презентація на тему 1 клас вивчення цифри 8
Вплив екологічної ситуації на життєдіяльність населення” підготовлені до уроку географії у 8 класі відповідно до вимог нової програми та інтерактивного уроку.
Сонце — потужне джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Водночас сонце — найближча до нас зоря, в якої, на відміну від усіх інших зірок, можна спостерігати диск, і за допомогою телескопа вивчати на ньому дрібні деталі, розміром до кількох сотень кілометрів. На 1 млн атомів водню припадає 98 000 атомів гелію, 851 кисню, 398 вуглецю, 123 неону, 100 азоту, 47 заліза, 38 магнію, 35 кремнію, 16 сірки, 4 аргону, 3 алюмінію, по 2 атома нікелю, натрію і кальцію, а також зовсім небагато всіх інших елементів речовина сонця дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу — плазми.
За такої температури ядра атомів водню (протони та дейтрони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів на секунду) і можуть наближатися одне до одного, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і вивільняється значна кількість енергії, що перетворюється на тепло. Тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої поверхні світила, внаслідок чого збільшується концентрація нейтральних атомів, речовина стає прозорішою, променисте перенесення стає менш ефективним і тепло передається здебільшого за рахунок перемішування речовини (конвекція), подібно до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу; сонячна атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і сягає далеко за межі видимого диска сонця. Верхніх шарів атмосфери безпосередньо (хромосфери та корони) не видно через значну розрідженість, їх можна спостерігати або під час повних сонячних затемнень, або за допомогою спеціальних приладів. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання сонця збільшується до 30 діб. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан сонця через 27 діб. Ці поля проявляються в фотосфері як сонячні плями та викликають такі явища, як сонячні спалахи, генерацію потоків прискорених частинок, зміни в рівнях електромагнітного випромінювання сонця в різних діапазонах, корональні викиди маси, обурення сонячного вітру, варіації потоків галактичних космічних променів (форбуш - ефект) оскільки магнітна активність сонця схильна періодичним змінам, а разом з цим змінюється і його світність (см. Сонце є зіркою третього покоління (популяції i) з високим вмістом металів, тобто воно утворилося з решток зірок першого й другого поколінь (відповідно популяцій iii і ii) поточний вік сонця (точніше — час його існування на головній послідовності), оцінений за допомогою комп ютерних моделей зоряної еволюції, дорівнює приблизно 4, 57 млрд років. Вважається, що сонце сформувалося приблизно 4, 59 млрд років тому, коли швидке стиснення під дією сил гравітації хмари молекулярного водню призвело до утворення зірки першого типу зоряного населення типу t тільця. Щосекунди близько 4 млн тонн речовини перетворюється на променисту енергію, в результаті чого генерується сонячне випромінювання й потік сонячних нейтрино. Дослідження показують, що ще до того часу втрата сонцем маси призведе до того, що земля перейде на віддаленішу від сонця орбіту і, таким чином, уникне поглинання зовнішніми шарами сонячної плазми.
Збільшення температури сонця в цей період таке, що протягом наступних 500–700 млн років поверхня землі буде занадто гаряча для того, щоб на ній могло існувати життя в його сучасному розумінні. Після того, як сонце пройде фазу червоного гіганта, термічні пульсації приведуть до того, що його зовнішня оболонка буде зірвана і з неї утворюється планетарна туманність. У центрі цієї туманності залишиться сформований із дуже гарячого ядра білий карлик, який протягом багатьох мільярдів років буде поступово остигати й згасати.
Охолоджуючись на поверхні, речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони, а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору, обидва процеси йдуть зі значною швидкістю. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар сонця завтовшки приблизно 200 000 км, де вона відбувається — конвективною зоною. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура й послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. Проте найбільш детальну та цінну інформацію про природу та активність нашої найближчої зорі можна отримати лише за допомогою орбітальних телескопів таких як soho, обсерваторія сонячної динаміки та інші. Кожну секунду сонце випромінює в 100 000 разів більше енергії, ніж людство виробило за всю свою історію питома (на одиницю маси) енерговитрата сонця — всього 2.
Коментарі
Дописати коментар