Презентация на тему "Двойные звёзды"

Включить эффекты
1 из 14
Смотреть похожие
Ваша оценка презентации
Оцените презентацию по шкале от 1 до 5 баллов
  • 1
  • 2
  • 3
  • 4
  • 5
4.0
1 оценка

Рецензии

Добавить свою рецензию

Аннотация к презентации

Презентация для школьников на тему "Двойные звёзды" по астрономии. pptCloud.ru — удобный каталог с возможностью скачать powerpoint презентацию бесплатно.

Содержание

  • Двойные звёзды
    Слайд 1

    Двойные звёзды

    Захарова Алина 25 гр.

  • Слайд 2

    Понятие «двойные звёзды»

    Двойные звёзды – это две и более звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Приблизительно половина всех ”звезд" на самом деле - двойные или кратные системы , хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.

  • Слайд 3

    Открытие

    Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально по изменению видимого блеска (можно перепутать с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.е. оптически двойные звезды), однако, это встречается довольно редко.

  • Слайд 4

    Виды

    Эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное

  • Слайд 5

    Обычно физические двойные звезды связаны силами тяготения. Компоненты двойной звезды образуют тесные пары. Периоды обращения компонентов двойной звезды не превышают сотни лет, иногда бывают значительно меньше.

  • Слайд 6

    Оптически двойные звёзды

    Пример оптически двойной звезды, но физически они между собой не связаны. По Мицару и Алькору древние греки проверяли зоркость глаза. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором 12 мин., а линейное расстояние между этими звездами порядка 17000 а.е.,

  • Слайд 7

    Часто двойственность звезд можно выявить по периодическому изменению их блеска. Первая затменно-переменная звезда – Алголь (β Персея) – была открыта в 1669 году итальянским астрономом Монтанари Кривая блеска Алголя повторяется каждые 2 суток 20 часов и 49 минут. В 1784 году Гудрайк открывает вторую затменную звезду – β Лиры. Ее период 12 суток 21 час и 56 минут, и, в отличие от Алголя, блеск изменяется плавно. Затменно-двойные звёзды Алголи

  • Слайд 8

    Тёплые двойные звёзды

    В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звёзд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск.

  • Слайд 9

    Рентгеновские звёзды

    В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляется прямо на нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.

  • Слайд 10

    Измерение параметров двойных звёзд

    Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: где m1 и m2 – массы звезд P – их период обращения T – один год A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды a - расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Пусть М солнца = 1, учитывая, что М⊙>> М⊕, Т = 1 год, а – 1 а.е. Тогда Учитывая, что , получим

  • Слайд 11

    Сириус

    - двойная звезда Сириус В – белый карлик

  • Слайд 12

    Альбирео в созвездии Лебедя

  • Слайд 13

    Планетарная туманность NGC 3132.

    (в центре двойная звезда)

  • Слайд 14

    Спасибо за внимание

Посмотреть все слайды

Предложить улучшение Сообщить об ошибке