Разделы презентаций


Атмосфера Солнца презентация, доклад

Содержание

Солнце – раскалённый плазменный шар

Слайды и текст этой презентации

Слайд 1СОЛНЦЕ
Атмосфера Солнца

СОЛНЦЕАтмосфера Солнца

Слайд 2Солнце – раскалённый плазменный шар

Солнце – раскалённый плазменный шар

Слайд 3На 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

На расстоянии до 1/3 радиуса от центра Солнца располагается зона ядерных реакций. Далее до 2/3 радиуса располагается

Слайд 4Атмосфера Солнца
В атмосфере Солнца выделяют 3 основных слоя:
Фотосфера
Хромосфера
Корона

Атмосфера СолнцаВ атмосфере Солнца выделяют 3 основных слоя:ФотосфераХромосфераКорона

Слайд 5Фотосфера (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

Фотосфера (слой, излучающий свет) достигает толщины 320 км и образует видимую поверхность Солнца. Из фотосферы исходит основная

Слайд 6Вся фотосфера Солнца состоит из светлых зернышек, которые называют гранулами. Размеры гранул невелики, 1000–2000 км, расстояние между ними  300–600 км. На

Солнце наблюдается одновременно около миллиона гранул. Каждая гранула существует несколько минут. Гранулы окружены темными

промежутками, как бы сотами. В гранулах вещество поднимается, а вокруг них – опускается. Грануляция –проявление конвекции в более глубоких слоях Солнца.
Вся фотосфера Солнца состоит из светлых зернышек, которые называют гранулами. Размеры гранул невелики, 1000–2000 км, расстояние между ними  300–600 км. На Солнце наблюдается одновременно около миллиона гранул. Каждая гранула существует несколько минут.

Слайд 7Пятна –это более холодные области фотосферы. Температура пятен около 3500-4000 К,

поэтому на ярком фоне фотосферы они кажутся темнее. Образование пятен связано с магнитным полем 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.
Пятна –это более холодные области фотосферы. Температура пятен около 3500-4000 К, поэтому на ярком фоне фотосферы они кажутся темнее. Образование пятен связано

Слайд 8По 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.
По положению пятен на Солнце заметили, что оно вращается  не как твердое тело. Пятна в области экватора вращаются быстрее, чем пятна области средних

Слайд 9Пятна на Солнце часто бывают окружены светлыми зонами, называемыми факелами. Факелы – это выбросы более

плотного и горячего вещества. Они "горячее" атмосферы примерно на 2000 К

и имеют ячеистую структуру (величина каждой ячейки – около 30 000 км). Часто встречаются факельные поля, внутри которых пятен нет.
Пятна на Солнце часто бывают окружены светлыми зонами, называемыми факелами. Факелы – это выбросы более плотного и горячего вещества. Они

Слайд 10Хромосфера – 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.

Хромосфера – внешняя оболочка Солнца толщиной около 10 000-14 000 км, окружающая фотосферу. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной

Слайд 11солнечных 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

солнечных затмений, когда Луна полностью закрывает фотосферу, хромосфера вспыхивает, как небольшое кольцо ярко-красного цвета, окруженное жемчужно-белой  короной. Её можно также наблюдать

Слайд 12Гранулы создают общий фон, на котором можно наблюдать несравненно более масштабные образования, такие, как протуберанцы,

факелы, солнечные пятна и др.
Развитие протуберанца

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

Слайд 13Температура 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.

Температура протуберанцев около 20 000 К. Некоторые из них существуют в короне несколько месяцев. Другие, появляющиеся рядом с пятнами, быстро

Слайд 14Протуберанец
I типа
Протуберанец
II типа
Протуберанец
III типа

Протуберанец I типаПротуберанец II типаПротуберанец III типа

Слайд 15Корона – 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

Корона – последняя внешняя оболочка Солнца. Несмотря на её очень высокую температуру, от 600 000 до 5 000 000 градусов,

Слайд 16Поскольку 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.
Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят

Слайд 17Из 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

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер – поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и

Слайд 18Комплекс 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

Комплекс явлений, вызванных генерацией сильных магнитных полей на Солнце, называют солнечной активностью. Эти поля проявляются в фотосфере

Слайд 19Одним 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.
Одним из наиболее распространённых показателей уровня солнечной активности является число Вольфа, связанное с количеством солнечных пятен на

Обратная связь

Если не удалось найти и скачать доклад-презентацию, Вы можете заказать его на нашем сайте. Мы постараемся найти нужный Вам материал и отправим по электронной почте. Не стесняйтесь обращаться к нам, если у вас возникли вопросы или пожелания:

Email: Нажмите что бы посмотреть 

Что такое TheSlide.ru?

Это сайт презентации, докладов, проектов в PowerPoint. Здесь удобно  хранить и делиться своими презентациями с другими пользователями.


Для правообладателей

Яндекс.Метрика