Солнце и звёзды
Состав и строение Солнца
Сегодня на уроке
1
Рассмотрим общие сведения о Солнце.
2
Узнаем, что такое светимость Солнца, и научимся её рассчитывать.
3
Выясним, какие химические элементы входят в состав Солнца.
4
Вспомним, что является источником энергии Солнца.
Группы больших планет
Планеты земной группы
Планеты-гиганты
Хаумеа
Эрида
Церера
Макемаке
Плутон
Карликовые планеты
Объекты шарообразной формы, которые движутся вокруг Солнца, но не расчистившие близлежащее пространство, называются карликовыми планетами.
Малые тела Солнечной системы —
тела, обращающиеся вокруг Солнца и не являющиеся планетами, карликовыми планетами и их спутниками.
Малые тела Солнечной системы
Солнечная повозка из Трундхольма —
скульптура, которая отражает поверье о движении Солнца на колеснице.
Подношение подарков богу Солнца в Древнем Египте
Солнце —
типичный представитель звёзд, представляющий собой огромный раскалённый плазменный шар.
Храм Солнца народов Майя
Башенный солнечный телескоп Крымской Астрофизической обсерватории
Обсерватория солнечной динамики (SDO)
Н
Не
Na
Ca
Mg
Fe
Состав и строение Солнца
Уильям Волластон
1766—1828
Спектр солнечного излучения
Йозеф Фраунгофер
1787—1826
Спектр солнечного излучения
Йозеф Фраунгофер
1787—1826
Фраунгофер смог выделить и обозначить 576 тёмных линий.
Фраунгоферовы линии солнечного спектра
Состав и строение Солнца
В солнечном спектре зарегистрировано более 30 тыс. фраунгоферовых линий, принадлежащих 72 химическим элементам.
Н
Не
Na
Ca
Mg
Fe
Состав и строение Солнца
73,46 %
24,85 %
Состав
Средняя плотность
Плотность в центре
Давление в центре
Температура в центре
Н (73,46 %), Не (24,85 %)
1400 кг/м³
150 000 кг/м³
2,2 · 1016 Па
~13 500 000 К
Состав и строение Солнца
Состав и строение Солнца
Гидростатическое равновесие —
равновесие в звезде между силой тяготения, направленной внутрь, и силами газового и лучистого давления.
Артур Эддингтон
1882—1944
Гидростатическое равновесие
Модель внутреннего строения «спокойного» Солнца
Расстояние от центра R/R⨀ | Температура Т, К | Давление р, Па | Плотность ρ, г/см3 |
0 | 1,5 · 107 | 2,2 · 1016 | 150 |
0,2 | 1,0 · 107 | 4,6 · 1015 | 36 |
0,5 | 3,4 · 106 | 6,1 · 1013 | 1,3 |
0,8 | 1,3 · 106 | 6,2 · 1011 | 0,035 |
0,98 | 1,0 · 106 | 1,0 · 109 | 0,001 |
Солнце
ядро радиусом 150—175 тыс. км.
зона лучистого переноса, располагающаяся на расстоянии 0,2—0,7R⨀ от центра.
конвективная зона толщиной около 200 тыс. км.
атмосфера.
В конвективной зоне перенос энергии от ядра к более высоким слоям происходит посредством поглощения и излучения фотонов высоких энергий.
3
4
2
1
1 —
2 —
3 —
4 —
Солнце —
типичный представитель звёзд, представляющий собой огромный раскалённый плазменный шар.
Состав
Средняя плотность
Плотность в центре
Давление в центре
Температура в центре
Масса
Средний диаметр
Объём
Н (73,46 %), Не (24,85 %)
1400 кг/м³
150 000 кг/м³
2,2 · 1016 Па
~13 500 000 К
2 ∙ 1030 кг
1,4 · 109 м (109D⊕)
1,4 · 1027 м3 (1 301 019V⊕)
Состав и строение Солнца
(333 000М⊕)
99,87 % массы всей Солнечной системы
Земля получает 1/2 000 000 000 долю солнечного излучения.
Состав и строение Солнца
Солнечная постоянная —
мощность солнечного излучения, проходящего через поверхность площадью 1 м2, расположенную перпендикулярно солнечным лучам на расстоянии 1 а. е. от Солнца вне земной атмосферы.
Состав и строение Солнца
Светимость —
полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям за единицу времени.
Задача 1. Определите светимость Солнца, если среднее расстояние от него до Земли равно 149,6 млн км.
РЕШЕНИЕ
ДАНО
ОТВЕТ: светимость Солнца составляет 3,8 · 1026 Вт.
Светимость Солнца:
Средний угловой диаметр Солнца равен 32ʹ.
Состав и строение Солнца
Фотосфера —
видимый слой солнечной атмосферы.
Мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры.
Й. Стефан
Закон Стефана — Больцмана
Л. Больцман
Задача 2. Определите температуру фотосферы Солнца, если среднее расстояние от Солнца до Земли равно 149,6 млн км, а светимость Солнца составляет 3,8 · 1026 Вт.
РЕШЕНИЕ
ДАНО
ОТВЕТ: температура фотосферы Солнца равна 5745 К.
Светимость Солнца:
Закон Стефана — Больцмана:
Тогда
Температура фотосферы:
Текущий возраст Солнца, оценённый с помощью компьютерных моделей, оценивается в 4,6 млрд лет.
Уильям Гершель
1738—1822
«Солнце — холодное твёрдое тело, окружённое огненным океаном».
Герман Гельмгольц
1821—1894
«Увеличение температуры Солнца происходит из-за его медленного гравитационного сжатия».
Ханс Бете
1906—2005
«Солнце получает энергию за счёт термоядерных реакций».
Ханс Бете
1906—2005
В среднем Солнце теряет 4 млн т водорода в секунду!
Состав
Средняя плотность
Плотность в центре
Давление в центре
Температура в центре
Масса
Средний диаметр
Объём
Н (73,46 %), Не (24,85 %)
1400 кг/м³
150 000 кг/м³
2,2 · 1016 Па
~13 500 000 К
2 ∙ 1030 кг
1,4 · 109 м (109D⊕)
1,4 · 1027 м3 (1 301 019V⊕)
Состав и строение Солнца
(333 000М⊕)
Солнце будет излучать энергию ещё в течение 5—6 млрд лет.
Примерно так будет выглядеть поверхность Земли через 3,5 млрд лет.
Выводы