СТРОЕНИЕ АТМОСФЕРЫ СОЛНЦА. Строение Солнца Атмосфера Солнца состоит из: 1. Фотосферы 2. Хромосферы 3. Короны. — презентация
Презентация была опубликована 6 лет назад пользователемМаргарита Финягина
Похожие презентации
Презентация на тему: » СТРОЕНИЕ АТМОСФЕРЫ СОЛНЦА. Строение Солнца Атмосфера Солнца состоит из: 1. Фотосферы 2. Хромосферы 3. Короны.» — Транскрипт:
1 СТРОЕНИЕ АТМОСФЕРЫ СОЛНЦА
3 Атмосфера Солнца состоит из: 1. Фотосферы 2. Хромосферы 3. Короны
4 Фотосфера Толщина 320 км, плотность г/см 3. Фотосфера излучает весь видимый свет. Температура фотосферы Солнца около 5800 K, причем к основанию хромосферы она падает примерно до 4800 K.
5 Фотосфера Новые снимки края солнечного диска в 2002 г шведским Солнечным телескопом 1-m, установленном на острове Ла-Пальма (Канарские острова), позволили обнаружить ландшафты из гор, долин и огненных стен, впервые показав трехмерную структуру солнечной поверхности. Новые снимки позволили разглядеть смещающиеся пики и низины сверх горячей плазмы – разница в высоте их может достигать сотни километров.
6 Фотосфера Грануляция — видимая в телескоп зернистая структура солнечной фотосферы. Представляет собой совокупность большого числа тесно расположенных гранул ярких изолированных образований диаметром км, покрывающих весь диск Солнца. Межгранульное расстояние достигает в ширину км.
7 ФОТОСФЕРА Факел — яркая область фотосферы Солнца (цепочки ярких гранул, обычно окружающих группу солнечных пятен). Появление факелов связано с последующим возникновением в их окрестности солнечных пятен и вообще с солнечной активностью. В общей сложности факелы могут занимать значительную долю всей видимой поверхности Солнца. Они отличаются характерной тонкой структурой и состоят из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков – факельных гранул. Лучше всего факелы видны на лимбе солнечного диска, а ближе к центру не видны вообще.
8 Фотосфера Солнечные пятна Солнечные пятна — область на Солнце, где температура ниже (области с сильным магнитным полем), чем в окружающей фотосфере. Поэтому солнечные пятна кажутся относительно более темными. Эффект охлаждения вызывается наличием сильного магнитного поля, сконцентрированного в зоне пятна. Магнитное поле препятствует образованию конвективных потоков газа, которые переносят к поверхности Солнца горячее вещество из нижележащих слоев. Пятно состоит из центральной части — тени (ядра) и окружающей ее в большинстве случаев более светлой полутени, имеющую волокнистую структуру.
9 ХРОМОСФЕРА Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце. Это газообразный слой Солнца, лежащий выше фотосферы толщиной 7-8 тыс. км, отличается значительной неоднородностью температуры (5- 10 тыс. К).
10 ХРОМОСФЕРА Вспышка — самое мощное проявление солнечной активности, внезапное местное выделение энергии магнитных полей в короне и хромосфере Солнца (до атмосферы нагревается и ускоряется. Вспышки чаще всего происходят в небольшой области между развивающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярностей сильных магнитных полей, наблюдаются самые мощные и быстро развивающиеся проявления солнечной активности.
11 ХРОМОСФЕРА Спикулы — отдельные тонкие столбы (похожие на шипы структуры) светящейся плазмы в хромосфере, видимые при наблюдении Солнца в монохроматическом свете (в спектральных линиях Н, Не, Са + и др.), которые наблюдаются в лимбе или около него. Спикулы поднимаются из хромосферы в солнечную корону до высоты 6-10 тыс. км, их диаметр км (обычно порядка 1000 км в поперечнике и км в длину), среднее время жизни 5-7 мин. Поднимаясь из хромосферы со скоростью около 20 км/с; затем они падают обратно и затухают. Флоккулы — тонкие волокнистые образования в хромосферном слое центров солнечной активности, имеют большую яркость и плотность, чем окружающие участки хромосферы, ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля; являются продолжением факелов фотосферных в хромосфере. Флоккулы можно видеть, когда солнечная хромосфера отображается в монохроматическом свете, например, в свете однократно ионизированного кальция. Повышение яркости флоккула в центральных частях, можно объяснить увеличением плотности вещества в хромосфере в 3 – 5 раза при почти неизменном значении температуры, или лишь слабым ее увеличением.
12 СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА Самая внешняя часть атмосферы Солнца, состоит из горячей (от К до 5 млн. К) разреженной высокоионизованной плазмы, которая во время полного солнечного затмения видна как яркое гало. Корона простирается на расстояние, во много раз превышающее радиус Солнца, и переходит в межпланетную среду (в несколько десятков радиусов Солнца и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве). Протяженность и форма короны изменяются в течение солнечного цикла, главным образом благодаря потокам, образующимся в активных областях.
13 СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ Солнечная активность — различные регулярные возникновения в атмосфере Солнца характерных образований, связанные с выделением большого количества энергии, частота и интенсивность которых циклически изменяются: солнечных пятен, факелов в фотосфере, флоккулов и вспышек в хромосфере, протуберанцев в короне, выбросы корональной массы. Области, где в совокупности наблюдаются эти явления, называются центрами солнечной активности. В солнечной активности (росте и спаде числа центров солнечной активности, а также их мощности) существует приблизительно 11-летняя периодичность (цикл солнечной активности), хотя имеются свидетельства существования и других циклов (от 8 до 15 лет). Солнечная обсерватория «SOHO» зарегистрировала 4 января 2002 года мощный выброс солнечного вещества. Это самый масштабный и самый сложный по своей структуре выброс, который зафиксировали камеры обсерватории за все время полета.
Источник
Презентация на тему «Строение атмосферы Солнца»
Рецензии
Аннотация к презентации
Презентация для 10-11 класса на тему «Строение атмосферы Солнца» по астрономии. Каталог презентаций в формате powerpoint. Можно бесплатно скачать материал к себе на компьютер или смотреть его онлайн.
Содержание
Тема: Строение атмосферы Солнца Вспышка на солнечном пятне 875, 2.05.2006г
Солнечная атмосфера
Солнечная атмосфера состоит из 3х слоев:фотосфера, хромосфера, солнечная корона.
Фотосфера — грануляция
Фотосфера- светящаяся “поверхность” Солнца, нижний слой атмосферы. Излучает почти всю энергию, поэтому мы и видим резко очерченный шар, хотя Солнце не имеет резко очерченных границ. толщина = 300-400км., Т ≈ 5800К, ρср. ≈10-4кг/м3≈1017атом/см3. Н-водород. 1) “зернистая структура”- гранулы размером до 1000км (ср. 700км), промежутки между гранулами до 300км, время существования до 8мин, одновременно наблюдается порядка миллиона гранул — отражение движения вещества: подъем и опускание в под фотосферной области за счет конвекции, начиная с глубины 0,3R (подобие кипящей рисовой каши). Пятно на фоне грануляции. Грануляция.
Фотосфера — пятна
2)Пятна- очевидный признак солнечной активности, диаметром от тысяч км до 100 000км. Они появляются на широте ∓400 (редко 500) группами (редко одно), но обязательно есть и на противоположной стороне Солнца и опускаются до широты ∓50 где исчезают (существуя от нескольких дней до нескольких месяцев). Пятно видно так как в данной области плазма более холодная (до 4500К) по сравнению с остальной частью фотосферы. Причина — торможение магнитным полем конвекции, (нисходящее течение, идущее со скоростью 2 м/с на глубину до 2000км — на поверхность поступает Слайд 5
Фотосфера — факелы
3) Фотосферные факелы более светлые образования (более горячие, ≈ на 300 К выше), связанные с выносом более горячего вещества за счет усиления конвекции в подфотосферных слоях. Факел — долгоживущее образование, он часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне «живёт» около месяца. Ширина цепочек равна диаметру образующих её ярких элементов (групп гранул) и составляет ок. 5000 км, длина достигает 50 000 км. Размер факельных гранул лишь ненамного превышает размер обычных гранул. Суммарная площадь цепочек — волокон факела — ≈ в 4 раза больше площади пятна. Менее яркие факелы встречаются и независимо от пятен. Волокна факелов отчётливо видны лишь около края диска Солнца (но не на самом краю), где превышение их яркости над фоном достигает 10-20%. Самое большое пятно — Активный регион 904, появилось в видимой области 9 августа 2006 года. Умеренная вспышка и последовавший выброс вещества короны произошёл 17 августа 2006 года, когда пятно было повернуто почти напрямую к Земле. Снимок активной области был получен при помощи КА TRACE.
Хромосфера — факелы
Хромосфера=(греч. «сфера цвета») красновато-фиолетовая окраска (видна только при полных затмениях, или при помощи специальных приборов). Состоит из трех слоев: нижний — до 1500 км, Т≈5000К; средний 1500-4000 км, Т ≈ 6000-15000 К ; верхний 4000-10000км Т ≈ 20000-50000К. По мере подъема Т- растет. Яркость хромосферы не одинакова. в)Спикулы — наблюдаются на краю хромосферы в виде язычков пламени, диаметры
1000 км, скорости подъёма (опускания) ≈ 20 км/с, время жизни – 5-10 мин., поднимаются из нижней хромосферы на 5000-10000 км. а)Факелы (хромосферные)-наиболее яркие участки расположены над фотосферными нитями и факелами. б)Вспышки мощные и быстроразвивающиеся (слабые исчезают через 5-10 мин, а самые мощные до нескольких часов) происходят в результате быстрой перестройка («перезамыкание») магнитных полей. Небольшие вспышки происходят по несколько раз в сутки, мощные значительно реже и как правило вблизи пятен. Это внезапное выделение энергии в широком диапазоне длин волн — от жёсткого g-излучения до километровых радиоволн и выброс электрически заряженных частиц.
Хромосфера — протуберанцы
«Спокойный» протуберанец. Это потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями до 100 км/с. Протуберанцы- гигантские яркие вспышки и арки, опирающиеся на хромосферу и врывающиеся в солнечную корону — это выброс вещества (плазмы), наблюдаемые в виде: арок, облаков, фонтанов. Наиболее распространены «спокойные» протуберанцы, появляющиеся обычно с развитием группы пятен, а существуют они значительно дольше пятен — до 1 года. Другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями
100-1000 км/с (быстрые — эруптивные протуберанцы). Активная область Солнца. Высота протуберанца около 10 000км.
Протуберанцы
Размеры протуберанцев могут быть разными, обычно они имеют высоту до 40 000км и ширину до 200 000км. Дугообразные протуберанцы достигают размера в 800 000км, но есть и рекордсмены когда размер достигает 3 млн.км. Хотя выделить какой-то отдельный протуберанец и назвать его самым большим не удается, имеется множество удивительных примеров. Например, на изображении, принятом со «Skylab» в 1974г, был виден петлеобразный покоящийся протуберанец, который протянулся над поверхностью Солнца больше чем на полмиллиона километров. 6 января 1997г зафиксирован “протуберанец” диаметром >40 млн.км, что привело к увеличению солнечного ветра с 350 до 430 км/с у Земли.
Корона
Солнечная корона -протяженность от 1R — 8-10 R Солнца. Наблюдается во время затмений (или с помощью коронографа) серебристо-жемчужного цвета с Т≥1млн.К, чрезвычайно разреженный газ. Структура короны довольно устойчива, существенные изменения происходят за годы. На снимке КА TRACE (запущен 2.04.1998г) в ультрафиолетовых лучах показаны сгущения горячих корональных петель, которые простираются ввысь на 350 000 км и более. Значительный нагрев короны происходит в нижних ее слоях, у основания петель, где плазма начинает подниматься и возвращается на поверхность Солнца. Темные области — это корональные дыры. Они располагающиеся над поверхностью, где силовые линии солнечного магнитного поля уходят в межпланетное пространство и наблюдаются в ультрафиолетовом и рентгеновском свете. Они являются источниками интенсивного солнечного ветра,
Вид корональных лучей заметно меняется в зависимости от солнечной активности. Корона во время солнечного затмения 29.03.2006 года. Фото сделано с помощью телескопа в Сиде, Турция. Корона во время затмения 19.06.1999 года
Солнечная активность
Рудольф Вольф (1816-1893, Швейцария) в 1852г установил 11-летний цикл появления пятен. 4 года происходит подъем, а 7 лет затухание — цикл 11,1 лет, и ввел число Вольфа W=(10g+f).k характеризирующую активность пятнообразований. f – число пятен, g– число групп. Солнечная активность – периодический комплекс нестационарных образований в атмосфере Солнца (петли, факелы, протуберанцы и т.д.). Связующее звено между различными ярусами центров активности – магнитное поле. Период (средний) – 11,1 лет (4 года подъема – 7 лет — затухание). Последние циклы активности и предполагаемые 24 и 25 цикл. Спокойное Солнце Активное Солнце К 1997г установлено, что на Солнце одновременно происходит до 30 тысяч различных взрывных событий. Их средняя продолжительность ≈1 мин, протяженность 1500 км, скорость выброса вещества до 1500 км/с.
Источник
Презентация на тему «Атмосфера Солнца» 10 класс
Рецензии
Аннотация к презентации
Интересует тема «Атмосфера Солнца»? Лучшая презентация на эту тему представлена здесь! Средняя оценка: 3.1 балла из 5. Также представлены другие презентации по астрономии для 10 класса. Скачивайте бесплатно.
Содержание
СОЛНЦЕ
Солнце – раскалённый плазменный шар
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
Атмосфера Солнца В атмосфере Солнца выделяют 3 основных слоя: Фотосфера Хромосфера Корона
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
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.
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.
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.
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.
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.
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
Гранулы создают общий фон, на котором можно наблюдать несравненно более масштабные образования, такие, как протуберанцы, факелы, солнечные пятна и др. Развитие протуберанца
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.
Протуберанец I типа Протуберанец II типа Протуберанец III типа
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
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.
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
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
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.
Источник