'

Эволюция звёзд

Понравилась презентация – покажи это...





Слайд 0

Эволюция звёзд Экзаменационный проект по астрономии на тему


Слайд 1

Разработчик ученик 11 класса Б средней школы 846 Почкаев Андрей 2004-2005 учебный год


Слайд 2

Введение (фото. Мл пути во весь экран, текст как титры) Обратим внимание на ночное небо. Перед нами открывается великолепная картина , автором которой является само ВРЕМЯ. Яркой полосой через весь ночной небосвод проходит Млечный Путь - наша Галактика, состоящая из бесконечно большого количества разнообразных небесных объектов. В данном проекте рассматривается эволюционный путь различных звёзд в зависимости от их характеристик.


Слайд 3

Основные характеристики звёзд Диаграмма Герцшпрунга – Рассела Образование протозвезды Эволюция звезды


Слайд 4

Основные характеристики звёзд


Слайд 5

яркость светимость масса температура, цвет и спектры звёзд размеры Основные характеристики звёзд


Слайд 6

Точкой отсчёта для видимой звёздной величины является Вега - альфа Лиры. Видимая звёздная величина- мера относительной яркости звезды для наблюдателя на Земле. Сириус Вега Денеб -1.5 0 1.3


Слайд 7


Слайд 8

Разность в 5 звёздных величин соответствует различию яркости ровно в 100 раз. Отношение яркости двух звёзд I1 : I2 связано с разностью их видимых звёздных величин m1 и m2 простым соотношением : m1 - m2 I1 : I2 = 2.512


Слайд 9

Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы звезда находилась от нас на стандартном расстоянии 10 парсек, получила название абсолютной звёздной величины M. Для Солнца M = 5.


Слайд 10

lg L = 0.4(5-M) Светимостью звезды L называется мощность излучения световой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солнцем. Например: Вега = 50Lс Канопус =4700Lс Сириус =22Lс Арктур =107Lс


Слайд 11


Слайд 12

Спектральная классификация звёзд


Слайд 13


Слайд 14

Размер и строение сверх гиганта.


Слайд 15


Слайд 16


Слайд 17

Если светимости звезды лежат в пределах от L= 10-4 Lc до L=104 Lc, а радиусы - в пределах от 0.01 Rс до 3 * 103 Rc, то массы звёзд лежат в пределах от 0,02Mc до 100Mс.


Слайд 18

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела


Слайд 19


Слайд 20


Слайд 21

Примерно так будет выглядеть эволюционный путь нашего Солнца на диаграмме Г-Р


Слайд 22

Эволюция звёзд


Слайд 23

Звёзды образуются в газопылевых облаках. Ударная волна, от взорвавшейся поблизости сверхновой звезды или другие возмущения, проходящие через газопылевое облако, приводят к формированию сгущений или ядер. Туманность Ориона


Слайд 24

Волокнистая туманность


Слайд 25

Туманность Тарантул


Слайд 26

Туманность в Большом Магеллановом облаке


Слайд 27

Туманность Омега


Слайд 28

Силы гравитации стягивает к месту сгущения окружающее вещество. Сгусток превращается в протозвезду, однако её всё ещё окружает газопылевое облако.


Слайд 29

От сжатия звезда вращается быстрее, а окружающий её газовый шар может преобразоваться в диск. Из вещ-ва этого диска может в дальнейшем образоваться планетарная система.


Слайд 30

Эволюция звезды в зависимости от массы


Слайд 31


Слайд 32

0,1 Mc< Mзв<1,4Mc


Слайд 33

От протозвезды до красного гиганта


Слайд 34


Слайд 35

Планетарные туманности принимают разнообразные формы - кольцеобразные, круглые, гантелеподобные и неправильные. Планетарные туманности Песочные часы и Крылья бабочки


Слайд 36

Планетарная туманность Кольцо


Слайд 37

Планетарная туманность Восьмёрка


Слайд 38

Планетарная туманность Кошачий глаз


Слайд 39

Туманность Эскимос


Слайд 40

Туманность Спирограф


Слайд 41

Если масса звезды превышает массу Солнца не более чем в 1.4 раза, то она пройдёт такой же жизненный цикл, как и у Солнца.


Слайд 42

1.4Мс < Mзв < 3 Mс


Слайд 43

Горение углерода и кислорода происходит в звездах, когда весь водород и гелий уже выгорели, и температура приближается к миллиарду градусов.


Слайд 44

Горение кремния и образование элементов до железного пика происходят с захватами протонов и альфа-частиц, полученных в рассмотренных ранее реакциях.


Слайд 45

Звезда в стадии предсверхновой


Слайд 46

Сверхновые II типа Сверхновые II типа – этап эволюции одиночных массивных звёзд


Слайд 47

Взрыв сверхновой


Слайд 48

Спичечный коробок с веществом нейтронной звезды весит около десяти миллиардов тонн.


Слайд 49

Звезда сжимается настолько сильно (20-30 км в диаметре ), что её плотность чудовищно велика даже по сравнению с белыми карликами: она может превышать 10 млн. т/см в кубе. Такая звезда называется нейтронной звездой.


Слайд 50

Схематичное изображение пульсара


Слайд 51

Сверхновые I типа Сверхновые I типа представляют собой тесные двойные звёзды, один из компонентов которых – белый карлик.


Слайд 52

Крабовидная туманность Крабовидная образовалась в результате взрыва сверхновой в 1054 году


Слайд 53

Туманность Вуаль


Слайд 54

В феврале 1987 года до Земли дошел свет от ярчайшего из всех наблюдавшихся в современную эпоху взрыва звезды - сверхновой SN1987A.


Слайд 55

Сверхновая SN1987A находится в Большом Магеллановом Облаке - соседней галактике, удаленной на 170 тысяч световых лет.


Слайд 56

Mзв > 3Mс


Слайд 57

Черная дыра в центре нашей галактики в рентгеновском изображении (М=2,6 млрд. масс Солнца)


Слайд 58


Слайд 59


Слайд 60

Джеты –это материи и излучения из области черной дыры.


Слайд 61

Черная дыра с аккреционным диском и джетами.


Слайд 62


Слайд 63


Слайд 64

Заключение


×

HTML:





Ссылка: