X
Код презентации скопируйте его
Сонце (на украинском)
Скачать эту презентацию
Презентация на тему Сонце (на украинском)
Скачать эту презентациюCлайд 1
Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи.
Cлайд 2
Загальні характеристики Характеристики обертання: Нахил - 7,25° (до екліптики) - 67,23° (до галактичної площини) Друга космічна швидкість на поверхні - 617,54 км/с Температура поверхні - 5780 K Температура корони - 5 MK Температура ядра - ~13,6 MK Світність (L☉) - 3,86×1033 ерг/сек або 3,827×1026 W Схилення Північного полюса - 63,87° Період обертання на екваторі - 25 днів 9 год 7 хв 12,8 сек Швидкість обертання на екваторі - 7174 км/год
Cлайд 3
Маса Сонця становить 99,866% від загальної маси всієї Сонячної системи. Сонце складається: водню (~73% від маси і ~92% від об'єму) гелію (~ 25% від маси і ~ 7% від об'єму) та інших елементів - заліза, нікелю, кисню, азоту, кремнію, сірки, магнію, вуглецю, неону, кальцію та хрому. За спектральною класифікацією Сонце належить до класу G2V «жовта зоря головної послідовності». Сонце світить майже білим світлом, але через сильніше розсіювання спектра атмосферою Землі пряме світло Сонця набуває жовтого відтінку. Як і всі зорі головної послідовності, Сонце виробляє енергію шляхом термоядерного синтезу. У Сонця переважна частина енергії виробляється при синтезі гелію з водню. Сонце перебуває на відстані близько 26 000 світлових років від центру Чумацького Шляху й обертається навколо нього з періодом близько 220 млн років.
Cлайд 4
Будова Сонця Корона - зовнішня частина атмосфери Сонця, яка просліджується до відстаней майже в два радіуси Сонця від сонячної поверхні. В основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень, що вириваються й вивергаються на кілька сотень, а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір, утворюючи таким чином сонячний вітер - потіки гарячої розрідженої плазми. Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К, а максимальна, в окремих ділянках, — до 20 млн К. Видимий спектр сонячної корони складається з трьох різних складових, названих L, K і F компонентами.
Cлайд 5
Будова Сонця Хромосфера - область між фотосферою і короною. Це розріджена газова оболонка Сонця, що спостерігається під час сонячного затемнення. Складається з шару газів, розрідженіших, ніж гази фотосфери. Цей шар змінної товщини під час повних затемнень «висовується» із-за темного краю Місяця або у вигляді червонуватого кільця, або у вигляді серпа, залежно від обставин і фази затемнення. Одне з найцікавіших і найкрасивіших явищ в хромосфері – спікули – це струмені речовини, що піднімаються вгору зі швидкістю 20 – 30 кілометрів в секунду до висоти понад 6 тисяч кілометрів. Окремі спікули геометрично тонкі – товщина багатьох з них менше 500 кілометрів. Окремі скупчення спікул були названі «дикобразами». Температура хромосфери збільшується з висотою від 4000 К до 15 000 К.
Cлайд 6
Будова Сонця Фотосфера - найглибший шар атмосфери, товщиною 200–300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього випромінюється майже вся енергія, яка спостерігається у видимій частині спектра, вона утворює видиму поверхню Сонця. Температура із наближенням до зовнішнього краю фотосфери зменшується з 6600 К до 4400 К.На фотографіях фотосфери добре помітно її тонку структуру у вигляді яскравих «зернят» — гранул розміром близько 1000 км, розмежованих вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів. В центрі гранул на поверхню з надр Сонця виноситься гаряча плазма, в той час як по їхніх краях охолоджена плазма тече вглиб Сонця.
Cлайд 7
Будова Сонця Конвективна зона – зона в якій перенесення енергії з внутрішніх районів в зовнішні відбувається головним чином шляхом активного перемішування речовини - конвекції. Наглядным аналогом процессов, происходящих в конвективной зоне, является подогрев воды в сосуде. Пламя нагревает нижние слои воды, и они в результате теплового расширения вытесняются вверх другими, холодными и более тяжёлыми слоями. Аналогичный процесс происходит и в Солнце, где источником энергии служит солнечное ядро с происходящими в нём термоядерными реакциями. Температура ~4000 K – 1 млн К.
Cлайд 8
Будова Сонця Зона променистого переносу – розташована над ядром є середньою зоною Сонця. У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів. Водень у зоні променистого переносу стиснутий настільки щільно, що сусідні протони не можуть помінятися місцями, через що процес перенесення енергії шляхом перемішування речовини дуже ускладнений. Зміна температури у цій зоні становить від 2 млн К на поверхні до 7 млн К у глибині.
Cлайд 9
Будова Сонця Сонячне ядро - Центральна частина Сонця радіусом приблизно 150–175 тис. км, в якій відбуваються термоядерні реакції. Густина речовини в ядрі становить приблизно 150 000 кг/м³ (що в 150 разів більше густини води і в ~6,6 разів перевищує густину найщільнішого металу на Землі — осмію), а температура в центрі ядра — більше 14 млн К. Ядро — єдине місце на Сонці, в якому виділяється енергія, інша частина зірки нагріта цією енергією. Вся енергія ядра послідовно проходить крізь шари, аж до фотосфери, з якої випромінюється у вигляді сонячного світла. Аналіз даних довів, що в ядрі швидкість обертання Сонця навколо своєї осі значно вища, ніж на поверхні.
Cлайд 10
Сонячні плями (чорнi плями) — темні утворення на поверхні Сонця, що є осередками сильного магнітного поля. У центрі сонячної плями магнітні лінії напрямлені майже перпендикулярно до поверхні Сонця й з наближенням до краю плями вони нахиляються до його поверхні. Разом з тим у центрі плями магнітні лінії є досить заплутаними й саме це перешкоджає розвитку грануляції в центральних областях сонячної плями. Нагріта сонячна плазма складається загалом з електрично заряджених частинок, які не можуть рухатися прямолінійно поперек ліній магнітного поля. Тому лінії сильного магнітного поля у центрі плями «заштовхують» потік гарячої плазми назад в надра Сонця. Температура в центрі плями є нижчою десь на 1000°К чи 1500 °К від температури поверхні Сонця за межами плями. Кількість сонячних плям на поверхні світила не є сталою. Вона змінюється з 11-річним сонячним циклом. В рік максимуму активності спостерігають понад 100 плям, в мінімумі — всього кілька. Час життя плями може коливатись від кількох годин до кількох місяців. Розміри — від кільканадцяти кілометрів до 3-4 діаметрів Землі (до 160 000 км).
Cлайд 11
Протуберанець Протуберанці (від лат. Protubero - здувати) - щільні конденсації відносно холодної речовини, які піднімаються і утримуються над поверхнею Сонця магнітним полем. Протуберанці добре видно під час повних сонячних затемнень. У проекції на сонячний диск протуберанці помітні у вигляді темних волокон. Волокна - це темні витягнуті структури, добре видимі в сонячній хромосфері. Вони представляють із себе конденсації з щільної і більш холодною, ніж навколишню речовину плазми, підняті і утримувані над сонячної поверхнею петлями магнітного поля.
Cлайд 12
Класифікація Протуберанецiв Протуберанці відрізняються волокнистою і клочковатой структурою рухомих ниток і згустків плазми і різноманіттям форм, що класифікуються або за морфологічним , або за динамічним ознаками. По виду протуберанця, за швидкістю і особливостям руху речовини в ньому його можна віднести до одного з наступних класів: Спокійні - руху речовини і зміна форми в них повільні; час існування тижні і навіть місяці; спостерігаються у всіх геліографічних широтах . Вони виникають або далеко від груп сонячних плям , або поблизу них на пізніх стадіях їх розвитку. Кінетична температура - 15000 °. Активні - в них відбуваються досить швидкі рухи потоків речовини від протуберанця до фотосфері , від одного протуберанця до іншого. Багато спокійні протуберанці також переживають активну стадію, що триває від десятків хвилин до декількох діб, що закінчується або повним зникненням, або перетворенням його в еруптивні протуберанець. Кінетична температура - 25000 °. Еруптивні, або вивержені - за виглядом нагадують величезні фонтани, що досягають висот до 1,7 млн км над поверхнею Сонця. Рухи згустків речовини в них відбуваються швидко; вивергаються з швидкостями в сотні км / сек і досить швидко змінюють свої обриси. При збільшенні висоти протуберанець слабшає і розсіюється. У деяких протуберанцях спостерігалися різкі зміни швидкості руху окремих згустків. Еруптивні протуберанці нетривалі. Корональні, або петлеподібні - виникають над хромосферою у вигляді невеликих хмарок, що зливаються потім в одне хмара, з якого окремими струменями вниз до хромосфері спускаються потоки речовини, що світиться. Всі явище триває кілька годин. Великі протуберанці і енергійні корональні викиди досить рідкісні, вони трапляються значно частіше поблизу максимуму 11-річного сонячного циклу активності , коли спостерігається багато плям та інших активних явищ.
Cлайд 13
Класифікація Протуберанецiв Наступна класифікація протуберанців, що враховує характер руху матерії в них і форму протуберанців: I тип (зустрічається рідко) має форму хмари або струменя диму. Розвиток починається від основи; речовина піднімається по спіралі на великі висоти. Швидкість руху речовини може досягати 700 км / сек. На висоті близько 100 тис. км від протуберанця відокремлюються шматки, падаючі потім назад по траєкторіях, що нагадує силові лінії магнітного поля. II тип має форму викривлених струменів, що починаються і закінчуються на поверхні Сонця. Вузли та струменя рухаються як би по магнітним силовим лініям. Швидкості руху згустків - від декількох десятків до 100 км / сек. На висотах у декілька сотень тисяч км струменя і згустки згасають. III тип має форму чагарнику або дерева ; досягає дуже великих розмірів. Рухи згустків (до десятків км / сек) невпорядковані. I Тип II Тип III Тип
