Физическая природа солнца звезд
Презентация: «Физическая природа солнца звезд». Автор: Бухалова. Файл: «Физическая природа солнца звезд.ppt». Размер zip-архива: 1821 КБ.
Физическая природа солнца звезд
ПРЕЗЕНТАЦИЯ ПО ТЕМЕ “ЗВЁЗДЫ” Бухалова М.Н
Муниципальное общеобразовательное учреждение “РСОШ Кемский район Республика Карелия”
Физическая природа звезд
Цвет и температура звёзд. Спектры и химический состав Светимости звёзд Радиусы звезд Масса звёзд Средние плотности звезд Интересные факты
Солнце
Солнце — единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль. ОГЛАВЛЕНИЕ
Цвет и температура
Температура поверхности Солнца достигает 6000 K, поэтому Солнце светит почти белым светом, но из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок. ОГЛАВЛЕНИЕ
Спектры и химический состав
Солнце состоит из водорода (
92 % от объёма), гелия (
7 % от объёма) и других элементов с меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома. На 1 млн. атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 кислорода, 398 углерода, 123 неона, 100 азота, 47 железа, 38 магния, 35 кремния, 16 серы, 4 аргона, 3 алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также совсем немного всех прочих элементов. По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V («жёлтый карлик»). ОГЛАВЛЕНИЕ
Светимость
Солнечная светимость, — единица светимости, обычно используемая астрономами для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца, составляющей 3,827?1026 Вт или 3,827?1033 Эрг/с. ОГЛАВЛЕНИЕ
Радиус
Радиус Солнца: 695 990 км или 109 радиусов Земли.
Масса Солнца
Масса Солнца: 1.989 · 1030 кг = 333 000 масс Земли.
Средняя плотность Солнца
Средняя плотность Солнца составляет 1,41·103кг/м3. Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца — 273,98 м/с2.
Интересные факты
Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см?, то есть равна плотности воды в Мёртвом море. Каждую секунду Солнце производит в 100 000 раз больше энергии, чем человечество произвело за всю свою историю, однако при этом удельное (на единицу массы) энерговыделение Солнца — всего 2?10?4 Вт/кг, то есть примерно такое же, как у кучи преющих листьев. В апреле 1947 года в южном полушарии Солнца возникла самая большая группа солнечных пятен за всю историю наблюдений. Её максимальная длина составляла 300 000 км, максимальная ширина — 145 000 км, а максимальная площадь превышала 6000 миллионных долей площади полусферы (мдп) Солнца, что примерно в 36 раз больше площади поверхности Земли. Группа была легко видна невооружённым глазом в предзакатные часы.
Источник
Презентация «Солнце»
презентация к уроку по физике (11 класс) по теме
Презентация «Солнце» презназначена для проведения урока по физике, астрономии на этапе изучения нового материала. В презентации содержатся физические данные о Солнце, фотографии небесного объекта.
Скачать:
| Вложение | Размер |
|---|---|
| solntse.pptx | 1.64 МБ |
Предварительный просмотр:
Подписи к слайдам:
Общие характеристики Масса Солнца составляет 99,866 % от массы всей Солнечной системы Видимый угловой диаметр — 31 ’31’ ‘ в январе, 32 ’31 » в июле Средний диаметр 1,392·10 9 м ( 109 диаметров Земли) Масса 1,9891·10 30 кг ( 332 982 масс Земли ) Средняя плотность 1409 кг/м³ (плотность воды в Мёртвом море) Ускорение свободного падения 274,0 м/с² (27,96 g )
Вращение Солнца Вращение по зонам (определяется по изменению положения пятен) Период вращения н а экваторе 25,05 дней, н а полюсе 34,3 дней Скорость вращения видимых слоев на экваторе7284 км/ч
Солнечное излучение Излучение Солнца характеризуется солнечной постоянной — количеством энергии, проходящей через площадку 1 м² , перпендикулярную солнечным лучам, за 1 сек. На расстоянии, равном орбите Земли, она равна 1370 Вт/м² Светимость Солнца (энергия, излучаемая за 1 сек со всей поверхности) 3,846·10 26 Вт
Солнечная энергия Солнце вырабатывает энергию путём термоядерных реакций. Большая часть энергии вырабатывается при протон-протонной реакции , в результате которой из четырёх протонов образуется гелий . За каждую секунду в излучение превращаются 4,26 млн тонн вещества
Химический состав Солнечный спектр — спектр поглощения Солнце состоит из водорода (
27 %) и других элементов (2%): железа , никеля, кислорода , азота , кремния , серы , магния , углерода , неона , кальция и хрома. На 1 млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 атом кислорода, 398 атомов углерода, 123 атома неона, 100 атомов азота, 47 атомов железа, 38 атомов магния, 35 атомов кремния, 16 атомов серы, 4 атома аргона, 3 атома алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, прочих элементов.
Температура Солнца Закон Стефана-Больцмана E = σ T 4 Закон Вина Эффективная температура поверхности Солнца 6000К Температура в центре Солнца 13 5000 000К
Внутреннее строение Солнца Зона термоядерных реакций (ядро) 0-0,3 R Зона переноса лучистой энергии 0,3 – 0,7 R Конвективная зона 0,7-1 R Атмосфера
Строение атмосферы Солнца Фотосфера Хромосфера Солнечная корона
Строение атмосферы Солнца Условие наблюдения Внешний вид Физические характеристики Наблюдаемые образования Фотосфера Хромосфера Солнечная корона
Строение атмосферы Солнца Условие наблюдения Внешний вид Физические характеристики Наблюдаемые образования Фотосфера Видимая сфера Сфера света Высота 200-300 км Температура 4000-8000 К Пятна Факелы Хромосфера Полное солнечное затмение Розовая каёмка Высота 10-14 тыс.км Температура 5000-50 000К Вспышки (быстрое увеличение яркости участка) Солнечная корона Полное солнечное затмение Лучистое жемчужное сияние Температура 2 000 000К Протуберанцы Солнечный ветер
Строение атмосферы Солнца Фотосфера Солнечная корона Хромосфера
Активные образования Пятна и факелы Протуберанцы Вспышки Солнечный ветер
Искажение магнитного поля Земли под действием солнечного ветра
Солнечная активность Солнце обладает сильным магнитным полем, напряжённость которого меняется со временем и которое меняет направление приблизительно каждые 11 лет, во время солнечного максимума. Во время солнечной активности наблюдается увеличение солнечных пятен, вспышек, протуберанцев, солнечного ветра. На Земле усиливаются полярные сияния в высоких и средних широтах и геомагнитные бури, которые негативно сказываются на работе средств связи, средств передачи электроэнергии, а также негативно воздействует на живые организмы (вызывают головную боль и плохое самочувствие у людей, чувствительных к магнитным бурям ).
Источник
Презентация по астрономии на тему «Физическая природа звезд»
Описание презентации по отдельным слайдам:
Тема: Физическая природа звезд
Содержание
Титульный лист _______________________________________1 слайд
Содержание__________________________________________2 слайд
Введение____________________________________________3 слайд
Глава 1______________________________________________4 слайд
Глава 2_____________________________________________11 слайд
Список источников___________________________________19 слайд
Введение
Солнце — это лишь одна звезда из великого множества. На этом уроке мы рассмотрим, как устроены звезды, какими они бывают и на какие группы их можно разбить. Вы узнаете, как много интересного в космосе и сколько еще остается неизведанным.
Цель работы: рассмотреть физическую природу звезд и узнать дополнительную информацию.
1 глава: Определение «звезды»
Звезда – это массивный газовый шар, излучающий свет и тепло в результате протекания термоядерного синтеза в его недрах. Например, на Солнце происходит серия реакций, которая называется водородным циклом. Важной характеристикой любой звезды является такая величина как светимость (то есть мощность излучаемой энергии). Другие звезды тоже освещают Землю, но из-за огромного расстояния до них, это освещение ничтожно мало, по сравнению с освещением, предоставляемым Солнцем.
1.1 Цвет и температура звезд
Во время наблюдений звездного неба вы могли заметить, что цвет звезд различен. Подобно тому как по цвету раскаленного металла можно судить о его температуре, так цвет звезды свидетельствует о температуре ее фотосферы. Вы знаете, что между максимальной длиной волны излучения и температурой существует определенная зависимость (29). У различных звезд максимум излучения приходится на разные длины волн. Например, наше Солнце — желтая звезда. Такого же цвета Капелла, температура которой около 6000 К. Звезды, имеющие температуру 3500—4000 К, красноватого цветка (Альдебаран). Температура красных звезд (Бетельгейзе) примерно 3000 К. Самые холодные из известных в настоящее время звезд, имеют температуру менее 2000 К. Такие звезды доступны наблюдениям в инфракрасной части спектра.
Известно много звезд более горячих, чем Солнце. К ним относятся, например, белые звезды (Спика, Сириус, Вега). Их температура порядка 104—2•104 К. Реже встречаются голубовато-белые, температура фотосферы которых 3•104— 5•104 К. В недрах звезд температура не менее 107 К.
1.2 Эта диаграмма получила название «диаграмма спектр-светимость».
Как видно, эта диаграмма разбивает звезды на несколько спектральных классов с соответствующими светимостями и температурами на поверхности. На этой диаграмме светимость звезд выражена в единицах светимости Солнца. Итак, на диаграмме видны, такие группы звезд, как белые карлики, главная последовательность, красные гиганты и сверхгиганты. Что это за звезды? Начнем с главной последовательности, поскольку именно к этой группе звезд относится Солнце. К звездам главной последовательности относятся те звезды, источником энергии в которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода. В связи с этим, их температура и светимость определяются массой.
1.3 Спектры и химический состав звезд
Важнейшие сведения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии.
Сходные между собой спектры звезд сгруппированы в семь основных спектральных классов. Они обозначаются прописными буквами латинского алфавита:
О — В — A — F — G — К — М
и располагаются в такой последовательности, что при переходе слева направо цвет звезды меняется от близкого к голубому (класс О), белому (класс А), желтому (класс G), красному (класс М). Следовательно, в этом же направлении от класса к классу происходит убывание температуры звезд. Таким образом, последовательность спектральных классов отражает различие цвета и температуры звезд. Внутри каждого класса существует разделение еще на десять подклассов. Например, спектральный класс F имеет такие подклассы:
F0 — F1 — F2 — F3 — F4 — F5 — F6 — F7 — F8 — F9.
Солнце относится к спектральному классу G2.
В основном атмосферы звезд имеют сходный химический состав: самыми распространенными элементами в них, как и на Солнце, оказались водород и гелий. Разнообразие звездных спектров объясняется, прежде всего тем, что звезды имеют разную температуру. От температуры зависит физическое состояние, в котором находятся атомы вещества в звездных атмосферах, и вид спектра. При невысоких температурах (красные звезды) в атмосферах звезд могут существовать нейтральные атомы и даже простейшие молекулярные соединения (С2, CN, TiO, ZrO и др.). В атмосферах очень горячих звезд преобладают ионизованные атомы.
Кроме температуры, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава.
1.4 Радиусы звезд
Используя самую современную технику астрономических наблюдений, удалось в настоящее время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь нескольких звезд. В основном астрономы определяют радиусы звезд другими методами. Один из них дает формула. Если известна светимость L и эффективная температура Т звезды, то, используя формулу, можно вычислить радиус звезды R, ее объем и площадь фотосферы.
Определив радиусы многих звезд, астрономы убедились в том, что существуют звезды, размеры которых резко отличаются от размеров Солнца. Наибольшие размеры у сверхгигантов. Их радиусы в сотни раз превосходят радиус Солнца. Например, радиус звезды w Цефея примерно в 1200 раз превосходит солнечный. Звезды, радиусы которых в десятки раз превосходят радиус Солнца, называются гигантами. Звезды, по размерам близкие к Солнцу или меньшие, чем Солнце, относятся к карликам. Среди карликов есть звезды, которые меньше Земли или даже Луны. Открыты звезды и еще меньших размеров.
1.5 Массы звезд
Масса звезды — одна из важнейших ее характеристик. Массы звезд различны. Однако, в отличие от светимостей и размеров, массы звезд заключены в сравнительно узких пределах: самые массивные звезды обычно лишь в десятки раз превосходят Солнце, а наименьшие массы звезд порядка . Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд (§ 26); обнаружена зависимость между светимостью и массой звезды.
1.6 Средние плотности звезд
Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10-3 кг/м3. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4•107 кг/м3. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (1010—1011 кг/м3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом», учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.
2 глава: Красные гиганты и сверхгигантов
Красные гиганты – это звезды красного цвета, размеры которых в десятки раз превышают размеры Солнца, а светимости могут в сотни и даже тысячи раз превышать светимость Солнца.
Что касается сверхгигантов – то светимости этих звезд в сотни тысяч раз превышают светимость Солнца, а размеры сверхгигантов в сотни раз больше размеров Солнца.
2.1 Отличия красных гигантов и сверхгигантов
Отличительной особенностью красных гигантов и сверхгигантов является то, что ядерные реакции протекают уже не в самом центре, а в тонких слоях вокруг очень плотного центрального ядра. В самых внешних слоях ядра, где температура сравнима с температурой в центре Солнца, протекает та же термоядерная реакция: из водорода синтезируется гелий. А вот в более глубоких слоях образуются все более тяжелые элементы. Сначала это углерод, затем кислород. В конце концов, в очень массивных звездах может образоваться железо.
2.2 Белые Карлики
Размеры белых карликов сравнимы с размерами Земли, аих светимость в сотни тысяч раз меньше светимости Солнца. Несмотря на это, белые карлики имеют довольно большую плотность (
108 кг/м3). На самом деле, название «белые карлики» не означает, что все звезды этой группы имеют белый цвет. Просто звезды именно этого цвета были открыты значительно раньше звезд других цветов, принадлежащих этой же группе.
2.3 Звезда Беллатрикс
Звезда Беллатрикс находится в созвездии Ориона и является одной из 26 самых ярких звезд на небе. В древности Беллатрикс входила в число навигационных звезд. Беллатрикс относится к классу O и имеет голубой цвет. А вот Бетельгейзе имеет красный цвет и относится к классу М. Эта звезда является сверхгигантом (она примерно в 1000 раз больше Солнца), а её светимость примерно в 90 тысяч раз превышает светимость Солнца.
2.4 Нейтронная звезда
Но помимо всех перечисленных классов и групп звезд есть и другие объекты, быть может, еще более интересные. Например, к таким объектам относятся нейтронные звезды. Нейтронная звезда, по современным представлениям, образуется, когда энергия внутри звезды заканчивается. Из-за гравитационного сжатия ядро нейтронной звезды становится сверхплотным.
2.5 Нейтронные звезды
При этом, некоторые нейтронные звезды вращаются вокруг своей оси с огромной скоростью. Такие нейтронные звезды называются пульсарами. Пульсары испускают высокочастотные импульсы радиоизлучения, которые так взволновали астрономов в конце 60 годов двадцатого века. Дело в том, что из-за огромной скорости вращения пульсаров (а на экваторе это порядка нескольких десятков километров в секунду) импульсы повторялись с высокой стабильностью, причем периоды этих импульсов измерялись в секундах, а иногда и в миллисекундах. Это заставило ученых думать, что они имеют дело с некими сигналами, которые посылают на Землю какие-то внеземные цивилизации с целью установления контакта. Однако, в конце концов, удалось доказать, что дело во вращении нейтронных звезд. Помимо этого, некоторые нейтронные звезды обладают колоссальным магнитным полем (порядка десяти или даже ста миллиардов тесла, в то время, как магнитное поле Земли составляет
10мкТл). Такие нейтронные звезды получили название магнетаров. Магнетары ещё очень мало изучены, но известно, что именно они являются причиной многих мощных вспышек рентгеновского и g-излучения.
2.6 Нейтронные звезды и черная дыра
Все типы нейтронных звезд имеют радиус, который измеряется всего в нескольких десятках километров, но при этом они имеют колоссальную плотность –
1017 кг/м3. Такие плотности характерны и для других довольно странных объектов во вселенной – черных дыр. Вторая космическая скорость черных дыр превышает скорость света. Таким образом, даже фотоны не могут вырваться из гравитационного влияния черной дыры, поэтому черные дыры остаются невидимыми. Любая черная дыра характеризуется такой величиной, как горизонт событий (иногда используется термин «гравитационный радиус» или «радиус Шварцильда»). Оказавшись на этом расстоянии от черной дыры, никакое тело уже не имеет возможности вырваться из её гравитационного влияния, а потому упадет в черную дыру.
2.7 Черные дыры
Однако, черные дыры могут разрастаться за счет многократного поглощения вещества. Такие черные дыры обладают массой в миллионы и даже миллиарды раз превосходящей массу Солнца. Эти объекты, как правило, находятся в центре галактик (а по одной из гипотез являются причиной образования галактик). Например, в центре нашей галактики Млечный путь находится сверхмассивная черная дыра, масса которой составляет порядка четырех миллиардов солнечных масс. По оценкам ученых, Солнце находится на расстоянии порядка 27000 световых лет от этой черной дыры.
Источник