Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Make your likes visible on Facebook?

Connect your Facebook account to Prezi and let your likes appear on your timeline.
You can change this under Settings & Account at any time.

No, thanks

Сонячна атмосфера, сонячна активність

Астрономія
by

Martha Burdyak

on 26 March 2013

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of Сонячна атмосфера, сонячна активність

Сонячна атмосфера.
Сонячна активність Сонячні плями Факели Сонячну атмосферу можна умовно поділити на кілька шарів:
фотосфера
хромосфера
сонячна корона Фотосфера – це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, і саме її називають поверхнею Сонця.
Вона має жовто-білий колір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі.
Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар,випромінювання якого сприймає людське око, має температуру 6000 К. Хромосфера – це шар атмосфери Сонця, що лежить над фотосферою. Її можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця.
Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температура зростає від 4500 К на межі з фотосферою до 100000 К у її верхніх шарах. Сонячна корона – це найпротяжніший шар атмосфери, що знаходиться над хромосферою.
Вона має сріблясто-білий колір і простягається на висоту в кілька сонячних радіусів, поступово переходячи у міжпланетний простір.Корона у мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця у повні, а тому спостерігається під час повної фази сонячного затемнення. Корона не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.Температура її на межі з хромосферою становить 100000 К, а далі зростає до 2000000 К. Сонячна активність Сонячні плями – це активні зони у фотосфері, вони мають вигляд темних утворень, тому що температура речовини менша ніж у навколишніх ділянках фотосфери: у великих плямах вона сягає 4500 К. Факели – це ділянки з підвищеною яскравістю на сонячному диску, вони є повсюдними супутниками плям.
Оскільки в самій плямі потік енергії менший, то ділянка поруч з плямою – факел – це місце, де її знадходиться більше. Поверхня фотосфери “засіяна” дрібними яскравими зернятками,розділеними вузькими темними доріжками. Ці зернятка називають гранулами.
Гранули – це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у темних, дещо прохолодніших місцях, газ опускається вниз.
Температура гранул на 500 К вища, ніж у проміжках між ними, розміри – близько 700 км.
Гранули з’являються та існують пересічно близько 7 хв, після чого розпадаються, і на їхньому місці виникають нові. Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожі на язики полум’я утворення – спікули. Тому хромосфера нагадує траву, що горить.Час життя окремої спікули – до 5 хв, діаметр біля основи – від 500 до 3000 км, температура у 2-3 рази вища, а густина менша ніж у фотосфери. Сонячна активність визначається сукупністю фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви сонячної активності — сонячні плями, спалахи, факели, протуберанці тощо. Розміри плям близько 40000 км, проте бувають плями діаметром до 180000 км.Бувають поодинокі плями та їхні групи.У великій плямі є значно темніше ядро і півтінь. Час життя поодиноких плям сягає кількох місяців, для груп плям він іноді обмежений кількома годинами.
У плямах є сильні магнітні поля. Протуберанці Протуберанці це речовина, яка підіймається над сонячною поверхнею і утримується над нею завдяки магнітному полю.
Протуберанці – найграндіозніші утворення в атмосфері Сонця. Довжина деяких з них сягає 200000 км, товщина – кілька тисяч кілометрів. Сонячні спалахи Спалах – це раптове виділення енергії, накопиченої у магнітному полі активної зони.
Процес розвитку невеликих спалахів триває 5-10 хв, найпотужніших – до 7 год. За цей час у ділянці сонячної поверхні протяжністю лише 1000 км, виділяється енергія близько 10²¹ - 10²³ Дж, сумірна з енергіею, що її випромінює Сонце з усієї своєї поверхні за 1с. Геомагнітні бурі — збурення магнітного поля Землі тривалістю від кількох годин до кількох діб, викликане надходженням в околиці Землі збуджених високошвидкісних потоків сонячного вітру і пов'язаної з ними ударної хвилі. Геомагнітні бурі відбуваються в основному в середніх і низьких широтах Землі. Магнітні бурі КІНЕЦЬ. ДЯКУЄМО ЗА УВАГУ!
Full transcript