Презентация на тему "Атмосфера Солнца" 10 класс

Содержание

• 
  Слайд 1

  СОЛНЦЕ

  Атмосфера Солнца

• 
  Слайд 2
  

  Солнце – раскалённый плазменный шар

• 
  Слайд 3
  

  На расстоянии до 1/3 радиуса от центра Солнца располагается зона ядерных реакций. Далее до 2/3 радиуса располагается зона переноса лучистой энергии. А над ней до поверхности – конвективная зона. Выше простирается атмосфера Солнца. Строение Солнца

• 
  Слайд 4
  

  Атмосфера Солнца В атмосфере Солнца выделяют 3 основных слоя: Фотосфера Хромосфера Корона

• 
  Слайд 5
  

  Фотосфера (слой, излучающий свет) достигает толщины 320 км и образует видимую поверхность Солнца. Из фотосферы исходит основная часть видимого излучения Солнца. Температура в фотосфере достигает в среднем 5800 К. Здесь средняя плотность газа составляет 10-4 кг/м3, а температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается до 4800 К. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д. Фотосфера

• 
  Слайд 6
  

  Вся фотосфера Солнца состоит из светлых зернышек, которые называют гранулами. Размеры гранул невелики, 1000–2000 км, расстояние между ними  300–600 км.НаСолнценаблюдаетсяодновременно около миллиона гранул.Каждаягрануласуществуетнесколько минут.Гранулыокруженытемнымипромежутками,как бы сотами.Вгранулахвеществоподнимается,а вокруг них – опускается. Грануляция –проявление конвекции в более глубоких слоях Солнца.

• 
  Слайд 7
  

  Пятна –это более холодные области фотосферы. Температура пятен около 3500-4000 К, поэтому на ярком фоне фотосферы они кажутся темнее. Образованиепятенсвязаносмагнитнымполем Солнца. Пятна – это конические воронки глубиной 300–400 км. Небольшие пятна имеют в поперечнике несколько тысяч километров. Размеры крупных пятен достигают 100 000 км. Такие пятна существуют около месяца.

• 
  Слайд 8
  

  По положению пятен на Солнце заметили, что оно вращается  не как твердое тело. Пятна в области экватора вращаются быстрее, чем пятна области средних широт. Солнце вращается вокруг своей оси в направлении движения планет вокруг него. В области экватора период вращения Солнца составляет около 25 суток, а вблизи полюсов – 32 дня.

• 
  Слайд 9
  

  Пятна на Солнце часто бывают окружены светлымизонами, называемыми факелами. Факелы – это выбросы более плотного и горячего вещества. Они "горячее" атмосферы примерно на2000 Киимеютячеистуюструктуру(величина каждой ячейки – около 30 000 км).Частовстречаются факельныеполя,внутрикоторыхпятеннет.

• 
  Слайд 10
  

  Хромосфера – внешняя оболочка Солнца толщиной около 10 000-14 000 км, окружающая фотосферу. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20–50 000 градусов. Хромосфера Спикулы в хромосфере. Фотография сделана с использованием фильтра.

• 
  Слайд 11
  

  солнечных затмений, когда Луна полностью закрывает фотосферу, хромосфера вспыхивает, как небольшое кольцо ярко-красного цвета, окруженное жемчужно-белой  короной. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Во время полных

• 
  Слайд 12
  

  Гранулы создают общий фон, на котором можно наблюдать несравненно более масштабные образования, такие, как протуберанцы, факелы, солнечные пятна и др. Развитие протуберанца

• 
  Слайд 13
  

  Температура протуберанцев около  20 000 К. Некоторые из них существуют в короне несколько месяцев. Другие, появляющиеся рядом с пятнами, быстро движутся со скоростями около 100 км/с и существуют несколько недель. Отдельные протуберанцы движутся с еще большими скоростями и внезапно взрываются; они называются эруптивными. Плотность и температура протуберанцев такая же, как и вещес-тва хромосферы, но на фоне горячей короны протуберанцы – холодные и плотные образования.

• 
  Слайд 14
  

  Протуберанец I типа Протуберанец II типа Протуберанец III типа

• 
  Слайд 15
  

  Корона – последняя внешняя оболочка Солнца. Несмотря на её очень высокую температуру, от 600 000 до 5 000 000 градусов, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, магнитным эффектом и воздействием ударных волн. Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме – вытянута вдоль солнечного экватора. Корона

• 
  Слайд 16
  

  Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 градусов, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Это позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

• 
  Слайд 17
  

  Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер – поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α-частиц), имеющий скорость 300-1200 км/с и распространяющий-ся, с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы. Многие природные явления на Земле связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числе геомагнитные бури и полярные сияния. Солнечный ветер Корональное извержение массы на Солнце. Струи плазмы вытянуты вдоль арок магнитного поля

• 
  Слайд 18
  

  Комплекс явлений, вызванных генерацией сильных магнитных полей на Солнце, называют солнечной активностью. Эти поля проявляются в фотосфере как солнечные пятна и вызывают такие явления, как солнечные вспышки, генерацию потоков ускоренных частиц, изменения в уровнях электромагнитного излучения Солнца в различных диапазонах, корональные извержения массы, возмущения солнечного ветра и т. д. С солнечной активностью связаны также изменения геомагнитной активности: полярные сияния, магнитные бури, нарушения радиосвязи на коротковолновом диапазоне. Солнечная активность

• 
  Слайд 19
  

  Одним из наиболее распространённых показателей уровня солнечной активности является число Вольфа, связанное с количеством солнечных пятен на видимой полусфере Солнца. Общий уровень солнечной активности меняется с характерным периодом, примерно равным 11 годам (так называемый «цикл солнечной активности» или «одиннадцатилетний цикл»). Этот период выдерживается неточно и в 20 веке был ближе к 10 годам, а за последние 300 лет варьировался примерно от 7 до 17 лет.