Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

SŁO Ń CE. Sło ń ce (łac. Sol) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której kr ąż y Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Sło ń

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "SŁO Ń CE. Sło ń ce (łac. Sol) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której kr ąż y Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Sło ń"— Zapis prezentacji:

1 SŁO Ń CE

2 Sło ń ce (łac. Sol) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której kr ąż y Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Sło ń ce to najja ś niejszy obiekt na niebie i główne ź ródło energii docieraj ą cej do Ziemi.

3 Sło ń ce jest oddalone od Ziemi o około 150 mln km, le ż y w jednym z ramion spiralnych Galaktyki, 26 tysi ę cy lat ś wietlnych od jej ś rodka i około 26 lat ś wietlnych od płaszczyzny równika Galaktyki. Okr ąż a centrum Drogi Mlecznej z pr ę dko ś ci ą ok km/s w czasie ok. 226 milionów lat, co daje ponad 20 obiegów w ci ą gu dotychczasowej historii gwiazdy.

4 Chocia ż najbli ż sza gwiazda jest od dawna intensywnie badana wiele dotycz ą cych jej kwestii pozostaje nierozstrzygni ę tych. Nie poznano te ż dokładnie mechanizmu podgrzewania zewn ę trznych warstw słonecznej atmosfery do temperatur rz ę du miliona kelwinów. Mechanizmy te próbuje si ę tłumaczy ć na gruncie magnetohydrodynamiki, cho ć powstaj ą równie ż niestandardowe teorie, takie jak Elektryczne Sło ń ce, co do której istniej ą jednak liczne kontrowersje i zastrze ż enia.

5 a Przypuszcza si ę, ż e Sło ń ce powstało około 4,6 miliarda lat temu. Po trwaj ą cym kilkadziesi ą t milionów lat okresie kurczenia si ę obłoku mi ę dzygwiazdowego, Sło ń ce znalazło si ę na ci ą gu głównym (zob. Diagram H-R). Przez 4,6 miliarda lat Sło ń ce zwi ę kszyło swój promie ń od 8 do 12%, oraz jasno ść o ok. 27%. Zawarto ść wodoru w j ą drze młodego Sło ń ca wynosiła ok. 73%, obecnie ju ż tylko 40%. Gdy zapasy wodoru wyczerpi ą si ę, co nast ą pi za mniej wi ę cej kolejne 5 mld lat, Sło ń ce zmieni si ę w czerwonego olbrzyma i prawdopodobnie[5] pochłonie trzy najbli ż sze sobie planety, po około miliardzie lat odrzuci zewn ę trzne warstwy i b ę dzie zapadało pod własnym ci ęż arem przeistaczaj ą c si ę w białego karła. EWOLUCJA SŁO Ń CA

6 Protuberancje - jasna struktura widoczna ponad brzegiem tarczy słonecznej, składaj ą ca si ę ze stosunkowo g ę stej plazmy koronalnej, o niskiej temperaturze (kilku do kilkudziesi ę ciu tysi ę cy kelwinów), wmro ż onej w pole magnetyczne. Protuberancja otoczona jest plazm ą koronaln ą o temperaturze rz ę du 1,5 mln K, pole magnetyczne bardzo efektywnie izoluje plazm ę protuberancji od gor ą cej plazmy koronalnej. Ich masa wynosi ok kg. Wznosz ą si ę one na tysi ą ce kilometrów nad powierzchni ę Sło ń ca. Tory protuberancji wskazuj ą na niew ą tpliwy wpływ pola magnetycznego na ich ruchy. Protuberancje s ą najlepiej widoczne na brzegu tarczy słonecznej; obserwuje si ę je podczas całkowitych za ć mie ń Sło ń ca, a poza za ć mieniami za pomoc ą koronografu. PROTUBERANCJA

7 Protuberancja spokojna - obserwowana jest w postaci długiej, płaskiej, przypominaj ą cej kartk ę struktury zorientowanej niemal prostopadle do powierzchni Sło ń ca. Typowe rozmiary to: długo ść od do km, wysoko ść od do km, grubo ść około km. Protuberancje spokojne prezentuj ą wielkie bogactwo form i nie mo ż na ich opisa ć za pomoc ą jednego wspólnego modelu. Protuberancja eruptywna - protuberancja, w której obserwuje si ę szybkie wznoszenie si ę materii (plazmy). Przyczyn ą erupcji jest przebudowa struktury pól magnetycznych, np. w wyniku rozbłysku słonecznego (czyli gwałtownej, lokalnej anihilacji pola magnetycznego). Erupcja protuberancji spokojnej - powstaje wtedy, gdy pole magnetyczne podtrzymuj ą ce jej materi ę ulega destabilizacji i zaczyna wznosi ć si ę w koronie ze wzrastaj ą c ą pr ę dko ś ci ą. Pr ę dko ść ta w pocz ą tkowej fazie erupcji wynosi kilka km/s i wzrasta stopniowo do kilkuset km/s, cz ę sto przekraczaj ą c pr ę dko ść ucieczki. Materia wynoszona jest w przestrze ń mi ę dzyplanetarn ą, niekiedy znaczna jej cz ęść mo ż e wróci ć do chromosfery wzdłu ż linii pola magnetycznego. Protuberancja typu arkada p ę tli - Powstaj ą w nast ę pstwie rozbłysków i istniej ą przez wiele godzin, a nawet dni. Widoczna jest ewolucja arkady w postaci pojawiania si ę kolejnych, coraz wy ż szych p ę tli i jednocze ś nie zanikania tych ni ż ej poło ż onych. Rodzaje protuberancji

8 Granule – niewielkie (do 1400 km ś rednicy) komórki konwekcyjne plazmy wynoszone do góry w strefie konwekcyjnej Sło ń ca, o temperaturze wy ż szej ni ż ś rednia temperatura powierzchni. Ziarnisty wygl ą d powierzchni Sło ń ca pochodzi od szczytów granul i nosi nazw ę granulacji. Brzegi granul s ą ciemniejsze, gdy ż tworzy je zimniejsza, opadaj ą ca plazma. Jednak ró ż nice jasno ś ci mi ę dzy ś rodkiem a brzegiem granuli nie s ą du ż e, i wynosz ą kilkana ś cie procent ś redniej warto ś ci. Pomiary przesuni ęć dopplerowskich granul dostarczaj ą potwierdzenia dla ich konwekcyjnej natury. W ś rodku granul plazma wznosi si ę z pr ę dko ś ci ą ok. 400 m/s i rozpływa na boki z pr ę dko ś ci ą ok. 250 m/s. Granule

9 Wiatr słoneczny – strumie ń cz ą stek wypływaj ą cych ze Sło ń ca, składaj ą cych si ę przede wszystkim z protonów i elektronów o du ż ej energii. Protony spokojnej fazy wiatru maj ą energi ę około 0,5 keV, za ś podczas rozbłysków rejestrowane s ą cz ą stki o energii do 1 GeV. Rozchodz ą si ę one promieni ś cie we wszystkich kierunkach. Badania sondy Ulysses wykazały, ż e w płaszczy ź nie słonecznego równika pr ę dko ść wiatru jest ś rednio ponad dwukrotnie mniejsza, ni ż na szeroko ś ciach heliograficznych obszaru polarnego. Podczas szczytu aktywno ś ci słonecznej, gdy zanikaj ą polarne dziury koronalne, pr ę dko ść wiatru emitowanego w kierunku bliskim osi obrotu Sło ń ca zmniejsza si ę. Ruch cz ą stek deformowany jest przez pole magnetyczne przede wszystkim samego Sło ń ca oraz wiatr z pobliskich gwiazd, w wyniku czego nie jest zachowana symetria sferyczna wypływu (przestrze ń "wypełniana" wiatrem słonecznym nie jest kul ą ). Spiralny kształt linii pola magnetycznego Sło ń ca powoduje, ż e wiatr słoneczny propaguje si ę z wi ę ksz ą pr ę dko ś ci ą, ni ż wielko ść składowej radialnej, a zasi ę g tej emisji ograniczony jest przez wiatr gwiazdowy innych gwiazd. Wiatr słoneczny odkształca magnetosfer ę Ziemi, za ś obłoki plazmy emitowane podczas rozbłysków, b ę d ą ce form ą zaburzenia np. g ę sto ś ci i pr ę dko ś ci wiatru, powoduj ą burze magnetyczne. Wiatr słoneczny

10 Deformacja słonecznego pola magnetycznego przez wiatr galaktyczny.

11 Zaćmienie Słońca- powstaje, gdy Księżyc znajdzie się pomiędzy Słońcem a Ziemią i tym samym przesłoni światło słoneczne. Zaćmienie Słońca

12 * za ć mienie cz ęś ciowe – wyst ę puje, gdy obserwator nie znajduje si ę wystarczaj ą co blisko przedłu ż enia linii ł ą cz ą cej Sło ń ce i Ksi ęż yc, by znale źć si ę całkowicie w cieniu Ksi ęż yca, lecz na tyle blisko, ż e znajduje si ę w półcieniu. * za ć mienie całkowite – wyst ę puje, gdy obserwator znajduje si ę w cieniu Ksi ęż yca. W takim przypadku widoczna staje si ę korona słoneczna. Jest to mo ż liwe dzi ę ki temu, ż e obserwowane rozmiary k ą towe Ksi ęż yca s ą tylko nieznacznie wi ę ksze od rozmiarów k ą towych Sło ń ca i w przypadku za ć mienia całkowitego, Ksi ęż yc przysłania całkowicie powierzchni ę Sło ń ca, ale nie przysłania korony słonecznej. * za ć mienie obr ą czkowe – zwane równie ż za ć mieniem pier ś cieniowym wyst ę puje wtedy, gdy, podobnie jak w przypadku za ć mienia całkowitego, obserwator znajduje si ę bardzo blisko przedłu ż enia linii ł ą cz ą cej Sło ń ce i Ksi ęż yc. * za ć mienie hybrydowe – zachodzi wówczas, gdy w pewnych miejscach Ziemi to samo za ć mienie jest całkowite, a w innych obr ą czkowe. Tylko około 5% wszystkich za ć mie ń jest hybrydowych. Rodzaje za ć mie ń Sło ń ca

13 - gałąź przemysłu zajmująca się wykorzystaniem energii promieniowania słonecznego zaliczanej do odnawialnych źródeł energii. Energetyka słoneczna - gał ąź przemysłu zajmuj ą ca si ę wykorzystaniem energii promieniowania słonecznego zaliczanej do odnawialnych ź ródeł energii. Energetyka słoneczna

14 Do Ziemi dociera promieniowanie słoneczne zbli ż one widmowo do promieniowania ciała doskonale czarnego o temperaturze ok K. Przed wej ś ciem do atmosfery moc promieniowania jest równa 1367 W/m² powierzchni prostopadłej do promieniowania słonecznego. Cz ęść tej energii jest odbijana i pochłaniana przez atmosfer ę, do powierzchni Ziemi w słoneczny dzie ń dociera około 1000 W/m². Ilo ść energii słonecznej docieraj ą cej do danego miejsca zale ż y od szeroko ś ci geograficznej oraz od czynników pogodowych. Ś rednie roczne nasłonecznienie obszaru Polski wynosi ~3500 MJ*m-2*rok-1 (~1100 kWh*m-2*rok-1) na poziom ą powierzchni ę, co odpowiada warto ś ci opałowej 120 kg paliwa umownego[1]. Promieniowanie słoneczne Rozkład nasłonecznie nia kuli ziemskiej z uwzgl ę dnieni em wpływu atmosfery ziemskiej

15 Wykonała Anna Pietruczuk Kl. II LO


Pobierz ppt "SŁO Ń CE. Sło ń ce (łac. Sol) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której kr ąż y Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Sło ń"

Podobne prezentacje


Reklamy Google