Presentación sobre el tema de la estructura interna del sol. Estructura interna del sol.

“Estrellas y constelaciones” - Ptolomeo. En una noche sin nubes y sin luna, lejos de zonas pobladas, se pueden distinguir unas 3.000 estrellas. Becerro. Los antiguos astrónomos dividieron el cielo estrellado en constelaciones. Es fácil determinar la dirección norte a partir de la Osa Mayor. Cielo estrellado. Ballena. Imágenes de constelaciones del antiguo atlas de Hevelius.

“La evolución de las estrellas” - Las estrellas son enormes bolas de helio e hidrógeno, además de otros gases. Las estrellas son el elemento principal de la galaxia. Explosión de supernova. Un gráfico de la evolución de una estrella típica. Dos jóvenes enanas negras en la constelación de Tauro. Nebulosa del Cangrejo. A medida que aumenta la densidad de la nube, se vuelve opaca a la radiación.

“Cielo estrellado” - Letras del alfabeto griego. Cubo de la Osa Mayor. Triángulo de invierno. Juan Bayer. Una sección de la esfera celeste. Cielo estrellado. Hemisferio norte. Esfera celestial. Estrellas. Astrónomos antiguos. Constelación de la Osa Mayor. Las estrellas fueron los principales hitos. Estrellas brillantes. Imágenes de constelaciones. Estrellas brillantes.

“Estructura de las estrellas” - Masse. Edad. Para diferentes estrellas, la radiación máxima se produce en diferentes longitudes de onda. Color y temperatura de las estrellas. Blanco azul. Luminosidad de las estrellas. Amarillo blanco. Las estrellas vienen en una variedad de colores. Clase. Estrellas. Arcturus tiene un tono amarillo anaranjado, Zanahoria. Vega. Rigel. Uno. Radios de estrellas. Antarés. El edificio.

"Agujeros negros" - Pequeñas consecuencias de la aparición de agujeros negros. Cuando una estrella explota, se produce una supernova. El astrónomo Karl Schwarzschild, en los últimos años de su vida, calculó el campo gravitacional alrededor de una masa de volumen cero. Los agujeros negros son el resultado final de la actividad de estrellas cuya masa es cinco o más veces mayor que la del Sol.

“Distancias a las estrellas” - Distancias a las estrellas. Usando líneas espectrales, puedes estimar la luminosidad de una estrella y luego encontrar su distancia. Los estudios con telescopios muestran que no hay dos estrellas iguales. La distancia a las estrellas se puede estimar mediante el método de paralaje espectral. Las estrellas se diferencian entre sí por su color y brillo.

Hay un total de 17 presentaciones en el tema.

Presentación sobre el tema: “Estructura interna del sol” Completada por un estudiante de la clase 11 “a” de la escuela secundaria GBOU 1924 Gobernadores Anton

Estructura interna del sol.

El Sol es la única estrella del Sistema Solar alrededor de la cual giran otros objetos de este sistema: planetas y sus satélites, planetas enanos y sus satélites, asteroides, meteoroides, cometas y polvo cósmico.

Estructura del Sol: -Núcleo solar. -Zona de transferencia radiativa. - Zona convectiva del Sol.

Núcleo solar. La parte central del Sol, con un radio de aproximadamente 150.000 kilómetros, en la que se producen reacciones termonucleares, se llama núcleo solar. La densidad de la sustancia en el núcleo es de aproximadamente 150.000 kg/m³ (150 veces mayor que la densidad del agua y ~6,6 veces mayor que la densidad del metal más denso de la Tierra: el osmio), y la temperatura en el centro del núcleo Es más de 14 millones de grados.

Zona de transferencia radiativa. Por encima del núcleo, a distancias de aproximadamente 0,2 a 0,7 radios solares de su centro, hay una zona de transferencia radiativa en la que no hay movimientos macroscópicos y se transfiere energía mediante reemisión de fotones;

Zona convectiva del Sol. Más cerca de la superficie del Sol, se produce una mezcla de plasma en vórtices y la transferencia de energía a la superficie se logra principalmente mediante los movimientos de la sustancia misma. Este método de transferencia de energía se llama convección, y la capa subsuperficial del Sol, de aproximadamente 200.000 km de espesor, donde ocurre se llama zona convectiva. Según datos modernos, su papel en la física de los procesos solares es excepcionalmente importante, ya que es en él donde se originan diversos movimientos de la materia solar y los campos magnéticos.

Atmósfera del Sol: -Fotosfera. -Atmósfera. -Corona. -Viento soleado.

Fotosfera del Sol. La fotosfera (la capa que emite luz) forma la superficie visible del Sol, a partir de la cual se determina el tamaño del Sol, la distancia a la superficie del Sol, etc. La temperatura en la fotosfera alcanza una media de 5800 K. Aquí, la densidad media del gas es inferior a 1/1000 de la densidad del aire terrestre.

Cromosfera del Sol. La cromosfera es la capa exterior del Sol, de unos 10.000 km de espesor, que rodea la fotosfera. El origen del nombre de esta parte de la atmósfera solar está asociado a su color rojizo. El límite superior de la cromosfera no tiene una superficie lisa clara; de él se producen constantemente emisiones calientes llamadas espículas. La temperatura de la cromosfera aumenta con la altitud de 4.000 a 15.000 grados.

Corona del Sol. La corona es la última capa exterior del Sol. A pesar de su altísima temperatura, que oscila entre 600.000 y 5.000.000 de grados, sólo es visible a simple vista durante un eclipse solar total.

Viento soleado. Muchos fenómenos naturales en la Tierra están asociados con perturbaciones en el viento solar, incluidas las tormentas geomagnéticas y las auroras.

Diapositiva 2

En el Antiguo Egipto, el Sol era venerado como la deidad principal. Los persas, babilonios, chinos y japoneses veneraban al Sol como fuente de vida, principio fundamental de todas las cosas. Numerosas fiestas de la antigua Rusia (Iván Kupala, Yarila, María Morevna) están dedicadas al sol.

Diapositiva 3

Edad 4,7 mil millones de años Vida útil 10 mil millones de años Masa 330.000 masas terrestres Radio 109 radios terrestres Distancia a la Tierra 149.600.000 km Distancia al centro de la galaxia 28.000 años luz Velocidad en la galaxia 220 km/s Información general

Diapositiva 4

Estructura del sol

Núcleo Zona radiante (zona de radiación) Zona de convección Cromosfera Fotosfera Corona solar Prominencia Atmósfera del Sol

Diapositiva 5

Estructura interna del sol

El núcleo solar es una zona de reacciones termonucleares. La densidad de la sustancia es de 158 t/m3; temperatura 15,5 millones de grados; presión 350 mil millones de atmósferas. Zona radiante – zona de transferencia de energía por radiación. Como resultado de la absorción de cuantos y su reemisión, se produce energía. La zona convectiva es una zona de transferencia de energía mediante flujos de gas en circulación.

Diapositiva 6

atmósfera solar

La fotosfera es la capa inferior de la atmósfera solar, de 300 a 400 km de espesor. La densidad de la sustancia es de aproximadamente 10-4 kg/m3; temperatura media 6000 0C. La cromosfera es la parte interior de la atmósfera solar, de 2500 km de espesor. En él se produce una intensa radiación de hidrógeno atómico, la temperatura se eleva a 100 mil grados. La corona solar es la capa superior de la atmósfera solar, de varios millones de kilómetros de longitud. Temperatura 1-2 millones de grados.

Diapositiva 7

Composición química

Determinado a partir del espectro del sol. Los elementos principales son el hidrógeno (alrededor del 75%) y el helio (alrededor del 25%). Los elementos restantes (unos 70 de ellos) representan menos del 1%.

Diapositiva 8

Fuentes de energia

Las reacciones termonucleares ocurren en las profundidades del Sol. El ciclo comienza con la fusión de dos núcleos de hidrógeno. Un serio obstáculo es la repulsión de los protones que se acercan. Sólo se puede superar en condiciones extremas. Por lo tanto, la fusión termonuclear sólo puede ocurrir en el núcleo del Sol, donde tanto la temperatura como la presión son enormes. Cada segundo en el Sol, 500 millones de toneladas de hidrógeno se convierten en helio.

Diapositiva 9

La actividad solar es un conjunto de fenómenos que ocurren periódicamente en la atmósfera solar bajo la influencia de campos magnéticos.

La actividad solar tiene un ciclo de 11 años. Durante los años de actividad solar hay muchas formaciones activas sobre el Sol, mientras que durante los años de mínima hay pocos centros de actividad.

Diapositiva 10

Manifestaciones de actividad solar.

manchas destellan prominencias

Diapositiva 11

Formaciones activas en el Sol.

Las manchas solares son formaciones activas en la fotosfera del Sol. Son tubos de líneas de campo magnético. El campo magnético suprime el movimiento convectivo del gas. Por lo tanto, la temperatura en el área puntual es 10.000 menos. Hay manchas solares en el Sol todo el tiempo, pero durante los años de actividad solar su tamaño y número aumentan significativamente. La foto muestra las manchas solares en comparación con la Tierra. Tierra A partir del movimiento de las manchas solares, Galileo estableció que el Sol gira alrededor de su eje.

Diapositiva 12

Las llamaradas son uno de los procesos más rápidos y poderosos que ocurren en la cromosfera del Sol. Comienzan con el hecho de que al cabo de unos minutos la luminosidad en una determinada zona aumenta considerablemente. Suelen aparecer sobre manchas, especialmente sobre aquellas que cambian rápidamente. Motivo: un cambio en los campos magnéticos que provoca una compresión repentina de la cromosfera. Ocurre algo parecido a una explosión y se forma una corriente dirigida de partículas cargadas muy rápidamente y rayos cósmicos. Duración: desde varios minutos hasta varias horas. Acompañado de potentes radiaciones ultravioleta, rayos X y radio. Desarrollo de una llamarada solar.

Diapositiva 13

Las prominencias son nubes gigantes de gases calientes, de decenas de kilómetros de largo. Llaman la atención por su variedad de formas, rica estructura, movimientos complejos de nodos individuales y cambios repentinos que dan paso a períodos de existencia tranquila. Las prominencias son más densas y frías que la corona circundante y tienen aproximadamente la misma temperatura que la cromosfera. Tierra Fotografía de la corona solar con una eyección coronal.

Diapositiva 14

Manifestaciones geofísicas de la actividad solar.

Manifestaciones ionosféricas: deterioro o cese temporal de las comunicaciones por radio. Las tormentas magnéticas son cambios a corto plazo en el campo magnético de la Tierra. Las auroras son el resplandor de la atmósfera en las regiones polares de la Tierra. Impacto en la troposfera, es decir. sobre el clima, los desastres naturales, sobre el bienestar de las personas.

Diapositiva 15

Eco terrestre de las tormentas solares

Así llamó el geofísico soviético A.L. Chizhevsky la influencia de la actividad solar en nuestra vida terrestre. Chizhevsky recopiló información sobre las epidemias de peste y cólera desde el 430 a.C. hasta 1899 Los comparó con datos de crónicas de la actividad solar. Resultó que los picos de actividad solar coincidieron aproximadamente con los brotes más graves de morbilidad. Superposición de epidemias y pandemias de cólera en todo el mundo (segmentos de la curva negra) sobre la actividad solar (curva delgada)

Diapositiva 16

Mientras estudiaba la conexión entre las epidemias de cólera en Rusia en el período de 1823 a 1923, Chizhevsky descubrió una conexión bastante pronunciada entre esta última y la actividad solar.

El número de casos de cólera (línea negra) dentro del ciclo solar (línea delgada). Después de una extensa investigación estadística, se llegó a la conclusión sobre el impacto del cambio de la actividad solar en la actividad vital de los microbios patógenos.

Diapositiva 17

eclipses solares

Durante un eclipse total, la Luna cubre todo el disco del Sol. Observado en un área pequeña. Sol Luna Franja de eclipse parcial Franja de fase completa La Luna en ciertos momentos aparece entre la Tierra y el Sol y cubre el Sol. La sombra de la Luna cae sobre la Tierra. Se observa un eclipse parcial a ambos lados de la franja de fase total.

Diapositiva 18

Periodicidad de los eclipses solares.

Saros es un período de tiempo durante el cual los ciclos solar y lunar se repiten en un orden determinado. Saros tiene aproximadamente 18 años y 11 días. Durante este tiempo se producen 42 eclipses solares y 28 lunares. Los eclipses solares totales en un lugar determinado de la Tierra no son visibles más de una vez cada 200 a 300 años. La duración de un eclipse total es de 2 a 3 minutos. Observando la corona solar durante un eclipse solar.

Diapositiva 19

Nacimiento y muerte del sol

Según Pierre-Simon Laplace, el Sol se formó hace 4.700 millones de años como resultado de la compresión de una gigantesca nube giratoria de gas y polvo bajo la influencia de su propia gravedad. La compresión duró 30 millones de años. Durante este tiempo, el núcleo de la nube en rotación se calentó a una temperatura a la que era posible la fusión de los núcleos de hidrógeno. Los resultados de los modelos informáticos modernos indican que el Sol vivirá de manera constante durante otros 5 mil millones de años. Cuando se acabe el suministro de combustible nuclear, el núcleo del Sol se contraerá y las capas exteriores se expandirán. El Sol se convertirá en una gigante roja con un radio mayor que la órbita de Marte. La vida útil de una estrella gigante no durará más de varios cientos de millones de años. Luego, tras deshacerse de su capa exterior, el Sol se convertirá en una enana blanca. Será comparable en tamaño a la Tierra, pero la densidad de la sustancia superará 1 t/m3. Evolución del sol.

Diapositiva 20

Gracias por su atención.

Ver todas las diapositivas

Diapositiva 1

Diapositiva 2

Estructura interna de las estrellas Fuentes de energía de las estrellas Si el Sol estuviera formado por carbón y la fuente de su energía fuera la combustión, entonces, si se mantuviera el nivel actual de emisión de energía, el Sol se quemaría por completo en 5000 años. ¡Pero el Sol ha estado brillando durante miles de millones de años! Newton planteó la cuestión de las fuentes de energía de las estrellas. Supuso que las estrellas reponen sus reservas de energía gracias a la caída de los cometas. En 1845 Alemán El físico Robert Meyer (1814-1878) intentó demostrar que el Sol brilla debido a la caída de materia interestelar sobre él. 1954 Hermann Helmholtz sugirió que el Sol emite parte de la energía liberada durante su lenta compresión. A partir de cálculos sencillos podemos deducir que el Sol desaparecería por completo en 23 millones de años, y esto es demasiado poco. Por cierto, esta fuente de energía, en principio, se produce antes de que las estrellas alcancen la secuencia principal. Hermann Helmholtz (1821-1894)

Diapositiva 3

Estructura interna de las estrellas Fuentes de energía estelar A altas temperaturas y masas superiores a 1,5 masas solares, domina el ciclo del carbono (CNO). La reacción (4) es la más lenta: tarda alrededor de 1 millón de años. En este caso, se libera un poco menos de energía, porque más de lo que se deja llevar por los neutrinos. Este ciclo en 1938 Desarrollado de forma independiente por Hans Bethe y Carl Friedrich von Weizsäcker.

Diapositiva 4

Estructura interna de las estrellas Fuentes de energía de las estrellas Cuando finaliza la combustión del helio en el interior de las estrellas, a temperaturas más altas se hacen posibles otras reacciones en las que se sintetizan elementos más pesados, hasta el hierro y el níquel. Se trata de reacciones a, combustión de carbono, combustión de oxígeno, combustión de silicio... Así, el Sol y los planetas se formaron a partir de las "cenizas" de supernovas que estallaron hace mucho tiempo.

Diapositiva 5

Estructura interna de las estrellas Modelos de la estructura de las estrellas En 1926 Se publicó el libro de Arthur Eddington "La estructura interna de las estrellas", con el que, se podría decir, comenzó el estudio de la estructura interna de las estrellas. Eddington hizo una suposición sobre el estado de equilibrio de las estrellas de la secuencia principal, es decir, sobre la igualdad del flujo de energía generado en el interior de la estrella y la energía emitida desde su superficie. Eddington no imaginó la fuente de esta energía, pero colocó correctamente esta fuente en la parte más caliente de la estrella, su centro, y asumió que un largo tiempo de difusión de energía (millones de años) nivelaría todos los cambios excepto aquellos que aparecen cerca. la superficie.

Diapositiva 6

Estructura interna de las estrellas Modelos de la estructura de las estrellas El equilibrio impone restricciones estrictas a una estrella, es decir, una vez alcanzada un estado de equilibrio, la estrella tendrá una estructura estrictamente definida. En cada punto de la estrella se debe mantener el equilibrio de fuerzas gravitacionales, presión térmica, presión de radiación, etc. Además, el gradiente de temperatura debe ser tal que el flujo de calor hacia afuera corresponda estrictamente al flujo de radiación observado desde la superficie. Todas estas condiciones se pueden escribir en forma de ecuaciones matemáticas (al menos 7), cuya solución sólo es posible mediante métodos numéricos.

Diapositiva 7

Estructura interna de las estrellas Modelos de la estructura de las estrellas Equilibrio mecánico (hidrostático) La fuerza debida a la diferencia de presión, dirigida desde el centro, debe ser igual a la fuerza gravitacional. d P/d r = M(r)G/r2, donde P es presión, es densidad, M(r) es masa dentro de una esfera de radio r. Equilibrio energético El aumento de luminosidad debido a la fuente de energía contenida en una capa de espesor dr a una distancia del centro r se calcula mediante la fórmula dL/dr = 4 r2 (r), donde L es la luminosidad, (r) es la Liberación de energía específica de las reacciones nucleares. Equilibrio térmico La diferencia de temperatura en los límites interior y exterior de la capa debe ser constante y las capas interiores deben estar más calientes.

Diapositiva 8

Estructura interna de las estrellas Estructura interna de las estrellas 1. El núcleo de una estrella (zona de reacciones termonucleares). 2. Zona de transferencia radiativa de energía liberada en el núcleo hacia las capas exteriores de la estrella. 3. Zona de convección (mezcla convectiva de materia). 4. Núcleo isotérmico de helio formado por gas de electrones degenerado. 5. Capa de gas ideal.

Diapositiva 9

Estructura interna de las estrellas Estructura de las estrellas hasta la masa solar Las estrellas con masa inferior a 0,3 solares son completamente convectivas, lo que se debe a sus bajas temperaturas y altos coeficientes de absorción. Las estrellas de masa solar sufren transporte radiativo en el núcleo, mientras que el transporte convectivo ocurre en las capas exteriores. Además, la masa de la capa convectiva disminuye rápidamente a medida que se asciende en la secuencia principal.

Diapositiva 10

Diapositiva 11

Estructura interna de las estrellas Estructura de las estrellas degeneradas La presión en las enanas blancas alcanza los cientos de kilogramos por centímetro cúbico, y en los púlsares es varios órdenes de magnitud mayor. A tales densidades, el comportamiento difiere marcadamente del de un gas ideal. La ley de los gases de Mendeleev-Clapeyron deja de aplicarse: la presión ya no depende de la temperatura, sino que está determinada únicamente por la densidad. Este es un estado de materia degenerada. El comportamiento de un gas degenerado formado por electrones, protones y neutrones obedece a leyes cuánticas, en particular al principio de exclusión de Pauli. Afirma que más de dos partículas no pueden estar en el mismo estado y que sus espines tienen direcciones opuestas. Para las enanas blancas, el número de estos posibles estados es limitado; la gravedad intenta exprimir los electrones en espacios ya ocupados. En este caso se produce una fuerza de contrapresión específica. En este caso, p ~ 5/3. Al mismo tiempo, los electrones tienen altas velocidades de movimiento y el gas degenerado tiene una alta transparencia debido a la ocupación de todos los niveles de energía posibles y la imposibilidad del proceso de absorción-reemisión.

Diapositiva 12

Estructura interna de las estrellas La estructura de una estrella de neutrones A densidades superiores a 1010 g/cm3 se produce el proceso de neutronización de la materia, la reacción + e n + B. En 1934, Fritz Zwicky y Walter Baarde predijeron teóricamente la existencia de estrellas de neutrones, la cuyo equilibrio se mantiene gracias a la presión del gas de neutrones. La masa de una estrella de neutrones no puede ser inferior a 0,1 M ni superior a 3 M. La densidad en el centro de una estrella de neutrones alcanza valores de 1015 g/cm3. La temperatura en el interior de una estrella de este tipo se mide en cientos de millones de grados. Los tamaños de las estrellas de neutrones no superan las decenas de kilómetros. El campo magnético de la superficie de las estrellas de neutrones (millones de veces mayor que el de la Tierra) es una fuente de emisión de radio. En la superficie de una estrella de neutrones, la materia debe tener las propiedades de un cuerpo sólido, es decir, las estrellas de neutrones están rodeadas por una corteza sólida de varios cientos de metros de espesor.

Diapositiva 13

M. Dagaev y otros Astronomía - M.: Educación, 1983 P.G. Kulikovsky. Manual para un aficionado a la astronomía - M.URSS, 2002 M.M Dagaev, V.M Charugin “Astrofísica. Un libro para leer sobre astronomía” - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I.Eremeeva, F.A. Tsitsin “Historia de la Astronomía” - M.: Universidad Estatal de Moscú, 1989. W. Cooper, E. Walker “Medición de la luz de las estrellas” - M.: Mir, 1994. R. Kippenhahn. 100 mil millones de soles. Nacimiento, vida y muerte de las estrellas. M.: Mir, 1990. Estructura interna de las estrellas Referencias