- Главная
- Разное
- Образование
- Спорт
- Естествознание
- Природоведение
- Религиоведение
- Французский язык
- Черчение
- Английский язык
- Астрономия
- Алгебра
- Биология
- География
- Геометрия
- Детские презентации
- Информатика
- История
- Литература
- Математика
- Музыка
- МХК
- Немецкий язык
- ОБЖ
- Обществознание
- Окружающий мир
- Педагогика
- Русский язык
- Технология
- Физика
- Философия
- Химия
- Шаблоны, фоны, картинки для презентаций
- Экология
- Экономика
Презентация, доклад по астрономии по теме Солнце
Содержание
- 1. Презентация по астрономии по теме Солнце
- 2. Со́лнце (астр. ☉) — единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.
- 3. Из-за поглощения синего спектра атмосферой, Солнце для нас желтое, на самом деле оно белое!
- 4. Солнце и Земля. Соотношение размеров.
- 5. Некоторые данные. Средняя плотность 1,409 г/см³ Длина окружности
- 6. Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых
- 7. Примерная схема расположения Солнца в галактике. Солнце является нулевой точкой в системе координат галактики Млечный путь.
- 8. Уголь нефть дрова гидроэлектростанции приливы ветер ядерная
- 9. Таким видно Солнце с планет. Хоть с Плутона это уже маленькая точка, света хватает прочитать газету!
- 10. Излучение Солнца — основной источник энергии на Земле. Его
- 11. Проходя сквозь атмосферу Земли, солнечное излучение теряет в
- 12. Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность
- 13. температура по мере приближения к внешнему краю
- 14. К – лучистый поток Солнечного излучения на 1
- 15. Слайд 15
- 16. L☉ = σT4×S☉, где σ — постоянная Стефана — Больцмана, S☉ = 4π☉2 — площадь поверхности Солнца
- 17. S = 4πR2 ≈ 2,8123·1023 м2 3,827·1026 Вт.
- 18. Слайд 18
- 19. Подставив в эту формулу численные значения входящих
- 20. Далее использованы иллюстрации сайтов.
- 21. Слайд 21
- 22. Слайд 22
- 23. Слайд 23
- 24. Слайд 24
- 25. Слайд 25
- 26. Служба Солнца в горах Сихотэ-Алиня под Уссурийском
- 27. Слайд 27
- 28. Слайд 28
- 29. Слайд 29
- 30. Состав и строение Солнца.
- 31. Так происходит процесс потери энергии атомом. После
- 32. Достаточно отрыва одного электрона, чтобы частица стала
- 33. Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150—175
- 34. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150
- 35. Это становится возможным не только из-за чудовищного
- 36. Но даже таких условий недостаточно для слияния
- 37. Из водорода формируется гелий. Но ядро гелия
- 38. Процесс формирования гелия имеет этапы. Из водорода
- 39. Схематично это представляется так.
- 40. p + p → 2H + e+ + νe + 0,42 МэВ 2H + p → 3He + γ + 5,49 МэВ. 3He + 3He → 4He + 2p + 12,85 МэВ.
- 41. В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате
- 42. Атомная масса 1,00784 4 атома = 4,03136 Атомная масса гелия – 4, 0026 электрон - 0.00054858
- 43. Разница в массе (Дефицит массы) говорит, что
- 44. Кол-во типов нейтрино - 6 (электронное нейтрино мюонное нейтрино тау-нейтрино и их античастицы)
- 45. Нейтрино малой энергии чрезвычайно слабо взаимодействуют с
- 46. Такааки Кадзита и Артур Макдональд получили Нобелевскую премию по физике
- 47. Строение Солнца.
- 48. Фотография солнечного ядра с помощью фиксации нейтрино.
- 49. Зародившись в ядре, примерно так движется фотон
- 50. Слайд 50
- 51. Слайд 51
- 52. Ядро — единственное место на Солнце, в котором
- 53. Над ядром, на расстояниях примерно от 0,2-0,25
- 54. Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности
- 55. Скорость потоков составляет в среднем 1–2 км/с, а максимальные
- 56. Атмосфера Солнца
- 57. Ядро. Анализ данных, проведённый миссией SOHO, показал, что
- 58. При этом газ в экваториальной и
- 59. ФОТОСФЕРА. Самая яркая часть Солнца. Видна
- 60. Типичный диаметр гранул — около 1000 км. Измерения скорости
- 61. Хромосфера (от. греч χρομα — цвет, σφαίρα — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу
- 62. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой
- 63. Основные элементы тонкой структуры хромосферы Солнца. Если наблюдать лимб Солнца в
- 64. Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в
- 65. Верхняя граница короны Солнца до сих пор
- 66. Температура короны — порядка миллиона кельвинов. Причём от хромосферы
- 67. Слайд 67
- 68. Проблема нагрева солнечной короны остаётся нерешенной. Существует
- 69. Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер — поток ионизированных частиц (в
- 70. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и
- 71. В среднем Солнце излучает с ветром около
- 72. Слайд 72
- 73. Так как солнечная плазма имеет достаточно высокую электропроводность, в ней могут возникать электрические токи и, как следствие, магнитные поля.
- 74. Крупномасштабное (общее или глобальное) магнитное поле с характерными размерами,
- 75. Солнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена
- 76. Слайд 76
- 77. Слайд 77
- 78. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже
- 79. Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то
- 80. Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно
- 81. Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен
- 82. Протуберанцы представляют собой волокнистые и клочковатые структуры,
- 83. Слайд 83
- 84. Слайд 84
- 85. Слайд 85
- 86. Энерговыделение мощной солнечной вспышки может достигать 6×1025 джоулей,
- 87. Фотоны от вспышки достигают Земли примерно за
- 88. Слайд 88
- 89. Слайд 89
- 90. Слайд 90
- 91. Ученые спорят о том, что в период
- 92. Но Вам пожелаю не сталкиваться с проблемами космического масштаба и выучить материал параграфа 21.
Со́лнце (астр. ☉) — единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.
Слайд 2Со́лнце (астр. ☉) — единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые
планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.
Слайд 5Некоторые данные. Средняя плотность 1,409 г/см³ Длина окружности экватора 4,37001·109 м Масса 1,9885·1030 кг или 332 940 масс
Земли
Слайд 6Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается
вокруг него с той же скоростью, что Земля вокруг Солнца, делая один оборот за 225—250 миллионов лет
Слайд 7Примерная схема расположения Солнца в галактике. Солнце является нулевой точкой в
системе координат галактики Млечный путь.
Слайд 8Уголь
нефть
дрова
гидроэлектростанции
приливы
ветер
ядерная энергетика
торф
солнечные батареи
Какие слова лишние и не связаны с Солнцем?
Слайд 9Таким видно Солнце с планет. Хоть с Плутона это уже маленькая точка,
света хватает прочитать газету!
Слайд 10Излучение Солнца — основной источник энергии на Земле. Его мощность характеризуется солнечной постоянной — мощностью излучения,
проходящего через площадку единичной площади, перпендикулярную солнечным лучам и расположенную на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца (то есть на орбите Земли) вне земной атмосферы. Эта постоянная равна приблизительно 1,37 кВт/м².
Слайд 11Проходя сквозь атмосферу Земли, солнечное излучение теряет в энергии примерно 370 Вт/м², и до
земной поверхности доходит только 1000 Вт/м² (при ясной погоде и когда Солнце находится в зените).
Слайд 12Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической
толщине приблизительно в 2/3 единиц. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100 до 400 км.
Слайд 13температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600
К до 4400 К. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К. Она может быть рассчитана по закону Стефана — Больцмана.
Слайд 14К – лучистый поток Солнечного излучения на 1 см2 земной поверхности. К = 1370 Вт∙м-2∙с-1 Экваториальный радиус
6,9551·108 м
Е = σ∙Т4
σ = 5,67∙10-8 Вт/м2∙К4.
Слайд 19Подставив в эту формулу численные значения входящих в нее величин, получим
Т = 6000 К. Очевидно, что такая температура может поддерживаться лишь за счет постоянного притока энергии из недр Солнца.
Слайд 31Так происходит процесс потери энергии атомом. После импульса электромагнитного излучения (фотонами),
электрон переходит на более низкую орбиту. При обратном явлении, электрон переходит на удаленную орбиту, атом нагревается. Если температура становится критической, то электрон отрывается, формируется ион – ядро с недостающим электроном.
Слайд 32Достаточно отрыва одного электрона, чтобы частица стала заряженной и проводящей электричество.
Чем больше оторвавшихся электронов, тем выше степень ионизации.
Особенность водорода – его ядро состоит из одного протона. Потеряв единственный электрон, ион представляет собой элементарную частицу.
Слайд 33Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150—175 тыс. км (то есть
20—25 % от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром
Слайд 34Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ (в 150 раз
выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле — осмия), а температура в центре ядра — более 14 млн К.
Слайд 35Это становится возможным не только из-за чудовищного давления, но из-за нагрева
и полной ионизации водорода. Давлением ядра – протоны прижимаются друг к другу, преодолевая ядерные силы отталкивания.
Слайд 36Но даже таких условий недостаточно для слияния в более тяжелые частицы.
Слияния происходят при сталкивании из-за броуновского движения. Высокая температура позволяет протону набрать импульс, скорость, которая позволит преодолеть отталкивание и соединиться двум протонам.
Слайд 37Из водорода формируется гелий. Но ядро гелия имеет два протона и
два нейтрона. Нейтроны создаются в процессе термоядерного синтеза из протонов с выбросом частиц.
Слайд 38Процесс формирования гелия имеет этапы. Из водорода (протия) создаются изотопы –
ядро с нейтроном (дейтерий), потом с двумя нейтронами (тритий), гелий без нейтрона с атомной массой 3 и называемый физиками звездным гелием, так как появляется только при термоядерном синтезе.
Слайд 40p + p → 2H + e+ + νe + 0,42 МэВ
2H + p → 3He + γ + 5,49 МэВ.
3He + 3He → 4He + 2p + 12,85 МэВ.
Слайд 41В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4.
При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26 млн тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2·1027 тонн.
Слайд 43Разница в массе (Дефицит массы) говорит, что образуются еще какие-то частицы.
Какие? Это нейтрино, одна из самых нейтральных частиц с самой минимальной массой
Слайд 44Кол-во типов нейтрино - 6
(электронное нейтрино
мюонное нейтрино
тау-нейтрино и их античастицы)
Слайд 45Нейтрино малой энергии чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом: так, нейтрино с
энергией порядка 3—10 МэВ имеют в воде длину свободного пробега порядка 1018 м (около 100 св. лет). Каждую секунду через площадку на Земле площадью в 1 см² проходит около 6 × 1010 нейтрино, испущенных Солнцем, однако их влияние на вещество практически никак не ощущается. До недавнего времени нейтрино считалось не имеет массы.
Слайд 46Такааки Кадзита и Артур Макдональд получили Нобелевскую премию по физике 2015 года «за открытие
нейтринных осцилляций, показывающих, что нейтрино имеют массу»
Слайд 49Зародившись в ядре, примерно так движется фотон к краю Солнца
В среднем
для фотона требуется миллион лет, чтобы фотон покинул Солнце. Какие-то проходят путь быстрее, а какие-то могут еще путешествовать внутри Солнца, хотя зародились 4 миллиарда лет назад.
Слайд 52Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается
от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии
Слайд 53Над ядром, на расстояниях примерно от 0,2-0,25 до 0,7 радиуса Солнца
от его центра, находится зона лучистого переноса. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигает конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет
Слайд 54Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для
полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха.
Слайд 55 Скорость потоков составляет в среднем 1–2 км/с, а максимальные её значения достигают 6 км/с. Время
жизни гранулы составляет 10-15 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы.
Слайд 57Ядро. Анализ данных, проведённый миссией SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца
вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности
Слайд 58 При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно — на
экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах — за 30 дней
Слайд 59 ФОТОСФЕРА. Самая яркая часть Солнца. Видна в качестве солнечного диска. При небольшой
плотности, она излучает большую часть света. Ее температура около 6000 градусов.
Слайд 60Типичный диаметр гранул — около 1000 км. Измерения скорости движения вещества в гранулах, опирающиеся
на эффект Доплера, показывают, что скорость плазмы в центре гранулы составляет около 400 м/с и по мере движения к краям уменьшается до 200 м/с.
Гранулы являются динамическими образованиями, постоянно возникающими, меняющимися и исчезающими. Время их существования — от 8 до 20 минут.
Средний размер гранул или зерен с Австралию.
Слайд 61Хромосфера (от. греч χρομα — цвет, σφαίρα — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца толщиной около
2000 км, окружающая фотосферу
Слайд 62Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно
происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60-70 тыс
Слайд 63Основные элементы тонкой структуры хромосферы Солнца. Если наблюдать лимб Солнца в свете определённой спектральной линии, то
спикулы будут видны как достаточно тонкие, в масштабах Солнца (диаметром от 500 до 1200 км) столбики светящейся плазмы. Эти столбики выбрасываются из нижней хромосферы со скоростью около 20 км/с на 5—10 тыс. км вверх. Спикула живёт 5—10 минут, её максимальная длина — от 10 до 20 тыс. км. Количество спикул, существующих на Солнце одновременно, составляет около миллиона, они покрывают около 1 % площади диска Солнца.
Слайд 64Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при
полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом.
Слайд 65Верхняя граница короны Солнца до сих пор не установлена. Земля, так же,
как и другие планеты, находится внутри короны. Оптическое излучение короны прослеживается на 10—20 радиусов Солнца десятки миллионов километров
Слайд 66Температура короны — порядка миллиона кельвинов. Причём от хромосферы она повышается до двух
миллионов на расстоянии порядка 70 000 км от видимой поверхности Солнца, а затем начинает убывать, достигая у Земли ста тысяч кельвинов
Слайд 68Проблема нагрева солнечной короны остаётся нерешенной. Существует много предположений относительно необычно
высокой температуры в короне по сравнению с хромосферой и фотосферой. Известно, что энергия приходит из нижележащих слоёв, включающих, в частности, фотосферу и хромосферу
Слайд 69Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер — поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и
α-частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы.
Слайд 70Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4–1,6·106 К и по составу близко
соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8·105 К, и по составу похож на вещество фотосферы
Слайд 71В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3·1036 частиц в секунду. Следовательно,
полная потеря массы Солнцем (на данный вид излучения) составляет за год 2-3·10−14 солнечных масс. Потеря за 150 млн лет эквивалентна земной массе
Слайд 73Так как солнечная плазма имеет достаточно высокую электропроводность, в ней могут возникать электрические токи и, как
следствие, магнитные поля.
Слайд 74Крупномасштабное (общее или глобальное) магнитное поле с характерными размерами, сравнимыми с размерами Солнца,
имеет среднюю напряжённость на уровне фотосферы порядка нескольких гаусс. В минимуме цикла солнечной активности оно имеет приблизительно дипольную структуру, при этом напряжённость поля на полюсах Солнца максимальна. Затем, по мере приближения к максимуму цикла солнечной активности, напряжённости поля на полюсах постепенно уменьшаются и через один-два года после максимума цикла становятся равными нулю (так называемая «переполюсовка солнечного магнитного поля»).
Слайд 75Солнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению
с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.
Слайд 78Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка,
называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.
Слайд 79Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен
могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.
Слайд 80Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра
пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного.
Слайд 81Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около
100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.
Слайд 82Протуберанцы представляют собой волокнистые и клочковатые структуры, похожи на нити и
сгустки плазмы различных форм.
Классификация протуберанцев по внешнему виду, скорости и особенностям движения вещества внутри него:
Слайд 86Энерговыделение мощной солнечной вспышки может достигать 6×1025 джоулей, что составляет около 1⁄6 энергии, выделяемой
Солнцем за секунду, или 160 млрд мегатонн в тротиловом эквиваленте, что, для сравнения, составляет приблизительный объем мирового потребления электроэнергии за 1 миллион лет.
Слайд 87Фотоны от вспышки достигают Земли примерно за 8,5 минут после её
начала; далее в течение нескольких десятков минут доходят мощные потоки заряженных частиц, а облака плазмы от солнечной вспышки достигают нашей планеты только через двое-трое суток.
Слайд 91Ученые спорят о том, что в период солнечной активности на Земле
чаще происходят политические потрясения.
Происходят чаще, но не всегда. Как на психику и поведение людей влияют магнитные бури не ясно.
Во время выбросов вещества сгорают спутники, а на Земле выходят приборы, имеющие большую длину, например провода телефонов, электролинии. Почему?
Слайд 92Но Вам пожелаю не сталкиваться с проблемами космического масштаба и выучить
материал параграфа 21.
