Prezentácia na tému: „Vnútorná štruktúra slnka“ Dokončila študentka 11. triedy „a“ GBOU SŠ 1924 Miestodržiteľ Anton
Vnútorná štruktúra Slnka.
Slnko je jediná hviezda slnečná sústava, okolo ktorej sa točia ďalšie objekty tohto systému: planéty a ich satelity, trpasličie planéty a ich satelity, asteroidy, meteoroidy, kométy a kozmický prach.
Štruktúra Slnka: -Slnečné jadro. -Zóna prenosu žiarenia. - Konvekčná zóna Slnka.
Solárne jadro. Centrálna časť Slnka s polomerom približne 150 000 kilometrov, v ktorej prebiehajú termonukleárne reakcie, sa nazýva slnečné jadro. Hustota látky v jadre je približne 150 000 kg/m³ (150-krát vyššia ako hustota vody a ~6,6-krát vyššia ako hustota najhustejšieho kovu na Zemi – osmia) a teplota v strede jadra je viac ako 14 miliónov stupňov.
Zóna prenosu žiarenia. Nad jadrom, vo vzdialenosti asi 0,2-0,7 polomerov Slnka od jeho stredu, sa nachádza zóna prenosu žiarenia, v ktorej nedochádza k žiadnym makroskopickým pohybom, dochádza k prenosu energie pomocou reemisie fotónov.
Konvekčná zóna Slnka. Bližšie k povrchu Slnka dochádza k vírivému miešaniu plazmy a prenos energie na povrch sa uskutočňuje predovšetkým pohybmi samotnej látky. Tento spôsob prenosu energie sa nazýva konvekcia a podpovrchová vrstva Slnka, hrubá približne 200 000 km, kde sa vyskytuje, sa nazýva konvekčná zóna. Podľa moderných údajov je jeho úloha vo fyzike slnečných procesov mimoriadne veľká, pretože práve v nej vznikajú rôzne pohyby slnečnej hmoty a magnetické polia.
Atmosféra Slnka: -Fotosféra. - Chromosféra. - Koruna. -Slnečný vietor.
Fotosféra Slnka. Fotosféra (vrstva, ktorá vyžaruje svetlo) tvorí viditeľný povrch Slnka, z ktorého sa určuje veľkosť Slnka, vzdialenosť od povrchu Slnka atď. Teplota vo fotosfére dosahuje v priemere 5800 K Tu je priemerná hustota plynu menšia ako 1/1000 hustoty zemského vzduchu.
Chromosféra Slnka. Chromosféra je vonkajší obal Slnka s hrúbkou asi 10 000 km, ktorý obklopuje fotosféru. Pôvod názvu tejto časti slnečnej atmosféry je spojený s jej červenkastou farbou. Horná hranica chromosféry nemá zreteľný hladký povrch, neustále sa z nej vyskytujú horúce emisie nazývané spikuly. Teplota chromosféry sa zvyšuje s nadmorskou výškou od 4 000 do 15 000 stupňov.
Koruna Slnka. Koróna je posledný vonkajší obal Slnka. Napriek veľmi vysokej teplote, ktorá sa pohybuje od 600 000 do 5 000 000 stupňov, je viditeľná voľným okom iba počas úplného zatmenia Slnka.
Slnečný vietor. Veľa prirodzený fenomén na Zemi sú spojené s poruchami slnečného vetra, vrátane geomagnetických búrok a polárnych žiar.
Solárne jadro. Centrálna časť Slnka s polomerom približne kilometrov, v ktorej prebiehajú termonukleárne reakcie, sa nazýva slnečné jadro. Hustota materiálu v jadre je približne kg/m³ (150-násobok hustoty vody a ~6,6-násobok hustoty najhustejšieho kovu na Zemi, osmia) a teplota v strede jadra je viac ako 14 miliónov stupňa.
Konvekčná zóna Slnka. Bližšie k povrchu Slnka dochádza k vírivému miešaniu plazmy a prenos energie na povrch sa uskutočňuje predovšetkým pohybmi samotnej látky. Tento spôsob prenosu energie sa nazýva konvekcia a podpovrchová vrstva Slnka s hrúbkou približne km, kde sa vyskytuje, je konvekčná zóna. Podľa moderných údajov je jeho úloha vo fyzike slnečných procesov mimoriadne veľká, pretože práve v nej vznikajú rôzne pohyby slnečnej hmoty a magnetické polia.
Fotosféra Slnka. Fotosféra (vrstva, ktorá vyžaruje svetlo) tvorí viditeľný povrch Slnka, z ktorého sa určuje veľkosť Slnka, vzdialenosť od povrchu Slnka atď. Teplota vo fotosfére dosahuje v priemere 5800 K Tu je priemerná hustota plynu menšia ako 1/1000 hustoty zemského vzduchu.
Chromosféra Slnka. Chromosféra je vonkajší obal Slnka, hrubý asi km, obklopujúci fotosféru. Pôvod názvu tejto časti slnečnej atmosféry je spojený s jej červenkastou farbou. Horná hranica chromosféry nemá zreteľný hladký povrch, neustále sa z nej vyskytujú horúce emisie nazývané spikuly. Teplota chromosféry sa zvyšuje s nadmorskou výškou od 4000 do stupňov.
Koruna Slnka. Koróna je posledný vonkajší obal Slnka. Napriek veľmi vysokej teplote, až stupňov, je voľným okom viditeľná len pri úplnom zatmení Slnka.
"Hviezdy a súhvezdia" - Ptolemaios. V bezoblačnej a bezmesačnej noci ďaleko od osady Je možné rozlíšiť asi 3000 hviezd. Calf. Starovekí astronómovia rozdelili hviezdnu oblohu na súhvezdia. Severný smer je ľahké určiť z vedra Veľkej medvedice. Hviezdna obloha. Veľryba. Obrázky súhvezdí zo starovekého atlasu Hevelius.
„Evolúcia hviezd“ - Hviezdy sú obrovské gule hélia a vodíka, ako aj iných plynov. Hviezdy sú hlavným prvkom galaxie. Výbuch supernovy. Graf vývoja typickej hviezdy. Dvaja mladí čierni trpaslíci v súhvezdí Býka. Krabia hmlovina. Keď sa hustota oblaku zväčší, stane sa nepriehľadným pre žiarenie.
„Hviezdna obloha“ - písmená gréckej abecedy. Ursa Major Bucket. Zimný trojuholník. Johann Bayer. Časť nebeskej sféry. Hviezdna obloha. Severná pologuľa. Nebeská sféra. hviezdy. Starovekí astronómovia. Súhvezdie Veľká medvedica. Hlavným orientačným bodom boli hviezdy. Jasné hviezdy. Obrázky súhvezdí. Jasné hviezdy.
„Štruktúra hviezd“ - Masse. Vek. Pre rôzne hviezdy sa maximum žiarenia vyskytuje pri rôznych vlnových dĺžkach. Farba a teplota hviezd. Biela - modrá. Svietivosť hviezd. Žltá - biela. Najviac ich majú hviezdy rôzne farby. Trieda. hviezdy. Arcturus má žlto-oranžový odtieň, Mrkva. Vega. Rigel. Jeden. Polomery hviezd. Antares. Budova.
"Čierne diery" - Malé dôsledky výskytu čiernych dier. Keď hviezda vybuchne, vznikne supernova. Astronóm Karl Schwarzschild posledné roky vo svojom živote vypočítal gravitačné pole okolo hmoty s nulovým objemom. Čierne diery sú výsledkom činnosti hviezd, ktorých hmotnosť je päťkrát alebo viackrát väčšia ako hmotnosť Slnka.
„Vzdialenosti ku hviezdam“ - Vzdialenosti ku hviezdam. Pomocou spektrálnych čiar môžete odhadnúť svietivosť hviezdy a potom nájsť jej vzdialenosť. Štúdie teleskopov ukazujú, že žiadne dve hviezdy nie sú rovnaké. Vzdialenosť k hviezdam sa dá odhadnúť pomocou metódy spektrálnej paralaxy. Hviezdy sa od seba líšia farbou a leskom.
V téme je spolu 17 prezentácií
Snímka 1
Snímka 2
Vnútorná štruktúra hviezd Zdroje energie hviezd Ak by Slnko pozostávalo z uhlia a zdrojom jeho energie bolo spaľovanie, tak pri zachovaní súčasnej úrovne emisie energie by Slnko o 5000 rokov úplne vyhorelo. Ale Slnko svieti už miliardy rokov! Otázku energetických zdrojov hviezd nastolil Newton. Predpokladal, že hviezdy si dopĺňajú zásoby energie z padajúcich komét. V roku 1845 nemecký Fyzik Robert Meyer (1814-1878) sa pokúsil dokázať, že Slnko svieti v dôsledku pádu medzihviezdnej hmoty naň. 1954 Hermann Helmholtz navrhol, že Slnko vyžaruje časť energie uvoľnenej počas jeho pomalého stláčania. Z jednoduchých výpočtov môžeme zistiť, že Slnko by úplne zmizlo za 23 miliónov rokov, a to je príliš krátko. Mimochodom, tento zdroj energie sa v zásade vyskytuje skôr, ako hviezdy dosiahnu hlavnú postupnosť. Hermann Helmholtz (1821-1894)
Snímka 3
Vnútorná štruktúra hviezd Zdroje hviezdnej energie Pri vysokých teplotách a hmotnostiach väčších ako 1,5 hmotnosti Slnka dominuje uhlíkový cyklus (CNO). Reakcia (4) je najpomalšia – trvá asi 1 milión rokov. V tomto prípade sa uvoľní o niečo menej energie, pretože viac ako ho unesú neutrína. Tento cyklus v roku 1938 Nezávisle vyvinuli Hans Bethe a Carl Friedrich von Weizsäcker.
Snímka 4
Vnútorná štruktúra hviezd Zdroje energie hviezd Keď sa skončí spaľovanie hélia vo vnútri hviezd, pri vyšších teplotách sú možné ďalšie reakcie, pri ktorých je ťažké prvky až po železo a nikel. Ide o a-reakcie, spaľovanie uhlíka, spaľovanie kyslíka, spaľovanie kremíka... Slnko a planéty teda vznikli z „popolu“ supernov, ktoré už dávno vybuchli.
Snímka 5
Vnútorná štruktúra hviezd Modely štruktúry hviezd V roku 1926 Bola vydaná kniha Arthura Eddingtona „Vnútorná štruktúra hviezd“, ktorou by sa dalo povedať, že začalo štúdium vnútornej štruktúry hviezd. Eddington urobil predpoklad o rovnovážnom stave hviezd hlavnej postupnosti, t. j. o rovnosti energetického toku generovaného vo vnútri hviezdy a energie emitovanej z jej povrchu. Eddington si zdroj tejto energie nepredstavoval, ale celkom správne umiestnil tento zdroj do najteplejšej časti hviezdy – jej stredu a predpokladal, že dlhý čas difúzie energie (milióny rokov) vyrovná všetky zmeny okrem tých, ktoré sa objavia blízko povrch.
Snímka 6
Vnútorná štruktúra hviezd Modely štruktúry hviezd Rovnováha ukladá hviezde prísne obmedzenia, t.j. po dosiahnutí rovnovážneho stavu bude mať hviezda presne definovanú štruktúru. V každom bode hviezdy musí byť dodržaná rovnováha gravitačných síl, tepelného tlaku, radiačného tlaku atď. Tiež teplotný gradient musí byť taký, aby tok tepla smerom von presne zodpovedal pozorovanému toku žiarenia z povrchu. Všetky tieto podmienky je možné zapísať vo forme matematických rovníc (najmenej 7), ktorých riešenie je možné len numerickými metódami.
Snímka 7
Vnútorná stavba hviezd Modely stavby hviezd Mechanická (hydrostatická) rovnováha Sila spôsobená tlakovým rozdielom, smerujúca zo stredu, sa musí rovnať gravitačnej sile. d P/d r = M(r)G/r2, kde P je tlak, hustota, M(r) je hmotnosť vo vnútri gule s polomerom r. Energetická rovnováha Zvýšenie svietivosti v dôsledku zdroja energie obsiahnutého vo vrstve hrúbky dr vo vzdialenosti od stredu r sa vypočíta podľa vzorca dL/dr = 4 r2 (r), kde L je svietivosť, (r) je špecifické uvoľňovanie energie jadrových reakcií. Tepelná rovnováha Rozdiel teplôt na vnútorných a vonkajších hraniciach vrstvy musí byť konštantný a vnútorné vrstvy musia byť teplejšie.
Snímka 8
Vnútorná stavba hviezd Vnútorná stavba hviezd 1. Jadro hviezdy (zóna termonukleárnych reakcií). 2. Zóna radiačného prenosu energie uvoľnenej v jadre do vonkajších vrstiev hviezdy. 3. Konvekčná zóna (konvekčné miešanie hmoty). 4. Héliové izotermické jadro vyrobené z degenerovaného elektrónového plynu. 5. Plášť ideálneho plynu.
Snímka 9
Vnútorná štruktúra hviezd Štruktúra hviezd do hmotnosti Slnka Hviezdy s hmotnosťou menšou ako 0,3 Slnka sú úplne konvektívne, čo súvisí s ich nízkymi teplotami a vysokými absorpčnými koeficientmi. Hviezdy s hmotnosťou Slnka podstupujú radiačný transport v jadre, zatiaľ čo konvekčný transport prebieha vo vonkajších vrstvách. Okrem toho hmotnosť konvekčného plášťa rýchlo klesá pri pohybe nahor v hlavnej sekvencii.
Snímka 10
Snímka 11
Vnútorná štruktúra hviezd Štruktúra degenerovaných hviezd Tlak u bielych trpaslíkov dosahuje stovky kilogramov na centimeter kubický, u pulzarov je o niekoľko rádov vyšší. Pri takýchto hustotách sa správanie výrazne líši od správania ideálneho plynu. Prestáva platiť Mendelejevov-Clapeyronov plynový zákon – tlak už nezávisí od teploty, ale je určený len hustotou. Toto je stav degenerovanej hmoty. Správanie degenerovaného plynu pozostávajúceho z elektrónov, protónov a neutrónov sa riadi kvantovými zákonmi, najmä Pauliho vylučovacím princípom. Tvrdí, že viac ako dve častice nemôžu byť v rovnakom stave a ich rotácie smerujú opačne. Pre bielych trpaslíkov je počet týchto možných stavov obmedzený; V tomto prípade vzniká špecifická protitlaková sila. V tomto prípade p ~ 5/3. Elektróny majú zároveň vysoké rýchlosti pohybu a degenerovaný plyn má vysokú transparentnosť v dôsledku obsadenia všetkých možných energetických hladín a nemožnosti procesu absorpcie-reemisie.
Snímka 12
Vnútorná štruktúra hviezd Štruktúra neutrónovej hviezdy Pri hustotách nad 1010 g/cm3 prebieha proces neutronizácie hmoty, reakcia + e n + B. Fritz Zwicky a Walter Baarde v roku 1934 teoreticky predpovedali existenciu neutrónových hviezd, tzv. ktorého rovnováha je udržiavaná tlakom neutrónového plynu. Hmotnosť neutrónovej hviezdy nemôže byť menšia ako 0,1M a väčšia ako 3M. Hustota v strede neutrónovej hviezdy dosahuje hodnoty 1015 g/cm3. Teplota vo vnútri takejto hviezdy sa meria v stovkách miliónov stupňov. Veľkosti neutrónových hviezd nepresahujú desiatky kilometrov. Magnetické pole na povrchu neutrónových hviezd (miliónkrát väčšie ako na Zemi) je zdrojom rádiovej emisie. Na povrchu neutrónovej hviezdy musí mať hmota vlastnosti pevného telesa, t.j. neutrónové hviezdy sú obklopené pevnou kôrou hrubou niekoľko sto metrov.
Snímka 13
M.M. Dagaev a ďalší - M.: Vzdelávanie, 1983 P.G. Kulikovský. Príručka pre amatéra v astronómii - M.URSS, 2002 M.M Dagaev, V.M. Kniha na čítanie o astronómii“ - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin „História astronómie“ - M.: Moskovská štátna univerzita, 1989. W. Cooper, E. Walker „Meranie svetla hviezd“ - M.: Mir, 1994. R. Kippenhahn. 100 miliárd sĺnk. Zrodenie, život a smrť hviezd. M.: Mir, 1990. Vnútorná štruktúra hviezd Referencie