Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

SLUNEČNÍ SOUSTAVA I. 12. května 2013VY_32_INOVACE_170317_Slunecni_soustava_I_DUM Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Mgr. Miroslava.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "SLUNEČNÍ SOUSTAVA I. 12. května 2013VY_32_INOVACE_170317_Slunecni_soustava_I_DUM Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Mgr. Miroslava."— Transkript prezentace:

1 SLUNEČNÍ SOUSTAVA I. 12. května 2013VY_32_INOVACE_170317_Slunecni_soustava_I_DUM Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Mgr. Miroslava Víchová. Obchodní akademie a Střední odborná škola logistická, Opava, příspěvková organizace. Materiál byl vytvořen v rámci projektu OP VK 1.5 – EU peníze středním školám, registrační číslo CZ.1.07/1.5.00/

2 Sluneční soustavu tvoří: hvězda – Slunce 8 planet 5 trpasličích planet 150 měsíců, především u planet Jupiter, Saturn, Uran a Neptun Sluneční soustava dále

3 Sluneční soustava dále Obr.1

4 je hvězda, která obíhá okolo středu Mléčné dráhy ve vzdálenosti až světelných let jeho oběh trvá asi 226 miliónů let od Země je vzdálené 150 miliónů km (1AU – astronomická jednotka) je to naše nejbližší hvězda světlo ze Slunce na Zem dorazí za 8 minut a 19 sekund má hmotnost 1, kg ( x těžší než Země) má povrch 6, km 2 (109x větší než povrch Země) Slunce – základní informace dále

5 má hustotu 1408 kg/m 3 povrchová teplota je 5780 K, teplota korony je 5 mil K a teplota jádra je 13,6 mil K gravitační zrychlení na povrchu je 273,95 m/s 2 (28x větší než na Zemi) jeho průměr je km je staré 4,6 mld. let (hvězda středního věku), bude svítit ještě asi 5 – 7 mld. let Slunce – základní informace dále Obr.2

6 Struktura slunce dále Obr.3

7 Jádro probíhají v něm termonukleární reakce je tvořeno především volnými jádry vodíku, hélia a volnými elektrony v jádru probíhá proton-protonový cyklus slučování lehkých vodíků na hélium ze čtyř jader vodíku se v několika etapách vytvoří jedno jádro hélia a 0,7% původních protonů se přemění na energii, každou sekundu se přemění 5 mil tun hmoty na energii Struktura slunce dále Obr.4

8 Oblast zářivé rovnováhy leží mezi jádrem a konvektivní vrstvou, ve vzdálenosti až km od středu Slunce její teplota 7 – 2 mil K je tvořena sluneční plazmou, neprobíhají zde termonukleární reakce, pouze se přenáší záření a energie k povrchu tento přenos trvá až milióny let dochází k pohlcování, absorbování energie a přitom klesá energie fotonů gama záření se zde přeměňuje na ultrafialové, infračervené, rentgenové nebo radiové hustota vrstvy směrem k povrchu klesá od 20g/cm 2 po 0,2g/cm 2 Struktura slunce dále

9 Konvektivní zóna je široká asi km jedná se o nejsvrchnější vrstvu Slunce (podobá se hrnci s teplou vodou) dochází zde k absorpci záření studenější hmota se vrací směrem k jádru a teplejší postupuje směrem k povrchu, jedná se o přenos tepla prouděním neboli konvekcí můžeme pozorovat tzv. granule (bubliny horkého plynu), neboli supergranule Struktura slunce dále

10 Granule mají velikost 200 – 1000 km a jsou nepravidelné pohybují se rychlostí asi 1km/s a zanikají v několika minutách mezi prostorem a granulemi je teplotní rozdíl 100 – 300 K prostor mezi granulemi se nazývá póry (póry mají nižší teplotu a jsou tmavší) póry lze dobře pozorovat, později se rozpustí nebo se stanou skvrnami Supergranule vznikají spojením granulí jsou větší a dosahují velikosti km déle vydrží – až celý den pohybují se menší rychlostí než granule – 500 m/s Struktura slunce dále

11 Struktura slunce dále Obr.5

12 Fotosféra Je povrch Slunce pozorovatelný ze Země má tloušťku 200 – 500 km má teplotu 5500 – 6000 K jsou v ní nápadné sluneční skvrny a protuberance Sluneční skvrny mají teplotu 4000 K příčinou nižší teploty je místní porušení magnetického pole slunce mohou být velké v průměru od několika 100 – km životnost může být od několika hodin po několik měsíců Struktura slunce dále

13 Struktura slunce dále Obr.6

14 Protuberance jsou jasný oblak plazmatu vybíhající z povrchu např. v podobě smyček oproti koroně má protuberance chladnější plazma životnost je od několika hodin (aktivní) po mnoho dní (klidné) mohou být dlouhé několik 1000 km Struktura slunce dále

15 Struktura slunce dále Obr.7

16 Chromosféra je jasně červená vrstva nad fotosférou je tenká vrstva sluneční atmosféry o tloušťce km za normálních okolností není pozorovatelná lze pozorovat pouze při úplném zatmění Slunce nebo spektroskopem teplota této vrstvy je 2000 – 6000 K Korona jasně zářící okolí Slunce je pozorovatelná pouze při úplném zatmění Slunce nebo koronografem tvoří ji žhavé plyny unikající z fotosféry teplota v koroně je o tři řády větší než na povrchu Slunce je velice řídká Struktura Slunce dále

17 Struktura Slunce dále Obr.8 Obr.9

18 Koronograf Je dalekohled umožnují pozorovat sluneční koronu a protuberance Struktura Slunce dále Obr.10

19 Rotace hmota Slunce je v podobě plazmy slunce rotuje na rovníku rychleji než v oblastech dále od rovníku na rovníku se Slunce otočí jednou za 25,38 dne a na pólech za 26 dní vnitřek Slunce se otáčí jako hmotné těleso stejnou rychlostí, otočka trvá 27 dní tyto hodnoty jsou počítány vzhledem k Zemi Fyzikální pohyby Slunce dále

20 Pohyb Slunce v galaxii vzhledem k ostatním tělesům Sluneční soustavy se skoro nepohybuje obíhá kolem galaktického jádra, rychlostí 250 km/h doba jednoho oběhu trvá 226 mil let (galaktický rok) dráha Slunce není ani kruhová ani eliptická, jedná se o složený pohyb po tzv. galaktických epicyklech Fyzikální pohyby Slunce dále

21 hodnota magnetické indukce magnetické pole Slunce je T (magnetická indukce magnetické pole Země je T) v místě slunečních skvrn je magnetická indukce menší, T polarita pólů a orientace magnetických siločar se mění v závislosti na slunečním cyklu (nejčastěji 11 letém cyklu) V maximu cyklu je magnetické pole složité magnetické pole Slunce ovlivňuje celou sluneční soustavu Magnetické pole dále

22 Magnetické pole dále Obr.11

23 Slunce je skoro dokonalá koule se zploštěním na pólech barva (z pohledu ze Země) se mění podle stavu atmosféry a v průběhu dne jako červené ho vidíme při východu a západu, neboť molekuly vzduchu absorbují kratší vlnové délky - modré světlo při východu nebo západu se nám Slunce může zdát šišaté, neboť v hustší atmosféře je zkreslen tvar slunce emituje záření v celém elektromagnetickém spektru, ale nejintenzivněji ve vlnové délce 501 nm - modrozelené barvě Tvar a barva Slunce dále

24 Tvar a barva Slunce dále Obr.12

25 je řada dynamických jevů, které probíhají v omezeném čase na slunečním povrchu nebo těsně pod ním následkem je změna množství vyvrhovaných částic (slunečního větru) do okolního prostoru sluneční vítr obsahuje protony, alfa částice a elektrony sluneční vítr interaguje s magnetickými póly planet, způsobuje ionizaci zemské atmosféry (polární záře), poruchy příjmu krátkých rádiových vln a kolísání a výpadky v elektrické síti Sluneční aktivita konec

26 POUŽITÁ LITERATURA ŠTOLL, Ivan. Fyzika pro netechnické obory SOŠ a SOU. Praha: Prometheus, ISBN

27 CITACE ZDROJŮ Obr. 1 MAGNUS MANSKE. Soubor:NovaSlunecniSoustava.jpg: Wikimedia Commons [online]. 13 April 2008 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: Obr. 2 OLIVERBEATSON. Soubor:Solar Life Cycle cs.svg: Wikimedia Commons [online]. 23 April 2010 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: Obr. 3 KELVINSONG. File:Sun poster.svg: Wikimedia Commons [online]. 27 December 2012 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: Obr. 4 CMGLEE. Soubor:FusionintheSun.svg: Wikimedia Commons [online]. 25 February 2012 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: Obr. 5 SHIZHAO. Soubor:Granules.jpg: Wikimedia Commons [online]. 5 July 2004 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: Obr. 6 NASA. Soubor:172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpg: Wikimedia Commons [online]. 13 December 2006 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: withouttext.jpg withouttext.jpg

28 CITACE ZDROJŮ Obr. 7 NASA. Soubor:Solar prominence from STEREO spacecraft September 29, 2008.jpg: Wikimedia Commons [online]. 29 September 2008 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: _September_29%2C_2008.jpg _September_29%2C_2008.jpg Obr. 8 LUC VIATOUR. File:Solar eclips jpg: Wikimedia Commons [online]. 11 August 1999 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: Obr. 9 NASA. File:Magnificent CME Erupts on the Sun - August 31.jpg: Wikimedia Commons [online]. 31 August 2012 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: _August_31.jpg _August_31.jpg Obr. 10 NASA. Soubor:LASCO gif: Wikimedia Commons [online]. 1 October 2001 [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z:

29 CITACE ZDROJŮ Obr. 11 NASA. Soubor:Magnetic fieldlines on the surface of the sun (simulated image).jpg Skočit na: Navigace, Hledání: Wikimedia Commons [online] [cit ]. Dostupné pod licencí Creative Commons z: n_%28simulated_image%29.jpg n_%28simulated_image%29.jpg Obr. 12 JERRY SEGRAVES. File:Blackbird-sunset-03.jpg: Wikimedia Commons [online]. 25 April 2006 [cit ]. Dostupné z: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/02/Blackbird- sunset-03.jpghttps://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/02/Blackbird- sunset-03.jpg Pro vytvoření DUM byl použit Microsoft PowerPoint 2010.

30 Děkuji za pozornost. Miroslava Víchová


Stáhnout ppt "SLUNEČNÍ SOUSTAVA I. 12. května 2013VY_32_INOVACE_170317_Slunecni_soustava_I_DUM Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Mgr. Miroslava."

Podobné prezentace


Reklamy Google