Източници на енергия на звездите Ако Слънцето се състои от въглища и източникът на енергията му е изгарянето, тогава, за да се поддържа сегашното ниво на енергийно излъчване, Слънцето ще изгори напълно след 5000 години. Но Слънцето грее вече милиарди години!Ако Слънцето се състои от въглища и източникът на енергията му е изгарянето, тогава за да се поддържа сегашното ниво на радиационна енергия, Слънцето ще изгори напълно след 5000 години. Но Слънцето грее от милиарди години! Въпросът за източниците на енергия на звездите е повдигнат от Нютон. Той приема, че звездите попълват запасите си от енергия за сметка на падащи комети.Въпросът за източниците на звездна енергия е повдигнат от Нютон. Той предположи, че звездите попълват запасите си от енергия поради падащи комети. През 1845 г. нем. Физикът Робърт Майер () се опита да докаже, че Слънцето свети поради падането на междузвездна материя върху него.През 1845г. Физикът Робърт Майер () се опита да докаже, че Слънцето свети поради падането на междузвездна материя върху него.Херман Хелмхолц предположи, че Слънцето излъчва част от енергията, освободена по време на бавното му свиване. От прости изчисления можете да разберете, че Слънцето ще изчезне напълно след 23 милиона години, което е твърде малко. Между другото, този източник на енергия по принцип се осъществява преди звездите да влязат в главната последователност.Херман Хелмхолц предполага, че Слънцето излъчва част от енергията, освободена по време на бавното си свиване. От прости изчисления можете да разберете, че Слънцето ще изчезне напълно след 23 милиона години, което е твърде малко. Между другото, този източник на енергия по принцип се извършва преди излизането на звездите в главната последователност. Херман Хелмхолц (ум.)
Вътрешната структура на звездите Енергийни източници на звездите При високи температури и маси над 1,5 слънчеви маси доминира въглеродният цикъл (CNO). Реакция (4) е най-бавната - отнема около 1 милион години. В този случай се отделя малко по-малко енергия, т.к. повече, отколкото се отнася от неутрино.При високи температури и маси над 1,5 слънчеви маси доминира въглеродният цикъл (CNO). Реакция (4) е най-бавната - отнема около 1 милион години. В този случай се отделя малко по-малко енергия, т.к. повече от него се отнася от неутрино. Този цикъл е независимо разработен от Ханс Бете и Карл Фридрих фон Вайцзакер през 1938 г. Този цикъл е независимо разработен от Ханс Бете и Карл Фридрих фон Вайцзакер през 1938 г.
Вътрешната структура на звездите Енергийни източници на звездите Когато изгарянето на хелий във вътрешността на звездите приключи, при по-високи температури стават възможни други реакции, при които се синтезират по-тежки елементи, до желязо и никел. Това са а-реакции, изгаряне на въглерод, изгаряне на кислород, изгаряне на силиций ... Когато изгарянето на хелий във вътрешността на звездите приключи, при по-високи температури стават възможни други реакции, при които се синтезират по-тежки елементи, до желязо и никел. Това са а-реакции, изгаряне на въглерод, изгаряне на кислород, изгаряне на силиций ... Така Слънцето и планетите са се образували от "пепелта" на отдавна избухнали свръхнови.Така Слънцето и планетите са се образували от "пепелта" на отдавна експлодирали свръхнови.
Вътрешната структура на звездите Модели на структурата на звездите През 1926 г. е публикувана книгата на Артър Едингтън "Вътрешната структура на звездите", с която може да се каже, че започва изследването на вътрешната структура на звездите. През 1926 г. книгата на Артър Едингтън Издадена е "Вътрешната структура на звездите", с която, може да се каже, започна изследването на вътрешната структура на звездите. Едингтън направи предположение за равновесното състояние на звездите от главната последователност, т.е., за равенството на енергийния поток, генериран във вътрешността на звезда, и енергията, излъчвана от повърхността й. Едингтън направи предположение за равновесното състояние на звездите от главната последователност, т.е. относно равенството на потока от енергия, генериран в недрата на звездата, и енергията, излъчвана от нейната повърхност. Едингтън не си представяше източника на тази енергия, но съвсем правилно постави този източник в най-горещата част на звездата - нейния център и предположи, че голямо време на дифузия на енергия (милиони години) би изравнило всички промени, с изключение на тези, които се появяват близо до Едингтън не представя източника на тази енергия, но съвсем правилно поставя този източник в най-горещата част на звездата - нейния център и приема, че голямо време на енергийна дифузия (милиони години) ще изравни всички промени, с изключение на тези, които се появяват близо до повърхността.
Вътрешната структура на звездите Модели на структурата на звездите Равновесието налага строги ограничения на звездата, т.е. след като влезе в състояние на равновесие, звездата ще има строго определена структура. Във всяка точка на звездата трябва да се наблюдава балансът на гравитационните сили, топлинното налягане, радиационното налягане и т. н. Също така температурният градиент трябва да бъде такъв, че външният топлинен поток да съответства стриктно на наблюдавания радиационен поток от повърхността. налага строги ограничения на звездата, т.е. в състояние на равновесие звездата ще има строго определена структура. Във всяка точка на звездата трябва да се спазва балансът на гравитационните сили, топлинното налягане, радиационното налягане и т. н. Също така температурният градиент трябва да бъде такъв, че външният топлинен поток да съответства стриктно на наблюдавания радиационен поток от повърхността. Всички тези условия могат да бъдат записани под формата на математически уравнения (най-малко 7), чието решение е възможно само чрез числени методи Всички тези условия могат да бъдат записани под формата на математически уравнения (поне 7), решението на което е възможно само чрез числени методи.
Вътрешната структура на звездите Модели на структурата на звездите Механично (хидростатично) равновесие Силата, дължаща се на разликата в налягането, насочена от центъра, трябва да бъде равна на силата на гравитацията. d P/d r = M(r)G/r 2, където P е налягането, е плътността, M(r) е масата в рамките на сфера с радиус r. Енергиен баланс Увеличаването на осветеността поради източника на енергия, съдържащ се в слой с дебелина dr на разстояние от центъра r, се изчислява по формулата dL/dr = 4 r 2 (r), където L е осветеността, (r ) е специфичното освобождаване на енергия при ядрени реакции. Топлинно равновесие Температурната разлика на вътрешната и външната граница на слоя трябва да е постоянна, а вътрешните слоеве трябва да са по-горещи.
Вътрешната структура на звездите 1. Ядрото на звездата (зона на термоядрени реакции). 2. Зоната на радиационен пренос на енергията, освободена в ядрото, към външните слоеве на звездата. 3. Зона на конвекция (конвективно смесване на материята). 4. Хелиево изотермично ядро от изроден електронен газ. 5. Обвивка на идеален газ.
Вътрешната структура на звездите Структурата на звездите до слънчевата маса Звездите с маса под 0,3 слънчеви маси са напълно конвективни, поради ниските си температури и високите коефициенти на екстинкция Звездите с маса под 0,3 слънчеви маси са напълно конвективни, поради ниските си температури и високите коефициенти на абсорбция. Звездите със слънчева маса в ядрото се подлагат на радиационен транспорт, докато във външните слоеве той е конвективен.Звездите със слънчева маса в ядрото се подлагат на радиационен транспорт, докато във външните слоеве той е конвективен. Освен това масата на конвективната обвивка бързо намалява при движение нагоре по основната последователност.Освен това масата на конвективната обвивка бързо намалява при движение нагоре по основната последователност.
Вътрешната структура на звездите Структурата на изродените звезди Налягането при белите джуджета достига стотици килограми на кубичен сантиметър, докато при пулсарите е с няколко порядъка по-високо Налягането при белите джуджета достига стотици килограми на кубичен сантиметър, а при пулсарите тя е с няколко порядъка по-висока. При такива плътности поведението рязко се различава от това на идеалния газ. Газовият закон на Менделеев-Клапейрон престава да действа - налягането вече не зависи от температурата, а се определя само от плътността. Това е състояние на изродена материя.При такива плътности поведението рязко се различава от това на идеален газ. Газовият закон на Менделеев-Клапейрон престава да действа - налягането вече не зависи от температурата, а се определя само от плътността. Това е състоянието на изродената материя. Поведението на изроден газ, състоящ се от електрони, протони и неутрони, се подчинява на квантовите закони, по-специално на принципа на изключване на Паули. Той твърди, че не повече от две частици могат да бъдат в едно и също състояние и техните спинове са насочени противоположно.Поведението на изроден газ, състоящ се от електрони, протони и неутрони, се подчинява на квантовите закони, по-специално на принципа на изключване на Паули. Той твърди, че не повече от две частици могат да бъдат в едно и също състояние, като спиновете им са противоположно насочени. При белите джуджета броят на тези възможни състояния е ограничен, гравитацията се опитва да притисне електрони към вече заети места. В този случай възниква специфична сила на противодействие на натиска. В този случай p ~ 5/3. При белите джуджета броят на тези възможни състояния е ограничен, гравитацията се опитва да притисне електрони към вече заети места. В този случай възниква специфична сила на противодействие на натиска. В този случай p ~ 5/3. В същото време електроните имат високи скорости на движение, а изроденият газ има висока прозрачност поради използването на всички възможни енергийни нива и невъзможността на процеса на абсорбция-преизлъчване.В същото време електроните имат високи скорости на движение, и изроденият газ има висока прозрачност поради използването на всички възможни енергийни нива и невъзможността за процеса на абсорбция-реемисия.
Вътрешната структура на звездите Структурата на неутронна звезда При плътности над g / cm 3 възниква процесът на неутронизация на материята, реакциите + e n + При плътности над g / cm 3 възниква процесът на неутронизация на материята, реакциите + e n + B през 1934 г. Фриц Цвики и Валтер Баарде теоретично предсказват съществуването на неутронни звезди, чието равновесие се поддържа от налягането на неутронния газ. налягане. Масата на неутронна звезда не може да бъде по-малка от 0,1M и повече от 3M. Плътността в центъра на неутронната звезда достига g/cm3, а температурата във вътрешността на такава звезда се измерва в стотици милиони градуси. Размерите на неутронните звезди не надвишават десетки километри. Магнитното поле на повърхността на неутронните звезди (милион пъти по-голямо от това на земята) е източник на радиоизлъчване.Масата на неутронната звезда не може да бъде по-малка от 0,1M и по-голяма от 3M. Плътността в центъра на неутронната звезда достига g/cm3, а температурата във вътрешността на такава звезда се измерва в стотици милиони градуси. Размерите на неутронните звезди не надвишават десетки километри. Магнитното поле на повърхността на неутронните звезди (милион пъти по-голямо от земното) е източник на радиоизлъчване. На повърхността на неутронна звезда материята трябва да има свойствата на твърдо тяло, т. е. неутронните звезди са заобиколени от твърда кора с дебелина няколкостотин метра.На повърхността на неутронна звезда материята трябва да има свойствата на твърдо тяло , т.е. неутронните звезди са заобиколени от твърда кора с дебелина няколко стотин метра.
М.М.Дагаев и др. Астрономия - М.: Просвещение, 1983 М.М.Дагаев и др. Астрономия - М.: Образование, 1983 г. П.Г. Куликовски. Наръчник за любители на астрономията - M.URSS, 2002 P.G. Куликовски. Наръчник за любители на астрономията - M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin Астрофизика. Христоматия по астрономия - М.: Просвещение, 1988 М.М.Дагаев, В.М.Чаругин Астрофизика. Христоматия по астрономия - М.: Просвещение, 1988 г. А. И. Еремеева, Ф. А. Цицин "История на астрономията" - М.: Московски държавен университет, 1989 г. A.I. Eremeeva, F.A. Цицин "История на астрономията" - М .: Московски държавен университет, 1989 г. У. Купър, Е. Уокър "Измерване на светлината на звездите" - М .: Мир, 1994 г. У. Купър, Е. Уокър "Измерване светлината на звездите" - М. : Свят, 1994 Р. Кипенхан. 100 милиарда слънца. Раждане, живот и смърт на звездите. М.: Мир, 1990. Р. Кипенхан. 100 милиарда слънца. Раждане, живот и смърт на звездите. Москва: Мир, 1990 Вътрешна структура на звездите Литература
слайд 1
слайд 2
Вътрешната структура на звездите Енергийни източници на звезди Ако Слънцето се състои от въглища и източникът на енергията му е изгарянето, тогава за да се поддържа сегашното ниво на енергийна радиация, Слънцето ще изгори напълно след 5000 години. Но Слънцето грее от милиарди години! Въпросът за източниците на енергия на звездите е повдигнат от Нютон. Той предположи, че звездите попълват запасите си от енергия поради падащи комети. През 1845г Немски Физикът Робърт Майер (1814-1878) се опита да докаже, че Слънцето свети поради падането на междузвездна материя върху него. 1954 г Херман Хелмхолц предполага, че Слънцето излъчва част от енергията, освободена по време на бавното му свиване. От прости изчисления можете да разберете, че Слънцето ще изчезне напълно след 23 милиона години, което е твърде малко. Между другото, този източник на енергия по принцип се извършва преди излизането на звездите в главната последователност. Херман Хелмхолц (1821-1894)
слайд 3
Вътрешната структура на звездите Енергийни източници на звездите При високи температури и маси над 1,5 слънчеви маси доминира въглеродният цикъл (CNO). Реакция (4) е най-бавната - отнема около 1 милион години. В този случай се отделя малко по-малко енергия, т.к. повече от него се отнася от неутрино. Този цикъл през 1938г. Независимо разработен от Hans Bethe и Carl Friedrich von Weizsäcker.
слайд 4
Вътрешната структура на звездите Енергийни източници на звездите Когато изгарянето на хелий във вътрешността на звездите приключи, при по-високи температури стават възможни други реакции, при които се синтезират по-тежки елементи, до желязо и никел. Това са а-реакции, изгаряне на въглерод, изгаряне на кислород, изгаряне на силиций... Така Слънцето и планетите са се образували от "пепелта" на супернови, избухнали отдавна.
слайд 5
Вътрешен строеж на звездите Модели на строежа на звездите През 1926г. Издадена е книгата на Артър Едингтън „Вътрешната структура на звездите“, която, може да се каже, постави началото на изследването на вътрешната структура на звездите. Едингтън направи предположение за равновесното състояние на звездите от главната последователност, т.е. за равенството на енергийния поток, генериран във вътрешността на звездата, и енергията, излъчвана от нейната повърхност. Едингтън не си представяше източника на тази енергия, но съвсем правилно постави този източник в най-горещата част на звездата - нейния център и предположи, че голямо време на дифузия на енергия (милиони години) ще изравни всички промени, с изключение на тези, които се появяват близо до повърхността .
слайд 6
Вътрешната структура на звездите Модели на структурата на звездите Равновесието налага строги ограничения на звездата, т.е. след като влезе в състояние на равновесие, звездата ще има строго определена структура. Във всяка точка на звездата трябва да се спазва балансът на гравитационните сили, топлинното налягане, радиационното налягане и т. н. Също така температурният градиент трябва да бъде такъв, че външният топлинен поток да съответства стриктно на наблюдавания радиационен поток от повърхността. Всички тези условия могат да бъдат записани под формата на математически уравнения (поне 7), чието решение е възможно само чрез числени методи.
Слайд 7
Вътрешната структура на звездите Модели на структурата на звездите Механично (хидростатично) равновесие Силата, дължаща се на разликата в налягането, насочена от центъра, трябва да бъде равна на силата на гравитацията. d P/d r = M(r)G/r2, където P е налягането, е плътността, M(r) е масата в рамките на сфера с радиус r. Енергийно равновесие Увеличаването на осветеността поради източника на енергия, съдържащ се в слой с дебелина dr на разстояние от центъра r, се изчислява по формулата dL/dr = 4 r2 (r) , където L е осветеността, (r) е специфичното освобождаване на енергия при ядрени реакции. Топлинно равновесие Температурната разлика на вътрешната и външната граница на слоя трябва да е постоянна, а вътрешните слоеве трябва да са по-горещи.
Слайд 8
Вътрешната структура на звездите Вътрешната структура на звездите 1. Ядрото на звездата (зона на термоядрени реакции). 2. Зоната на радиационен пренос на енергията, освободена в ядрото, към външните слоеве на звездата. 3. Зона на конвекция (конвективно смесване на материята). 4. Хелиево изотермично ядро от изроден електронен газ. 5. Обвивка на идеален газ.
Слайд 9
Вътрешната структура на звездите Структурата на звездите до слънчевата маса Звездите с маса под 0,3 слънчеви маси са напълно конвективни, което се свързва с техните ниски температури и високи коефициенти на екстинкция. Звездите със слънчева маса в ядрото се подлагат на радиационен транспорт, докато във външните слоеве той е конвективен. Освен това масата на конвективната обвивка бързо намалява при движение нагоре по основната последователност.
слайд 10
слайд 11
Вътрешната структура на звездите Структурата на изродените звезди Налягането при белите джуджета достига стотици килограми на кубичен сантиметър, докато при пулсарите то е с няколко порядъка по-високо. При такива плътности поведението рязко се различава от това на идеалния газ. Газовият закон на Менделеев-Клапейрон престава да действа - налягането вече не зависи от температурата, а се определя само от плътността. Това е състоянието на изродената материя. Поведението на изроден газ, състоящ се от електрони, протони и неутрони, се подчинява на квантовите закони, по-специално на принципа на изключване на Паули. Той твърди, че не повече от две частици могат да бъдат в едно и също състояние, като спиновете им са противоположно насочени. При белите джуджета броят на тези възможни състояния е ограничен, гравитацията се опитва да притисне електрони към вече заети места. В този случай възниква специфична сила на противодействие на натиска. В този случай p ~ 5/3. В същото време електроните имат високи скорости на движение, а изроденият газ има висока прозрачност поради използването на всички възможни енергийни нива и невъзможността на процеса на абсорбция-преизлъчване.
слайд 12
Вътрешната структура на звездите Структурата на неутронна звезда При плътности над 1010 g / cm3 възниква процесът на неутронизация на материята, реакциите + e n + B през 1934 г. Фриц Цвики и Валтер Баарде теоретично прогнозират съществуването на неутронни звезди, равновесието от които се поддържа от налягането на неутронния газ. Масата на неутронна звезда не може да бъде по-малка от 0,1M и повече от 3M. Плътността в центъра на неутронната звезда достига 1015 g/cm3. Температурата в дълбините на такава звезда се измерва в стотици милиони градуси. Размерите на неутронните звезди не надвишават десетки километри. Магнитното поле на повърхността на неутронните звезди (милион пъти по-голямо от земното) е източник на радиоизлъчване. На повърхността на неутронна звезда материята трябва да има свойствата на твърдо тяло, т.е. неутронните звезди са заобиколени от твърда кора с дебелина няколкостотин метра.
слайд 13
MM.Dagaev и др.. Астрономия - М .: Образование, 1983 P.G. Куликовски. Наръчник за любители на астрономията – M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin „Астрофизика. Книга за четене по астрономия” - М.: Просвещение, 1988. А. И. Еремеева, Ф. А. Цицин "История на астрономията" - М .: МГУ, 1989 г. У. Купър, Е. Уокър "Измерване на светлината на звездите" - М .: Мир, 1994 г. Р. Кипенхан. 100 милиарда слънца. Раждане, живот и смърт на звездите. М.: Мир, 1990. Вътрешна структура на звездите Литература
Презентация на тема: “Вътрешно устройство на слънцето С” Изпълнено от ученик 11 "а" клас ГБОУ СОУ 1924 Губернаторов Антон
Вътрешната структура на Слънцето.
Слънцето е единствената звезда в Слънчевата система, около която се въртят други обекти от тази система: планети и техните спътници, планети джуджета и техните спътници, астероиди, метеороиди, комети и космически прах.
Структура на Слънцето: -Слънчево ядро. - Лъчиста трансферна зона. - Конвективната зона на Слънцето.
Слънчево ядро. Централната част на Слънцето с радиус около 150 000 километра, в която протичат термоядрени реакции, се нарича слънчево ядро. Плътността на материята в ядрото е приблизително 150 000 kg/m³ (150 пъти по-висока от плътността на водата и ~6,6 пъти по-висока от плътността на най-плътния метал на Земята – осмий), а температурата в центъра на ядрото е повече от 14 милиона градуса.
Лъчиста трансферна зона. Над ядрото, на разстояния около 0,2-0,7 от радиуса на Слънцето от неговия център, има зона на радиационен пренос, в която няма макроскопични движения, енергията се пренася чрез фотонно повторно излъчване.
конвективна зона на слънцето. По-близо до повърхността на Слънцето се получава вихрово смесване на плазмата и преносът на енергия към повърхността се осъществява главно от движенията на самата материя. Този метод на пренос на енергия се нарича конвекция, а подповърхностният слой на Слънцето с дебелина приблизително 200 000 km, където се случва, се нарича конвективна зона. Според съвременните данни неговата роля във физиката на слънчевите процеси е изключително голяма, тъй като именно в него се зараждат различни движения на слънчевата материя и магнитни полета.
Атмосфера на Слънцето: -Фотосфера. - Хромосфера. - Корона. - Слънчев вятър.
Фотосфера на Слънцето. Фотосферата (слой, който излъчва светлина) образува видимата повърхност на Слънцето, от която се определят размерите на Слънцето, разстоянието от повърхността на Слънцето и т. н. Температурата във фотосферата достига средно 5800 K Тук средната плътност на газа е по-малка от 1/1000 от плътността на земния въздух.
Хромосфера на Слънцето. Хромосферата е външната обвивка на Слънцето с дебелина около 10 000 km, заобикаляща фотосферата. Произходът на името на тази част от слънчевата атмосфера се свързва с нейния червеникав цвят. Горната граница на хромосферата няма ясно изразена гладка повърхност, от нея постоянно се появяват горещи изхвърляния, наречени спикули. Температурата на хромосферата се повишава с надморска височина от 4000 до 15 000 градуса.
Корона на слънцето. Короната е последната външна обвивка на Слънцето. Въпреки много високата си температура, между 600 000 и 5 000 000 градуса, тя се вижда само с просто око по време на пълно слънчево затъмнение.
Слънчев вятър. Много природни явления на Земята са свързани със смущения в слънчевия вятър, включително геомагнитни бури и полярни сияния.
Вселената е съставена от 98% звезди. Те са
са основният елемент на галактиката.
„Звездите са огромни топки от хелий и водород,
както и други газове. Гравитацията тегли
тях вътре и налягането на горещия газ
ги изтласква навън, създавайки баланс.
Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където
всяка секунда хелий взаимодейства с водород.
- раждане, растеж, период на относително спокойна дейност,
агония, смърт и наподобява жизнения път на индивида
организъм.
Астрономите не могат да проследят живота на една звезда
от началото до края. Дори най-краткоживеещите звезди
съществуват милиони години - по-дълго от живота не само на един
човек, но на цялото човечество. Учените обаче могат
да наблюдава много звезди, разположени на различни
етапи от развитието им – току-що родени и
умиращ. Според многобройни звездни портрети те
опитвайки се да реконструира еволюционния път на всяка звезда
и напишете нейната биография. Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел Гиганти и свръхгиганти
когато водородът изгори напълно, звездата напуска основната
последователности в областта на гигантите или като цяло
маси - свръхгиганти Когато цялото ядрено гориво изгори,
започва процесът на гравитационно свиване.
Ако масата на звездата< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
електроните се социализират, образувайки изроден електронен газ
гравитационното свиване спира
плътността достига до няколко тона на cm3
все още запазва T=10^4 K
постепенно се охлажда и бавно се свива (милиони години)
накрая се охладете и се превърнете в ЧЕРНИ джуджета Ако масата на звездата е > 1,4 слънчеви маси:
гравитационната сила е много силна
плътността на веществото достига милион тона на cm3
отделя се огромна енергия - 10 ^ 45 J
температура – 10^11 К
експлозия на свръхнова
по-голямата част от звездата е изхвърлена в космоса
пространство със скорост 1000-5000 km/s
потоци от неутрино охлаждат ядрото на звезда -
неутронна звезда Ако масата на звездата е > 2,5 слънчеви маси
гравитационен колапс
звездата се превръща в черна дупка
Образуване на черни дупки
Ролята на черните дупки във формиранетогалактики
Черните дупки не се раждат големи, но
постепенно растат поради газ и звезди
галактики. Гигантски черни дупки
предшества раждането на галактиките и
еволюира с тях
абсорбиращи определен процент от масата
звезди и газ на централния регион
галактики. В по-малките галактики черно
дупките са по-малко масивни, техните маси
възлизат на малко повече от няколко
милиона слънчеви маси. черен
дупки в центровете на гигантски галактики,
включва милиарди слънчеви
тегл. Въпросът е, че финалът
се образува масата на черната дупка
процесът на образуване на галактика. Структура
слънце Слънчево ядро. Централна
част от слънцето с радиус
приблизително 150 000 километра
които са термоядрени
реакции, наречени слънчеви
сърцевина. Плътността на материята в
ядрото е приблизително 150
000 kg/m³ (150 пъти повече
плътност на водата и ~6,6 пъти
над плътността на
плътен метал на земята
осмий), и температурата в центъра
над 14 милиона ядра
степени. конвективна зона на слънцето. по-близо до
повърхността на слънцето възниква
плазмено вихрово смесване и
трансфер на енергия към повърхността
предимно
движенията на самата материя. Такива
начин за пренос на енергия се нарича
конвекция и подповърхностния слой
Слънце с дебелина около 200 000
km, където се среща конвективно
зона. По съвременни данни то
роля във физиката на слънчевите процеси
изключително голям, тъй като
то поражда различни
движението на слънчевата материя и
магнитни полета. Корона на слънцето. Корона последна
външната обвивка на слънцето. Въпреки
до много високата си температура, от
600 000 до 5 000 000 градуса, тя
видими само с просто око
по време на пълно слънчево греене
затъмнение.
