Презентация по астрономии "Солнце - его состав и внутреннее строение" (11 класс)

• 1 слайд

  Солнце: его состав и внутреннее строение
  Солнце и звезды
  
  
  23/34
  

• 2 слайд

  Солнце занимает исключительное положение в жизни человека. Оно обеспечивает нас светом, теплом, является источником всех видов энергии, используемых людьми. Солнце влияет на магнитное поле и верхние слои атмосферы Земли, вызывая магнитные бури, ионизацию и циркуляцию атмосферы. Солнечная «погода» влияет на климат, биосферу и земную жизнь в целом. Значение Солнца человек осознал еще в древности.
  

• 3 слайд

  Солнце — центральное тело Солнечной системы, типичная звезда, представляющая собой раскаленный плазменный шар.
  Солнце — одна из 100 млрд звезд нашей Галактики. Детально изучая физическую природу Солнца, мы получаем важнейшие сведения о природе остальных звезд.
  
  Диск Солнца, видимый с Земли, - ослепительно желтый круг со средним угловым диаметром 32′. Свет от него доходит до Земли за 8 1/3 мин.
  

• 4 слайд

  Диаметр Солнца равен 1 млн 392 тыс. км (109 диаметров Земли). Объем Солнца, таким образом, более чем в миллион раз превосходит объем Земли, а его масса составляет
  М = 1,99 · 1030 кг, что примерно равно 330 000 земных масс.
  

• 5 слайд

  Количество приходящей от Солнца на Землю энергии принято характеризовать солнечной постоянной.
  Солнечная постоянная - поток солнечного излучения, который приходит на поверхность площадью 1 м2, расположенную за пределами атмосферы перпендикулярно солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца (1 а. е.).
  
  Солнечная постоянная равна 1,37 кВт/м2. Умножив эту величину на площадь поверхности шара, радиус которого 1 а. е., определим полную мощность излучения Солнца, его светимость, которая составляет 4·1026 Вт.
  

• 6 слайд

  Мощность излучения абсолютно черного тела пропорциональна четверной степени температуры:
  𝐸=𝜎∙ 𝑇 4
  где 𝜎=5,67∙ 10 −8 Вт м 2 ∙ К 4 – постоянная Стефана-Больцмана
  С помощью законов излучения можно определить температуру фотосферы Солнца.
  Энергия, излучаемая нагретым телом с единицы площади, определяется законом Стефана—Больцмана:
  Закон Стефана—Больцмана:
  

• 7 слайд

  Светимость Солнца (полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям в единицу времени) известна, остаётся узнать, какова площадь поверхности Солнца.
  С Земли мы видим Солнце как небольшой диск. Угловой диаметр солнечного диска примерно 30ʹ. Зная расстояние до Солнца (150 млн км), нетрудно вычислить его линейные размеры и площадь поверхности. Радиус Солнца равен приблизительно 700 тыс. км.
  r = Dρ
  величина ρ выражена в радианах
  

• 8 слайд

  Теперь можно узнать, какова температура фотосферы. Светимость Солнца
  𝐿=4𝜋 𝑅 2 ∙𝐸
  или
  𝐿=4𝜋 𝑅 2 𝜎 𝑇 4
  Откуда
  𝑇= 4 𝐿 4𝜋 𝑅 2 𝜎
  Подставив в эту формулу численные значения входящих в неё величин, получим T = 6000 К. Очевидно, что такая температура может поддерживаться лишь за счёт постоянного притока энергии из недр Солнца.
  

• 9 слайд

  Для изучения Солнца используются телескопы особой конструкции — башенные солнечные телескопы. Система зеркал непрерывно поворачивается вслед за Солнцем и направляет его лучи вниз на главное зеркало, а затем они попадают в спектрографы или другие приборы, с помощью которых проводятся исследования Солнца. Благодаря большому фокусному расстоянию солнечных телескопов (до 90 м) можно получить изображение Солнца диаметром до 80 см и детально изучать происходящие на нём явления.
  

• 10 слайд

  Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра. Химические элементы, которые присутствуют в атмосфере Солнца, поглощают из непрерывного спектра, излучаемого фотосферой, свет определенной частоты. В результате в непрерывном спектре появляются темные линии. Йозеф Фраунгофер впервые изучил и зарисовал 576 темных линий солнечного спектра. Ученый правильно указал, что источник темных спектральных линий — солнечная атмосфера. По положениям в спектре (т. е. длинам волн) и интенсивностям этих фраунгоферовых линий можно установить, какие химические элементы присутствуют в солнечной атмосфере.
  Йозеф Фраунгофер
  

• 11 слайд

  Уже отождествлено свыше 30 тыс. линий для 72 химических элементов, присутствующих в атмосфере Солнца. Фраунгоферовы линии по интенсивности и ширине чрезвычайно разнообразны. Анализ спектральных линий показал, что преобладающим элементом на Солнце является водород — на его долю приходится свыше 70 % массы Солнца, около 28 % приходится на гелий и около 2 % на другие элементы.
  

• 12 слайд

  Вещество Солнца сильно ионизовано: атомы, потерявшие электроны своих внешних оболочек и ставшие ионами, вместе со свободными электронами образуют плазму. Средняя плотность солнечного вещества примерно
  1400 кг/м3. Она соизмерима с плотностью воды и в 1000 раз больше плотности воздуха у поверхности Земли.
  

• 13 слайд

  Основываясь на данных о радиусе, массе, светимости Солнца, на физических законах, можно получить данные о давлении, плотности, температуре и химическом составе на разных расстояниях от центра Солнца. При приближении к центру Солнца растут, достигая максимальных значений, температура, давление и плотность. Химический состав Солнца тоже различается: процентное содержание водорода меньше всего в центре.
  

• 14 слайд

  Высокое давление внутри Солнца обусловлено действием вышележащих слоев. Силы тяготения стремятся сжать Солнце. Им противодействует упругость горячего газа и давление излучения, идущие из недр. Эти силы стремятся расширить Солнце. Тяготение, с одной стороны, а упругость газов и давление излучения, с другой — уравновешивают друг друга. Равновесие имеет место во всех слоях от поверхности до центра Солнца. Такое состояние Солнца и звезд называется гидростатическим равновесием.
  
  Эта простая идея была выдвинута в 1924 г. английским астрофизиком Артуром Эддингтоном. Она позволила составить уравнения, по которым рассчитывают модели внутреннего строения Солнца, а также других звезд.
  

• 15 слайд

  Согласно современным данным, температура в центре Солнца достигает 15 млн К, давление 2,2·1016 Па, а плотность вещества значительно превышает плотность твёрдых тел в земных условиях: 1,5·105 кг/м3, т. е. в 13 раз больше плотности свинца.
  Мы уже знаем, что солнечное вещество в основном состоит из водорода.
  Внутри Солнца (на расстояниях до 0,3 радиуса от центра создаются условия, благоприятные для протекания термоядерных реакций превращения атомов легких химических элементов в атомы более тяжелые.
  

• 16 слайд

  Термоядерная реакция включает такие этапы:
  1 1 𝐻+ 1 1 𝐻→ 1 2 𝐻+ 𝑒 + +𝜈
  1 2 𝐻+ 1 1 𝐻→ 2 3 𝐻𝑒+𝛾
  2 3 𝐻𝑒+ 2 3 𝐻𝑒→ 2 4 𝐻𝑒+ 1 1 𝐻
  Из ядер водорода образуется второй из легчайших элементов — гелий. Для образования одного ядра гелия требуется 4 ядра водорода. На промежуточных стадиях образуются ядра тяжелого водорода (дейтерия) и ядра изотопа Не3. Эта реакция называется протон-протонной. При реакции небольшое количество массы реагирующих ядер водорода теряется, преобразуюсь в огромное количество энергии. Выделившаяся энергия поддерживает излучение Солнца. Через слои, окружающие центральную часть звезды, эта энергия передается наружу. В области от 0,3 до 0,7 радиуса от центра Солнца находится зона лучистого равновесия энергии, где энергия распространяется через поглощение и излучение γ-квантов.
  

• 17 слайд

  Рождающиеся в центре Солнца гамма-кванты имеют энергию в миллионы раз большую, чем энергия квантов видимого света. Длина волны гамма-квантов очень мала. В процессе поглощения квантов атомами и дальнейшего их переизлучения происходит постепенное уменьшение их энергии и увеличение длины волны. Количество квантов во время этого процесса возрастает. Мощные гамма-кванты постепенно дробятся на обладающие меньшей энергией: возникают рентгеновские, ультрафиолетовые и, наконец, видимые и инфракрасные лучи.
  

• 18 слайд

  В области последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона. Здесь энергия передается не излучением, а посредством конвекции (перемешивания). Причина возникновения конвекции в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем сосуде с водой: количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество приходит в движение и само начинает переносить тепло. Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы).
  

• 19 слайд

  Выделение энергии и её перенос определяют внутреннее строение Солнца:
  — ядро — центральная зона, где при высоком давлении и температуре происходят термоядерные реакции;
  — лучистая зона, где энергия передаётся наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения квантов;
  — наружная конвективная зона, где энергия от слоя к слою переносится самим веществом в результате перемешивания (конвекции).
  Каждая из этих зон занимает примерно 1/3 солнечного радиуса.
  
  

• 20 слайд

  Сразу за конвективной зоной начинается атмосфера, которая простирается далеко за пределы видимого диска Солнца. Её нижний слой — фотосфера — воспринимается как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо из космического пространства, либо при помощи специальных приборов с поверхности Земли.
  
  

• 21 слайд

  §21 (1-2), Конспект
  ДОМАШНЕЕ ЗАДАНИЕ