care, s-ar putea spune, a început studiul structurii interne a stelelor. Eddington a făcut o ipoteză despre starea de echilibru a stelelor din secvența principală, adică despre egalitatea fluxului de energie generat în interiorul stelei și a energiei radiate de la suprafața acesteia. Eddington nu și-a imaginat sursa acestei energii, dar a plasat destul de corect această sursă în partea cea mai fierbinte a stelei - centrul ei și a sugerat că un timp mare de difuzie a energiei (milioane de ani) ar uniformiza toate schimbările, cu excepția celor care apar în apropierea stelei. suprafaţă.
slide 6
Structura internă a stelelor Modele ale structurii stelelor Echilibrul impune restricții stricte stelei, adică, după ce a intrat într-o stare de echilibru, steaua va avea o structură strict definită. În fiecare punct al stelei trebuie respectat echilibrul forțelor gravitaționale, presiunea termică, presiunea radiației etc.. De asemenea, gradientul de temperatură trebuie să fie astfel încât fluxul de căldură spre exterior să corespundă strict fluxului de radiație observat de la suprafață. Toate aceste condiții pot fi scrise sub formă de ecuații matematice (cel puțin 7), a căror rezolvare este posibilă numai prin metode numerice.
Slide 7
Structura internă a stelelor Modele ale structurii stelelor Echilibru mecanic (hidrostatic) Forţa datorată diferenţei de presiune îndreptată din centru trebuie să fie egală cu forţa gravitaţiei. d P/d r = M(r)G/r2 , unde P este presiunea, este densitatea, M(r) este masa într-o sferă cu raza r. Bilanțul energetic Creșterea luminozității datorită sursei de energie conținută într-un strat de grosime dr la distanță de centrul r se calculează prin formula dL/dr = 4 r2 (r) , unde L este luminozitatea, (r) este eliberarea de energie specifică a reacțiilor nucleare. Echilibru termic Diferența de temperatură la limitele interioare și exterioare ale stratului trebuie să fie constantă, iar straturile interioare trebuie să fie mai fierbinți.
Slide 8
Structura internă a stelelor Structura internă a stelelor 1. Miezul stelei (zona reacțiilor termonucleare). 2. Zona de transfer radiativ al energiei eliberate în miez către straturile exterioare ale stelei. 3. Zona de convecție (amestecarea convectivă a materiei). 4. Miez izoterm de heliu dintr-un gaz electron degenerat. 5. Învelișul unui gaz ideal.
Slide 9
Structura internă a stelelor Structura stelelor până la masa solară Stelele cu o masă mai mică de 0,3 mase solare sunt complet convective, ceea ce este asociat cu temperaturile lor scăzute și coeficienții de extincție ridicati. Stelele cu masă solară din miez suferă transport radiativ, în timp ce în straturile exterioare sunt convective. În plus, masa învelișului convectiv scade rapid atunci când se deplasează în sus secvența principală.
slide 10
diapozitivul 11
Structura internă a stelelor Structura stelelor degenerate Presiunea la piticele albe ajunge la sute de kilograme pe centimetru cub, în timp ce la pulsari este cu câteva ordine de mărime mai mare. La astfel de densități, comportamentul diferă mult de cel al unui gaz ideal. Legea gazelor Mendeleev-Clapeyron încetează să mai funcționeze - presiunea nu mai depinde de temperatură, ci este determinată doar de densitate. Aceasta este starea materiei degenerate. Comportarea unui gaz degenerat, constând din electroni, protoni și neutroni, se supune legilor cuantice, în special principiului de excludere Pauli. El susține că nu mai mult de două particule pot fi în aceeași stare, iar spinurile lor sunt direcționate opus. La piticele albe, numărul acestor stări posibile este limitat, gravitația încercând să stoarce electronii în locurile deja ocupate. În acest caz, apare o forță specifică de contracarare a presiunii. În acest caz, p ~ 5/3. În același timp, electronii au viteze mari de mișcare, iar gazul degenerat are o transparență ridicată datorită utilizării tuturor nivelurilor de energie posibile și imposibilității procesului de absorbție-reradiere.
slide 12
Structura internă a stelelor Structura unei stele neutronice La densități de peste 1010 g/cm3 are loc procesul de neutronizare a materiei, reacțiile + en + B în 1934, Fritz Zwicky și Walter Baarde au prezis teoretic existența stelelor neutronice, al cărui echilibru este menținut prin presiunea gazului neutron. Masa unei stele neutronice nu poate fi mai mică de 0,1M și mai mare de 3M. Densitatea în centrul unei stele neutronice atinge 1015 g/cm3. Temperatura din adâncurile unei astfel de stele este măsurată în sute de milioane de grade. Dimensiunile stelelor neutronice nu depășesc zeci de kilometri. Câmpul magnetic de pe suprafața stelelor neutronice (de un milion de ori mai mare decât cel al pământului) este o sursă de emisie radio. Pe suprafața unei stele neutronice, materia trebuie să aibă proprietățile unui corp solid, adică stelele neutronice sunt înconjurate de o crustă solidă grosime de câteva sute de metri.
diapozitivul 13
MM.Dagaev și alții.Astronomie - M .: Educație, 1983 P.G. Kulikovski. Manualul amatorului de astronomie – M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin „Astrofizica. Carte de lectură despre astronomie” - M.: Enlightenment, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin „Istoria astronomiei” - M.: MGU, 1989. W. Cooper, E. Walker „Măsurarea luminii stelelor” - M .: Mir, 1994 R. Kippenhan. 100 de miliarde de sori. Nașterea, viața și moartea stelelor. M.: Mir, 1990. Structura internă a stelelor Referințe
Structura soarelui Aici puteți descărca rapid prezentarea + fișierul Word pe acesta. În partea de sus, faceți clic pe ignorați anunțuri (după 4 secunde)
Miez solar Partea centrală a Soarelui cu o rază de aproximativ kilometri, în care au loc reacții termonucleare, se numește miez solar. Densitatea materiei din miez este de aproximativ kg/m³.
Cromosfera Soarelui Cromosfera Soarelui (sfera colorată) este stratul dens (km) al atmosferei solare, care este situat chiar în spatele fotosferei. Este destul de problematic să observați cromosfera, din cauza locației sale apropiate de fotosferă. Cel mai bine se vede atunci când Luna închide fotosfera, adică. în timpul eclipselor de soare.
Proeminențe solare Proeminențele solare sunt explozii uriașe de hidrogen care seamănă cu filamente lungi strălucitoare. Proeminențele se ridică la distanțe mari, atingând diametrul Soarelui (1,4 milioane km), se deplasează cu o viteză de aproximativ 300 km/sec, iar temperatura atinge în același timp grade.
Se încarcă...