Содержание
-
Сонце Виконала Учениця 11-А класу Родіонова Євгенія
-
План Сонце. Загальні характеристики. Обертання навколо своєї осі. Внутрішня будова. Атмосфера. Хімічний склад. Магнітне поле. Фотосферні утворення. Сонячний вітер. Цікаві факти. Список використаної літератури.
-
Сонце-це зірка,навколо якої обертається Земля та сім інших планет Середня відстань від Землі: 149,6*10⁶км Швидкість: 217км/с Діаметр: 1,392×106 км(109 ×Землі) Площаповерхні : 6,09*1012 км² Об'єм: 1,41 × 1018 км³ Маса: 1,9891 × 1030 кг Густина: 1,408 г/см³ Поверхневеприскорення : 273,95 м/с−2 Температура поверхні: 5780 К Вік: 4,59 мільярдироків .
-
Сонце,як і Земля,обертається навколо власної осі. Вперше це спостерігав Галілей,по руху плям по поверхні Сонця. Проте,різні зони Сонця обертаються з різною швидкістю. Точки на екваторі мають період обертання близько 25 діб, на широті 40° - 27 діб, а поблизу полюсів - 35 діб. Швидкість обертання точок на поверхні Сонця зменшується від екватора до полюсів.
-
У центральній області (третина радіусу) - ядрі - відбуваються термоядерні реакції синтезу гелію. Поки температура висока - більше 2 мільйонів градусів, - енергія від ядра переноситься перевипромінюванням фотонів – це промениста зона. Вона тягнеться приблизно до відстані до 2/3 радіусу Сонця. Приблизно з відстані 2/3 R знаходиться конвективна зона. У цих шарах непрозорість речовини стає настільки великою а тиск газів настільки зменшується, що виникають великомасштабні конвективні рухи (піднімання гарячих і опускання холодних шарів речовини). Конвективна зона закінчується на видимій поверхні Сонця, де починається сонячна атмосфера
-
Найглибший шар атмосфери, товщиною 200–300 км, називається фотосферою (сфера світла). З ньоговипромінюєтьсямайже вся енергія, яка спостерігається у видимійчастині спектра, вона утворюєвидимуповерхнюСонця. Їїтовщинавідповідаєоптичнійтовщиніприблизнов 2/3. Температура ізнаближенням до зовнішнього краю фотосферизменшується з 6600 К до 4400 К, зовнішнішарифотосфериохолоджуютьсявнаслідоквипромінювання в міжпланетнийпростір. На фотографіяхфотосфери добре помітноїїтонку структуру у виглядіяскравих «зернят» — гранул розміромблизько 1000 км, розмежованихвузькимитемнимипроміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом рухугазів, якийвідбувається в розташованійпід атмосферою конвективнійзоніСонця.
-
Хромосфера і корона Сонця У найвищих шарах фотосфери температура становить близько 4000 К. За такоїтемператури та густини 10−3—10−4 кг/м³ водень стає практично нейтральним. Іонізованолишеблизько 0,01% атомів, здебільшого металів.Вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація, зновупочинаютьпідвищуватися, спочаткуповільно, а потімдужешвидко. Частинасонячноїатмосфери, в якійпідвищується температура й послідовноіонізуютьсяводень, гелій та іншіелементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотнітисяч кельвінів. У виглядіблискучоїрожевоїоблямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечастімоментиповнихсонячнихзатемнень.. Цярозріджена й гарячаоболонканазивається сонячноюкороною.
-
Як і всізорі, Сонце — розжаренагазова куля. Хімічний склад (за кількістюатомів) визначено з аналізусонячного спектра. РечовинаСонцядуже іонізована, тобтоатомивтратилисвоїзовнішні електроний разом з ними стали вільнимичастинками
-
Оскількисонячна плазма маєвисоку електропровідність,у нійможутьвиникати електричніструми і, як наслідок, магнітні поля. Спостережувані в сонячнійфотосферімагнітні поля поділяють на два типи, відповідно до їхмасштабів. Великомасштабне (загальне або глобальне) магнітне поле з характернимирозмірами, порівняними з розмірамиСонця, маєсереднюнапруженість на рівніфотосфериблизькодекількох гаус. У мінімумі циклу сонячноїактивностівономаєприблизнодипольні структуру, напруженість поля на полюсах Сонця максимальна Середньо- й дрібномасштабні (локальні) поля Сонцявідрізняютьсязначнобільшоюнапруженістю та меншоюрегулярністю. Найпотужнішімагнітні поля (до декількохтисячгаус) спостерігаються в групах сонячнихплям у максимумісонячного циклу. Магнітні поля Сонця
-
Фотосферні утворення Періодично у фотосфері то з'являються, то зникають сонячні плями. Розміри плям в середньому сягають 40 000 кілометрів (втроє більше Землі), проте деякі великі плями досягають 180 000 км. Зазвичай плями виникають групами. Кількість плям та їх груп періодично змінюється, тому для характеристики плямотворної діяльності Сонця введено число Вольфа: W = 10g + f де g – кількість груп плям, f – загальна кількість усіх плям на диску Сонця на цей момент. Супутниками плям є яскраві світлі утворення – факели.
-
Сонячнийвітер — потік іонізованихчастинок (в основному геліо–водневоїплазми), якийвиділяєтьсяіз сонячноїкорони зішвидкістю 300–1200 км/с у навколишнійпростір у всіхнапрямках. Рух цихчастиноквикривлює магнітне полеСонця,Землі та галактики і галактичнийвітер. Водночасмагнітне поле Сонцяуповільнюєсонячнийвітер, зменшуючийогодальність. Різкі зміни потоку сонячного вітру (спричинені спалахами на Сонці), викликають збурення геомагнітного поля Землі - магнітні бурі.
-
Всі ми бачимо, що Сонце жовтого або помаранчевого кольору, але насправді, воно біле. Жовті тони Сонцю дає феномен під назвою «атмосферне розсіювання». Між 1640 і 1700 рр. на Сонцівзагалі не булоплям. Цейперіод, званий мінімумомМаундера, збігся з “малимльодовиковимперіодом” – загальнимпохолоданням на Землі, коли річки, якініколи не замерзали, покрилисяльодом, а сніг лежав круглийрік на всіх широтах. В даний час Сонцезнаходиться на пікуактивності. Кожну секунду на Сонцізгорає 700 млрд. тонн водню. Незважаючи на такувеличезнушвидкістьвтрат, енергіїСонцявистачитьще на 5 млрд. років такого життя (приблизностільки ж роківСонцювіднародження). ЗакінчитьсвоєжиттяСонцебілим карликом, заздалегідьзбільшившись в розмірах і відштовхнувшивід себе всіпланети. На цих планетах випарується вся вода і зникне атмосфера. Мінімальне число затемнень в році - два. Сонячнізатемнення в одній і тійсаміймісцевостіспостерігаютьсярідко, оскількизатемнення видно лише у вузькійсмузітіні Луни. У якій-небудьпевнійточціповерхніповнесонячнезатемненняспостерігається в середньому 1 раз в 200-300 років. Сонцемаєдіаметрмайже 1 392 000 км. (приблизно у 109 разівбільшедіаметруЗемлі). МасаСонцяскладає 98% масинашоїсонячноїсистеми.
-
http://uk.wikipedia.org/ http://subject.com.ua/dovidnik/priroda/19.html http://bukvar.su/biologija/12168-Vozrast-Solnca-Zvezd-Vselennoiy-Otlichiya-nauchnoiy-kartiny-mira-ot-klassicheskoiy-Raspredelenie-solnechnoiy-energii.html http://dungimn.at.ua/forum/10-4-1 http://topvesti.kiev.ua/sonce Список використаної літератури:
-
Дякую за увагу
Нет комментариев для данной презентации
Помогите другим пользователям — будьте первым, кто поделится своим мнением об этой презентации.