1.Сонце. Загальні характеристики. 2.Обертання навколо своєї осі. 3.Внутрішня будова. 4.Атмосфера. 5.Хімічний склад. 6.Магнітне поле. 7.Фотосферні утворення. - презентация

1

2 1.Сонце. Загальні характеристики. 2.Обертання навколо своєї осі. 3.Внутрішня будова. 4.Атмосфера. 5.Хімічний склад. 6.Магнітне поле. 7.Фотосферні утворення. 8.Сонячний вітер. 9.Цікаві факти. 10.Список використаної літератури. 1.Сонце. Загальні характеристики. 2.Обертання навколо своєї осі. 3.Внутрішня будова. 4.Атмосфера. 5.Хімічний склад. 6.Магнітне поле. 7.Фотосферні утворення. 8.Сонячний вітер. 9.Цікаві факти. 10.Список використаної літератури.

3 Середня відстань від Землі: 149,6*10км Швидкість: 217км/с Діаметр: 1,392×10 6 км(109 ×Землі) Площа поверхні : 6,09*10 12 км² Об'єм: 1,41 × км³ Маса: 1,9891 × кг Густина: 1,408 г/см³ Поверхневе прискорення : 273,95 м/с 2 Температура поверхні: 5780 К Вік: 4,59 мільярди років. Середня відстань від Землі: 149,6*10км Швидкість: 217км/с Діаметр: 1,392×10 6 км(109 ×Землі) Площа поверхні : 6,09*10 12 км² Об'єм: 1,41 × км³ Маса: 1,9891 × кг Густина: 1,408 г/см³ Поверхневе прискорення : 273,95 м/с 2 Температура поверхні: 5780 К Вік: 4,59 мільярди років.

4

5 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 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

6 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. Її товщина відповідаєоптичній товщині приблизно в 2/3. Температура із наближенням до зовнішнього краю фотосфери зменшується з 6600 К до 4400 К, зовнішні шари фотосфери охолоджуються внаслідок випромінювання в міжпланетний простір. 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, який відбувається в розташованій під атмосферою конвективній зоні Сонця.

7 Хромосфера і корона Сонця У найвищих шарах фотосфери температура становить близько 4000 К. За такої температури та густини кг/м³ водень стає практично нейтральним. Іонізовано лише близько 0,01% атомів, здебільшого металів.Вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація, знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура й послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень.. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень.. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною.

8

9 Оскільки сонячна плазма має високу електропровідність, у ній можуть виникати електричні струми і, як наслідок, магнітні поля. Спостережувані в сонячній фотосфері магнітні поля поділяють на два типи, відповідно до їх масштабів. Великомасштабне (загальне або глобальне) магнітне поле з характерними розмірами, порівняними з розмірами Сонця, має середню напруженість на рівні фотосфери близько декількох гаус. У мінімумі циклу сонячної активності воно має приблизно дипольні структуру, напруженість поля на полюсах Сонця максимальна Середньо- й дрібномасштабні (локальні) поля Сонця відрізняються значно більшою напруженістю та меншою регулярністю. Найпотужніші магнітні поля (до декількох тисяч гаус) спостерігаються в групах сонячних плям у максимумі сонячного циклу.

10 Фотосферні утворення

11 Сонячний вітер потік іонізованих частинок (в основному геліо–водневої плазми), який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300–1200 км/с у навколишній простір у всіх напрямках. Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця,Землі та галактики і галактичний вітер. Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер, зменшуючи його дальність. Різкі зміни потоку сонячного вітру (спричинені спалахами на Сонці), викликають збурення геомагнітного поля Землі - магнітні бурі.

12 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 Сонці взагалі не було плям. Цей період, званий мінімумом Маундера, збігся з малим льодовиковим періодом – загальним похолоданням на Землі, коли річки, які ніколи не замерзали, покрилися льодом, а сніг лежав круглий рік на всіх широтах. В даний час Сонце знаходиться на піку активності. Кожну секунду на Сонці згорає 700 млрд. тонн водню. Незважаючи на таку величезну швидкість втрат, енергії Сонця вистачить ще на 5 млрд. років такого життя (приблизно стільки ж років Сонцю від народження). Закінчить своє життя Сонце білим карликом, заздалегідь збільшившись в розмірах і відштовхнувши від себе всі планети. На цих планетах випарується вся вода і зникне атмосфера. Мінімальне число затемнень в році - два. Сонячні затемнення в одній і тій самій місцевості спостерігаються рідко, оскільки затемнення видно лише у вузькій смузі тіні Луни. У якій-небудь певній точці поверхні повне сонячне затемнення спостерігається в середньому 1 раз в років. Сонце має діаметр майже км. (приблизно у 109 разів більше діаметру Землі). Маса Сонця складає 98% маси нашої сонячної системи.

13 kartiny-mira-ot-klassicheskoiy-Raspredelenie-solnechnoiy-energii.html kartiny-mira-ot-klassicheskoiy-Raspredelenie-solnechnoiy-energii.html Список використаної літератури:

14