Pobierz z
Google Play
Układ pokarmowy
Genetyka molekularna
Ekologia
Chemiczne podstawy życia
Komórka
Proste zwierzęta bezkręgowe
Układ wydalniczy
Rozmnażanie i rozwój człowieka
Genetyka klasyczna
Stawonogi. mięczaki
Organizm człowieka jako funkcjonalna całość
Aparat ruchu
Metabolizm
Genetyka
Kręgowce zmiennocieplne
Pokaż wszystkie tematy
Reakcje utleniania-redukcji. elektrochemia
Reakcje chemiczne w roztworach wodnych
Wodorotlenki a zasady
Kwasy
Systematyka związków nieorganicznych
Sole
Budowa atomu a układ okresowy pierwiastków chemicznych
Układ okresowy pierwiastków chemicznych
Efekty energetyczne i szybkość reakcji chemicznych
Pochodne węglowodorów
Stechiometria
Węglowodory
Gazy i ich mieszaniny
Świat substancji
Roztwory
Pokaż wszystkie tematy
28.06.2022
56
6
Udostępnij
Zapisz
Pobierz
Zarejestruj się
Dostęp do wszystkich materiałów
Dołącz do milionów studentów
Popraw swoje oceny
Rejestrując się akceptujesz Warunki korzystania z usługi i Politykę prywatności.
Zarejestruj się
Dostęp do wszystkich materiałów
Dołącz do milionów studentów
Popraw swoje oceny
Rejestrując się akceptujesz Warunki korzystania z usługi i Politykę prywatności.
Zarejestruj się
Dostęp do wszystkich materiałów
Dołącz do milionów studentów
Popraw swoje oceny
Rejestrując się akceptujesz Warunki korzystania z usługi i Politykę prywatności.
Słońce Słońce - olbrzymia kula plazmy napędzana przez reakcje termojądrowe - stanowi prawie całą masę naszego układu planetarnego i jest jego głównym źródłem energii. Podstawowe funkcjonowanie Słońca jest szczegółowo znane: w wyniku reakcji syntezy jądrowej w jego wnętrzu wodór przekształca się w hel, a podczas tego procesu wytwarzane są ogromne ilości energii. Liczące sobie 4,6 mld lat Słońce to gwiazda w stanie równowagi - siła grawitacji ściskająca zewnętrzne warstwy w kierunku jądra jest równoważona przez rozpychające gwiazdę ciśnienie gorącego gazu. Zgodnie z przyjętymi modelami ewolucji Słońca za 4,5 mld lat zacznie się w nim wyczerpywać wodór. Jego środkowa część ulegnie skurczeniu i ogrzaniu, podczas gdy warstwy zewnętrzne zaczną się rozszerzać i ochładzać, w wyniku czego Słońce przeobrazi się w czerwonego olbrzyma. Za ok. 5,5 mld lat ponownie się skurczy i wówczas przybierze swój ostateczny kształt - białego karta. Powierzchnia Słońca Słońce ma widoczną warstwę powierzchniową zwaną fotosferą, na której uwagę zwracają granule o średnicy długości nawet tys. km. Stanowią one górną powierzchnię komórek konwekcyjnych, odpowiedzialnych za przekazywanie ciepła z ognistego wnętrza Słońca. Ponadto na powierzchni można zaobserwować takie zjawiska, jak plamy słoneczne i protuberancje. Atmosfera Atmosfera słoneczna składa się z fotosfery, chromosfery i otaczającej je korony. Protuberancje pola magnetycznego Słońca powodują zjawiska radiacyjne w obrębie chromosfery i korony, na przykład fulguracje lub koronalne wyrzuty masy. Wiatr słoneczny przenosi naładowane cząsteczki poza koronę...
Średnia ocena aplikacji
Uczniowie korzystają z Knowunity
W rankingach aplikacji edukacyjnych w 11 krajach
Uczniowie, którzy przesłali notatki
Użytkownik iOS
Filip, użytkownik iOS
Zuzia, użytkownik iOS
ich zasięg wyznacza obszar wokół Słońca nazywany heliosferą. Budowa Słońca Chociaż obserwacje Słońca ograniczają się do jego powierzchni, to znajomość zasad fizyki, a dokładniej równowagi hydrostatycznej i reakcji jądrowych, pozwala się domyślać, jak wygląda jego budowa. Fotosfera Korona Strefa konwekcyjna Strefa radiacyjna Jądro Chromosfera Jądro Zajmuje ok. 20-25% obszaru Słońca wyznaczo nego przez całkowitą długość jego promienia. Zachodzi w nim reakcja syntezy jądrowej helu z wodoru, w wyniku której powstaje energia emitowana przez Słońce. Jego temperatura wynosi ok. 15,5 mln stopni. Chromosfera i korona Warstwa radiacyjna Rozciąga się od jądra Słońca do ok. 70-85% obszaru wyznaczonego przez całkowitą długość jego promienia. Warstwę tę tworzą głównie jony wodoru i helu, a w jej wnętrzu fotony są stale emitowane i absorbowane. Warstwa konwekcyjna Rozciąga się do prawie 100% obszaru wyzna czonego przez całkowitą długość promienia Słońca. Energia przechodzi przez tę warstwę do fotosfery w postaci burzliwych prądów konwekcyjnych. Fotosfera Jest to powierzchniowa warstwa Słońca, składająca się z kilkuset kilometrów pół przezroczystego gazu. Wypromieniowuje on energię w postaci fotonów lub fal elektromag netycznych, które odbieramy jako światło. Są to najbardziej zewnętrzne warstwy Słońca. Odbierają i odbijają zaburzenia elektromagne tyczne występujące w fotosferze. Temperatura chromosfery waha się od 3 do 35 tys. stopni Celsjusza, a temperatura korony przekracza 3 miliony stopni Celsjusza. Protuberancje Są to chmury gazu zawieszone nad powierzchnią Słońca podążające za liniami jego pola magnetycznego. Utrzymują się przez wiele dni, a nawet tygodni, i często przybierają formę pętli. Pochodnie (tzw. fakuły) Są to niezwykle jasne obszary Słońca, które wiążą się z występowaniem plam słonecznych. Wielkie erupcje Protuberancje często pod względem masy rozmiaru przewyższają nawet Jowisza, dlatego kiedy się pojawiają, stają się drugim co do wielkości ciałem niebieskim w Układzie Słonecznym. Granule Każde z ,,ziarenek" składających się na ziarnisty obraz fotosfery stanowi górną część kolumny konwekcyjnej. Plamy słoneczne Są to obszary o temperaturze niższej niż temperatura środowiska. Ciemna część nazywana jest cieniem, a jaśniejsza półcieniem. Chociaż pojawiają się nieustannie, najistotniejszy cykl ich występowania to cykl jedenastoletni.