Preuzmite prezentaciju o unutrašnjoj građi sunca i zvijezda. Prezentacija na temu "Struktura sunca." Punofazni pojas

"Zvijezde i sazviježđa" - Ptolomej. U noći bez oblaka i mjeseca, daleko od naseljenih mjesta, može se razlikovati oko 3.000 zvijezda. Tele. Drevni astronomi su delili zvezdano nebo na sazvežđa. Lako je odrediti sjeverni smjer iz kante Velikog medvjeda. Zvjezdano nebo. Kit. Slike sazviježđa iz drevnog Hevelijevog atlasa.

“Evolucija zvijezda” - Zvijezde su ogromne kugle od helijuma i vodonika, kao i drugih plinova. Zvijezde su glavni element galaksije. Eksplozija supernove. Grafikon evolucije tipične zvijezde. Dva mlada crna patuljka u sazvežđu Bika. Rakova maglina. Kako se gustina oblaka povećava, on postaje neproziran za zračenje.

“Zvjezdano nebo” - Slova grčke abecede. Ursa Major Bucket. Zimski trougao. Johann Bayer. Deo nebeske sfere. Zvjezdano nebo. Sjeverna hemisfera. Nebeska sfera. Zvezdice. Drevni astronomi. Sazviježđe Velikog medvjeda. Zvezde su bile glavni orijentiri. Bright stars. Slike sazviježđa. Bright stars.

“Struktura zvijezda” - Mase. Dob. Za različite zvijezde, maksimalno zračenje se javlja na različitim talasnim dužinama. Boja i temperatura zvijezda. Bijelo - plavo. Sjajnost zvezda. Žuto - bijelo. Zvijezde dolaze u raznim bojama. Klasa. Zvezdice. Arcturus ima žuto-narandžastu nijansu, Šargarepa. Vega. Rigel. Jedan. Radijusi zvijezda. Antares. Zgrada.

"Crne rupe" - Male posljedice pojave crnih rupa. Kada zvijezda eksplodira, nastaje supernova. Astronom Karl Švarcšild je poslednjih godina svog života izračunao gravitaciono polje oko mase nulte zapremine. Crne rupe su krajnji rezultat aktivnosti zvijezda čija je masa pet ili više puta veća od mase Sunca.

“Udaljenosti do zvijezda” - Udaljenosti do zvijezda. Koristeći spektralne linije, možete procijeniti luminoznost zvijezde, a zatim pronaći njenu udaljenost. Studije teleskopa pokazuju da ne postoje dvije iste zvijezde. Udaljenost do zvijezda može se procijeniti metodom spektralne paralakse. Zvijezde se međusobno razlikuju po boji i sjaju.

U ovoj temi ima ukupno 17 prezentacija

Slajd 1

Slajd 2

Unutrašnja struktura zvijezda Izvori energije zvijezda Kada bi se Sunce sastojalo od uglja i izvor njegove energije bilo sagorijevanje, onda bi, ako bi se održao trenutni nivo emisije energije, Sunce potpuno izgorjelo za 5000 godina. Ali Sunce sija milijardama godina! Pitanje izvora energije zvijezda pokrenuo je Newton. Pretpostavio je da zvijezde obnavljaju svoje rezerve energije iz padajućih kometa. Godine 1845 njemački Fizičar Robert Meyer (1814-1878) pokušao je dokazati da Sunce sija zbog pada međuzvjezdane materije na njega. 1954 Hermann Helmholtz je sugerirao da Sunce emituje dio energije koja se oslobađa tokom svog sporog sabijanja. Iz jednostavnih proračuna možemo saznati da bi Sunce potpuno nestalo za 23 miliona godina, a to je prekratko. Inače, ovaj izvor energije se u principu javlja prije nego što zvijezde stignu do glavnog niza. Hermann Helmholtz (1821-1894)

Slajd 3

Unutrašnja struktura zvijezda Izvori energije zvijezda Pri visokim temperaturama i masama većim od 1,5 solarne mase dominira ciklus ugljika (CNO). Reakcija (4) je najsporija – potrebno joj je oko milion godina. U tom slučaju se oslobađa nešto manje energije, jer više nego što ga odnesu neutrini. Ovaj ciklus iz 1938 Nezavisno razvili Hans Bethe i Carl Friedrich von Weizsäcker.

Slajd 4

Unutrašnja struktura zvijezda Izvori energije zvijezda Kada se završi sagorijevanje helijuma u unutrašnjosti zvijezda, na višim temperaturama postaju moguće druge reakcije u kojima se sintetišu teži elementi, sve do željeza i nikla. To su a-reakcije, sagorevanje ugljenika, sagorevanje kiseonika, sagorevanje silicijuma... Tako su Sunce i planete nastali od "pepela" supernova koji su davno eruptirali.

Slajd 5

Unutrašnja struktura zvijezda Modeli strukture zvijezda Godine 1926 Objavljena je knjiga Arthura Eddingtona "Unutarnja struktura zvijezda" kojom je, moglo bi se reći, počelo proučavanje unutrašnje strukture zvijezda. Eddington je napravio pretpostavku o ravnotežnom stanju zvijezda glavnog niza, odnosno o jednakosti energetskog toka koji se stvara u unutrašnjosti zvijezde i energije emitirane s njene površine. Eddington nije zamislio izvor ove energije, ali je sasvim ispravno smjestio ovaj izvor u najtopliji dio zvijezde - njen centar i pretpostavio da će dugo vrijeme difuzije energije (milioni godina) izravnati sve promjene osim onih koje se pojavljuju u blizini površine.

Slajd 6

Unutrašnja struktura zvijezda Modeli strukture zvijezda Ravnoteža nameće striktna ograničenja zvijezdi, odnosno, nakon što je dosegnula stanje ravnoteže, zvijezda će imati striktno definiranu strukturu. U svakoj tački zvezde mora se održavati ravnoteža gravitacionih sila, toplotnog pritiska, pritiska zračenja itd. Takođe, temperaturni gradijent mora biti takav da toplotni tok prema van striktno odgovara posmatranom protoku zračenja sa površine. Svi ovi uslovi mogu se zapisati u obliku matematičkih jednačina (najmanje 7), čije je rješenje moguće samo numeričkim metodama.

Slajd 7

Unutrašnja struktura zvijezda Modeli strukture zvijezda Mehanička (hidrostatička) ravnoteža Sila zbog razlike pritisaka, usmjerena iz centra, mora biti jednaka sili gravitacije. d P/d r = M(r)G/r2, gdje je P pritisak, gustina, M(r) masa unutar sfere poluprečnika r. Energetska ravnoteža Povećanje osvjetljenja zbog izvora energije sadržanog u sloju debljine dr na udaljenosti od centra r izračunava se po formuli dL/dr = 4 r2 (r), gdje je L osvjetljenje, (r) je specifično oslobađanje energije nuklearnih reakcija. Toplinska ravnoteža Temperaturna razlika na unutrašnjim i vanjskim granicama sloja mora biti konstantna, a unutrašnji slojevi moraju biti topliji.

Slajd 8

Unutrašnja struktura zvijezda Unutrašnja struktura zvijezda 1. Jezgro zvijezde (zona termonuklearnih reakcija). 2. Zona radijacijskog prijenosa energije oslobođene u jezgru na vanjske slojeve zvijezde. 3. Konvekcijska zona (konvektivno miješanje tvari). 4. Helijumsko izotermno jezgro napravljeno od degenerisanog elektronskog gasa. 5. Oklop idealnog gasa.

Slajd 9

Unutrašnja struktura zvijezda Struktura zvijezda do mase Sunca Zvijezde mase manje od 0,3 solarne su potpuno konvektivne, što je povezano sa njihovim niskim temperaturama i visokim koeficijentima apsorpcije. Zvijezde solarne mase prolaze kroz radijacijski transport u jezgru, dok se konvektivni transport događa u vanjskim slojevima. Štoviše, masa konvektivne ljuske brzo se smanjuje kada se kreće uz glavnu sekvencu.

Slajd 10

Slajd 11

Unutrašnja struktura zvijezda Struktura degeneriranih zvijezda Pritisak kod bijelih patuljaka dostiže stotine kilograma po kubnom centimetru, au pulsarima je nekoliko redova veličine veći. Pri takvim gustoćama ponašanje se oštro razlikuje od ponašanja idealnog plina. Mendeljejev-Klapejronov gasni zakon prestaje da važi - pritisak više ne zavisi od temperature, već je određen samo gustinom. Ovo je stanje degenerisane materije. Ponašanje degeneriranog plina koji se sastoji od elektrona, protona i neutrona podliježe kvantnim zakonima, posebno Paulijevom principu isključenja. On tvrdi da više od dvije čestice ne mogu biti u istom stanju, a njihovi spinovi su suprotno usmjereni. Za bijele patuljke, broj ovih mogućih stanja je ograničen; gravitacija pokušava istisnuti elektrone u već zauzete prostore. U tom slučaju se javlja specifična sila protiv pritiska. U ovom slučaju, p ~ 5/3. Istovremeno, elektroni imaju velike brzine kretanja, a degenerisani gas ima visoku transparentnost zbog zauzetosti svih mogućih energetskih nivoa i nemogućnosti procesa apsorpcije-reemisije.

Slajd 12

Unutrašnja struktura zvijezda Struktura neutronske zvijezde Pri gustinama iznad 1010 g/cm3 dolazi do procesa neutronizacije materije, reakcija + e n + B. Fritz Zwicky i Walter Baarde su 1934. godine teoretski predvidjeli postojanje neutronskih zvijezda, tj. čija se ravnoteža održava pritiskom neutronskog gasa. Masa neutronske zvijezde ne može biti manja od 0,1M i veća od 3M. Gustina u centru neutronske zvijezde dostiže vrijednosti od 1015 g/cm3. Temperatura u unutrašnjosti takve zvijezde mjeri se stotinama miliona stepeni. Veličine neutronskih zvijezda ne prelaze desetine kilometara. Magnetno polje na površini neutronskih zvijezda (milioni puta veće od Zemljinog) je izvor radio-emisije. Na površini neutronske zvijezde materija mora imati svojstva čvrstog tijela, tj. neutronske zvijezde su okružene čvrstom korom debljine nekoliko stotina metara.

Slajd 13

M. M. Dagaev i dr. Astronomija - M.: Obrazovanje, 1983. P.G. Kulikovsky. Priručnik za astronomskog amatera - M.URSS, 2002 M. M. Dagajev, V. M. Čarugin „Astrofizika. Knjiga za čitanje o astronomiji” - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I.Eremeeva, F.A. Tsitsin "Istorija astronomije" - M.: Moskovski državni univerzitet, 1989. W. Cooper, E. Walker “Mjerenje svjetlosti zvijezda” - M.: Mir, 1994. R. Kippenhahn. 100 milijardi sunaca. Rođenje, život i smrt zvijezda. M.: Mir, 1990. Unutrašnja struktura zvijezda Reference

Slajd 2

U starom Egiptu Sunce je poštovano kao glavno božanstvo. Perzijanci, Babilonci, Kinezi i Japanci su poštovali Sunce kao izvor života, osnovni princip svih stvari. Brojni praznici drevne Rusije - Ivan Kupala, Yarila, Marija Morevna - posvećeni su Suncu.

Slajd 3

Starost 4,7 milijardi godina Životni vek 10 milijardi godina Masa 330.000 Zemljinih masa Radijus 109 Zemljinih radijusa Udaljenost do Zemlje 149.600.000 km Udaljenost do centra Galaksije 28.000 svjetlosnih godina Brzina u galaksiji 220 km/s Opće informacije

Slajd 4

Struktura Sunca

Jezgro Zona zračenja (zona zračenja) Konvekcijska zona hromosfera fotosfera Solarna korona Prominencija Atmosfera Sunca

Slajd 5

Unutrašnja struktura Sunca

Sunčevo jezgro je zona termonuklearnih reakcija. Gustina supstance je 158 t/m3; temperatura 15,5 miliona stepeni; pritisak 350 milijardi atmosfera. Radiant zona – zona prenosa energije zračenjem. Kao rezultat apsorpcije kvanta i njihove reemisije, provodi se energija. Konvektivna zona je zona prijenosa energije cirkulirajućim tokovima plina.

Slajd 6

solarna atmosfera

Fotosfera je donji sloj sunčeve atmosfere, debljine 300-400 km. Gustina supstance je oko 10-4 kg/m3; prosječna temperatura 6000 0C. Hromosfera je unutrašnji dio sunčeve atmosfere, debljine 2500 km. U njemu se javlja intenzivno zračenje atomskog vodonika, temperatura raste do 100 hiljada stepeni. Solarna korona je gornji sloj sunčeve atmosfere, dugačak nekoliko miliona kilometara. Temperatura 1-2 miliona stepeni.

Slajd 7

Hemijski sastav

Određeno iz spektra Sunca. Glavni elementi su vodonik (oko 75%) i helijum (oko 25%). Preostali elementi (njih oko 70) čine manje od 1%.

Slajd 8

Izvori energije

Termonuklearne reakcije se dešavaju u dubinama Sunca. Ciklus počinje fuzijom dva vodonikova jezgra. Ozbiljna prepreka je odbijanje protona koji se približavaju. Može se prevazići samo u ekstremnim uslovima. Stoga se termonuklearna fuzija može dogoditi samo u jezgri Sunca, gdje su i temperatura i pritisak enormni. Svake sekunde na Suncu, 500 miliona tona vodonika se pretvori u helijum.

Slajd 9

Sunčeva aktivnost je skup pojava koje se periodično javljaju u sunčevoj atmosferi pod uticajem magnetnih polja.

Sunčeva aktivnost ima ciklus od 11 godina. Tokom godina solarne aktivnosti na Suncu je mnogo aktivnih formacija, dok je tokom godina minimuma malo centara aktivnosti.

Slajd 10

Manifestacije solarne aktivnosti

spotovi bljeskajuća ispupčenja

Slajd 11

Aktivne formacije na Suncu

Sunčeve pjege su aktivne formacije u fotosferi Sunca. To su cijevi od linija magnetnog polja. Magnetno polje potiskuje konvektivno kretanje gasa. Zbog toga je temperatura u području tačke 10.000 niža. Sunčevih pjega na Suncu ima stalno, ali tokom godina solarne aktivnosti njihova veličina i broj se značajno povećavaju. Fotografija prikazuje sunčeve pjege u poređenju sa Zemljom. Zemlja Kretanjem sunčevih pjega Galileo je ustanovio da Sunce rotira oko svoje ose.

Slajd 12

Baklje su jedan od najbržih i najsnažnijih procesa koji se odvijaju u hromosferi Sunca. Počinju činjenicom da se tijekom nekoliko minuta svjetlina u određenom području uvelike povećava. Obično se pojavljuju preko mrlja, posebno preko onih koje se brzo mijenjaju. Razlog: promjena magnetnih polja, što dovodi do iznenadne kompresije hromosfere. Događa se nešto slično eksploziji i formira se usmjerena struja vrlo brzo nabijenih čestica i kosmičkih zraka. Trajanje: od nekoliko minuta do nekoliko sati. U pratnji snažnog ultraljubičastog, rendgenskog i radio zračenja. Razvoj solarne baklje.

Slajd 13

Prominence su džinovski oblaci vrućih gasova, dugi desetinama kilometara. Oduševljavaju raznolikošću oblika, bogatom strukturom, složenim pokretima pojedinih čvorova i naglim promjenama koje ustupaju mjesto periodima mirnog postojanja. Prominence su gušće i hladnije od okolne korone i imaju približno istu temperaturu kao i hromosfera. Fotografija Zemlje solarne korone sa koronalnim izbacivanjem.

Slajd 14

Geofizičke manifestacije solarne aktivnosti.

Jonosferske manifestacije - pogoršanje ili privremeni prekid radio komunikacija. Magnetne oluje su kratkoročne promjene u magnetskom polju Zemlje. Aurore su sjaj atmosfere u polarnim područjima Zemlje. Uticaj na troposferu, tj. na vremenske prilike, prirodne katastrofe, na dobrobit ljudi.

Slajd 15

Zemaljski eho solarnih oluja

Tako je sovjetski geofizičar A. L. Čiževski nazvao uticaj sunčeve aktivnosti na naš zemaljski život. Čiževski je prikupio informacije o epidemijama kuge i kolere iz 430. godine prije Krista. do 1899 Uporedio ih je sa podacima iz hronika solarne aktivnosti. Pokazalo se da se vrhovi solarne aktivnosti približno poklapaju sa najtežim izbijanjem morbiditeta. Preklapanje epidemija i pandemija kolere širom svijeta (segmenti crne krivulje) na solarnu aktivnost (tanka kriva)

Slajd 16

Proučavajući vezu između epidemija kolere u Rusiji u periodu od 1823. do 1923. godine, Čiževski je otkrio prilično izraženu vezu između ove druge i solarne aktivnosti.

Broj slučajeva kolere (crna linija) unutar solarnog ciklusa (tanka linija). Nakon opsežnog statističkog istraživanja izvučen je zaključak o utjecaju promjene sunčeve aktivnosti na vitalnu aktivnost patogenih mikroba.

Slajd 17

Pomračenja Sunca

Tokom potpunog pomračenja, Mjesec prekriva cijeli disk Sunca. Posmatrano na malom području. Sunce i Mjesec Traka djelomične eklipse Puna fazna traka Mjesec se u određenim trenucima vremena pojavljuje između Zemlje i Sunca i prekriva Sunce. Mesečeva senka pada na Zemlju. Djelomično pomračenje se opaža na obje strane ukupne fazne trake.

Slajd 18

Periodičnost pomračenja Sunca.

Saros je vremenski period kroz koji se solarni i lunarni ciklusi ponavljaju određenim redom. Saros ima otprilike 18 godina i 11 dana. Za to vrijeme dogodile su se 42 pomračenja Sunca i 28 Mjeseca. Potpuna pomračenja Sunca na određenom mjestu na Zemlji vidljiva su najviše jednom u 200-300 godina. Trajanje potpunog pomračenja je 2-3 minute. Posmatranje solarne korone tokom pomračenja Sunca.

Slajd 19

Rođenje i smrt Sunca

Prema Pierre-Simonu Laplaceu, Sunce je nastalo prije 4,7 milijardi godina kao rezultat kompresije gigantskog rotirajućeg oblaka plina i prašine pod utjecajem vlastite gravitacije. Kompresija je trajala 30 miliona godina. Za to vrijeme, jezgro rotirajućeg oblaka je zagrijano do temperature na kojoj je fuzija jezgri vodonika bila moguća. Rezultati modernog kompjuterskog modeliranja pokazuju da će Sunce stabilno živjeti još 5 milijardi godina. Kada nestane zaliha nuklearnog goriva, jezgro Sunca će se skupiti, a vanjski slojevi će se proširiti. Sunce će se pretvoriti u crvenog diva poluprečnika većeg od orbite Marsa. Životni vek džinovske zvezde neće trajati duže od nekoliko stotina miliona godina. Tada će se Sunce, nakon što je odbacilo svoju vanjsku školjku, pretvoriti u bijelog patuljka. Po veličini će biti uporediv sa Zemljom, ali će gustina supstance premašiti 1 t/m3. Evolucija Sunca.

Slajd 20

Hvala vam na pažnji.

Pogledajte sve slajdove

Struktura sunca Ovdje možete brzo preuzeti prezentaciju + Word datoteku za nju. Pri vrhu kliknite preskoči oglas (nakon 4 sekunde)

Solarno jezgro Centralni dio Sunca poluprečnika od približno kilometara, u kojem se odvijaju termonuklearne reakcije, naziva se solarno jezgro. Gustina supstance u jezgru je približno kg/m³.

Hromosfera Sunca Hromosfera Sunca (obojena sfera) je gust sloj (km) sunčeve atmosfere, koji se nalazi neposredno iza fotosfere. Kromosferu je prilično problematično promatrati zbog njene blizine fotosferi. Najbolje se vidi kada Mjesec pokrije fotosferu, tj. tokom pomračenja Sunca.

Solarni ispupčenja Solarni ispupčenja su ogromne emisije vodonika koje podsjećaju na duge svjetleće niti. Prominence se penju na ogromne udaljenosti, dostižući prečnik Sunca (1,4 miliona km), kreću se brzinom od oko 300 km/sec, a temperatura dostiže stepeni.