Презентація до уроку астрономії "Закономірності будови Сонячної системи"

Закономірності будови Сонячної системи. Сонце – центральна зірка системи Урок - лекція учителя фізики Українсько – Американського ліцею Чабан В.Г.

Загальні закономірності будови Сонячної системи. Орбіти практично всіх планет лежать у площині сонячного екватора; Планети рухаються навколо Сонця по орбітах, близьких до кола; Напрямок обертання планет навколо планет однаковий і збігається з напрямком обертання Сонця і власним обертанням (крім Венери та Урана). У тому ж напрямку обертаються більшість їх супутників; 99,86 % маси Сонячної системи припадає на Сонце і лише 0,14 % - планети; Планети поділяються на дві групи, різко відмінні по хімічним, фізичним властивостям, розмірам та будові.

Загальні закономірності будови Сонячної системи. Середня відстань від Сонця до планет підлягає правилу Тиціуса – Боде (крім Нептуна);

Етапи формування протопланетного диску (ППД): На першому етапі газопиловий диск, що оточує протозорю має розміри, що можна порівняти з розмірами протозорі, маса менша за масу зорі. А хімічний склад не відрізняється від складу міжзоряних туманностей і містить 99 % газу та 1 % пилових частинок розмірами від 0.1 мкм до 1 мм. При підвищенні температури протозорі нагрівається і її диск, частинки пилу випаровуються, молекули газу розпадаються на атоми, атоми іонізуються і розміри диску за рахунок хаотичного руху частинок збільшуються у декілька разів, сягаючи десятків астрономічних одиниці.

Етапи формування протопланетного диску (ППД): При відчутному магнітному полі Протосонця, що взаємодіяло із іонізованим газом, магнітне поле гальмувало власне обертання протозорі і прискорювало обертальний рух протопланетної речовини Далі диск охолоджується, турбулентність зникає і в ньому знов утворюються пилові частинки – відбувається конденсація. Причому водень та гелій залишаються у стані газу. А пилові частинки розподіляються в просторі за хімічним складом залежно від температури, що зменшується з відділенням від Протосонця.

Етапи формування протопланетного диску (ППД): На другому етапі формування протопланетного диску частинки, зіштовхуючись, злипаються. Коли густина пилу у десятки разів стає більшою за густину газу. Пиловий диск переходить у стан гравітаційної нестійкості, що призводить до укрупнення згустків матерії. На третьому етапі ці невеликі згустки утворюють рій допланетних тіл різного розміру – планетозималі. Утворення планетозималі тривало десятки тисяч років, подальше перетворення їх у планети – сотні мільйонів років.

Сонце – центральна зірка Сонячної системи Сонце є типовою жовтою зіркою, яка на 75 % складається з водню, 24 % - з гелію, і 1 % інших хімічних елементів. Маса Сонця приблизно у 330 000 разів більша за масу Землі і випромінює енергію, витрачаючи щосекунди 600 млн.т водню.

Будова Сонця Сонце – величезна газова розпечена куля з температурою ядра близько 15 млн. градусів Цельсія, температура поверхні близько 6 000 градусів. Над ядром міститься зона випромінювання, над нею – конвективна зона, в якій відбувається опускання більш охолоджених потоків та підняття гарячих потоків.

Атмосфера Сонця Відносно тонкий шар поверхні Сонця називається фотосферою. Над фотосферою розташована хромосфера товщиною до 3 000 км. Хромосферу оточую сонячна корона. Хромосфера та сонячна корона утворюють сонячну атмосферу.

Сонячні плями Сонячні плями утворюються в областях з більш низькою температурою поверхні. Сонячні плями мають різну форму та розміри. Найбільша кількість плям утворюються на екваторі Сонця. В областях полюсів плями не утворюються. Час існування плям на Сонці коливається від декількох годин до декількох місяців.

Протуберанці Температура хромосфери може сягати 100 000 градусів Цельсія. Але внаслідок малої густини випромінювання хромосфери не є інтенсивним. Час від часу в хромосфері утворюються величезні спалахи, що піднімаються на тисячі кілометрів над поверхнею Сонця. Вони називаються протуберанцями.

Сонячна корона Зовнішній вигляд сонячної корони змінюється в залежності від періодів сонячної активності. Сонячна активність проявляється у плямах, протуберанцях, сонячних спалахах. Найкраще спостерігати сонячну активність під час повних місячних затемнень. Коли диск Місяця закриває диск Сонця і залишає для спостереження лише сонячну корону.

Сонячний вітер Сонячний вітер має виникає як остійний потік заряджених частинок у всіх напрямках. . Він має малу густину на кубічний сантиметр він містить близько 4 – 5 частинок. Досягаючи Землі він може викликати полярні сяйва. Внаслідок дії сонячного вітру хвости комет напрямлені від Сонця.

Спектр сонячного світла Сонце випромінює хвилі в широкому діапазоні – від рентгенівського випромінювання до радіохвиль. Наше око фіксує видиме світло, тіло – ультрафіолетове та інфрачервоне у вигляді теплового випромінювання.