Презентация на тему "Фiзичнi змiннi новi й наднові"

Включить эффекты
1 из 13
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 "Фiзичнi змiннi новi й наднові" по астрономии. pptCloud.ru — удобный каталог с возможностью скачать powerpoint презентацию бесплатно.

Содержание

  • Слайд 1

    Фізичні змінні, нові й наднові Галактика М100 и сверхновая SN 2006X в ней, 7.03.2006г Виконав: Студент 24 ПО(ф) групи Лєонтьєв В’ячеслав

  • Слайд 2

    Змінні зірки

    Перша відкрита в 1596г Давидом Фабриціус (1564-1617, Німеччина). Це про Кита (Світу Кита). Він назвав її Мірою, що означає «чудова, дивовижна». Блиск змінюється від 2m у період мінімуму до 10m, в мінімумі. Середній період змінності Світи Кита 331,6 доби. зірки, що міняють з часом блиск, світність Позначаються літерами від R до Z в поєднанні з назвою сузір'я (для наступних парами букв від RR до ZZ, потім від AA) до доступних 334 комбінацій. Понад просто як V335, V336 і т.д. Змінністьзірокхарактеризуєтьсяперіодоміамплітудоюзміниблиску, якийзмінюється за різних причин. В залежностівідзміниблиску, зіркиділяться на:строго періодичні (правильні),зпорушеннямперіодичності (напівправильні),хаотично змінюють (неправильні).короткоперіодичні (періодзміниблискувід 1 до 90 діб)долгопериодические (періодзміниблискувід 90 до 739 діб) Фото в ультрафіолеті. Видно крючкообразный хвостик, відходить від Світи, в напрямку її компаньйона. Найповнішим є 4-е видання “Загального каталогу змінних зірок” (1985р, ГАІШ) з інформацією про типи змінності, амплітудах і періодах зміни блиску для 28450 зірок, відкритих і позначених до 1982 року. Доповненням до цього трехтомнику є видання цих авторів - “Каталог зірок запідозрених у перемінності” з перерахованими 14812 “підозрілими” зірками.

  • Слайд 3

    Видизміннихзірок

    Положення на діаграміГерцшпрунга-Ресселлазміннихзірок, масиякихменше 2М; CW - цефєїдисферичноїскладової (типу W Діви), RRs - зорі типу RR ЛіризперіодомP < 0,21 доби, М - зірки типу Міри Кита, SRb - червонізміннігіганти, RV - зміннінадгіганти (типу RV Тельця). Жирнимилініямивказаніпослідовності для скупчень, в якихзустрічаютьсяцізірки (кульовескупчення М13 істарірозсіяніскупченняNGC 7789 іNGC 188).

  • Слайд 4

    Смуганестабільності в діаграміГерцшпрунга - Рессела.

  • Слайд 5

    Цефєїди - «маяки Всесвіту»

    В 1908 роціГенрієттаЛівітт (1868-1921) , вивчаючи Мала Магелланова Хмара, помітила, щочимменше видима зоряна величина цефєїди, тимбільшийперіодзміниїїблиску. Оскількивсізірки ММО віддаленівід нас на приблизнооднаковувідстань, то видима зоряна величина m цефеїдвідображаєїїсвітністьL. А так як надгіганти добре помітні на великих відстанях, цюзалежністьможнавикористовувати для визначеннявідстаней до галактик. Магелланово ОблакоМалое Залежністьсередньогоблиску цефеид в Магеллановиххмарахвідперіодузмінності. У 1912р ГенрієттаЛівіттотрималаперіоди 25 зірокізіставилаїхграфічнозблиском в максимуміімінімумі, таким чином встановившизалежність “період-світність” для цефеїд.

  • Слайд 6

    Цефєїди - фізичнозмінні

    У 60-ті роки радянський астроном ЮрійЄфремов (р. 1937р) встановив, щочимтривалішеперіодцефєїди, тиммолодшецязірка. До 1999 року за вимірюваннями 800 цефеїд в 18 галактиках була уточнена постійна Хаббла, яку тепервважають, щодорівнює 70 км/с на 1 Мпкзточністю 10 %. Будучи «маяками Всесвіту», по них можнавизначативідстань до 20 Мпк, обчислившиабсолютнузоряну величинудля короткопериодических М≈ -1,67-2,54 lgр,для довгоперіодичнихМ≈ 0,2 (2-lgр)lg L = 2,47+1,15lg рвизначаєтьсясвітністьцефєїди в порівнянніз светимостью Сонця Класичніцефєїдивідзіркиδ Цефея, відкритої в 1784 році Джон Гудрайк (1764-1786, Англія) с Т= 5 діб. 8час. 37 хв. Головна зірка - цефеида 3,9m - біло-жовтий сверхгигант, а в 41" блакитнийсупутник 7,5m. Змінюєблискмайже на 1m.У 1894р Аристарх Білопільський (1854-1934) відкрив у неїперіодичністьзмінипроменевоїшвидкості, а в 1896р Н.А. Умів (1846-1915) висловивприпущення, щозіркапульсує. Теоріяпульсаціїрозроблена А.С. Еддінгтон (1882-1944, Англія). Цепульсуючізірки (змінюютьR)

  • Слайд 7

    Нові зірки

    Изменение блеска U Близнецов – карликовой новой Яскравістьзірокраптовозбільшується, зазвичайвід 2m до 8m (в середньомув 104 разів), а потімпоступово (протягомдекількохмісяців) падає. Спалахипов'язанізпорушеннямстійкостізовнішніхшарівзіркиівикидомречовини в середньомублизько 10-5 масизірки. Новіявляють собою тісніподвійнізірки, один зкомпонентівяких - білий карлик (абонейтронназірка). Коли на ньомунакопичується критична масаречовини, відбуваєтьсятермоядернийвибух. Вважається, щочвертьвсіхзірокспалахує. Дужеяскравіновізіркиспостерігалися в 1901р в сузір'ї Персея, в 1918р - в сузір'ї Орла, в 1925 р - в сузір'їЖивописця, в 1934г - в сузір'ї Геркулеса, в 1942р - в сузір'ї Корми. Всього до 1970гг. відомобільше 180 новихзірок, щоспалахнули в Галактиці, з них 11 повторних, причомуз 1890р за 1967р зірка Т Компаса випробувала 5 спалахів. В Галактиціспалахуєщорічноблизько 100 новихзірок, але на Земліз них виявляють 1-2. Залежністьміж силою вибухуітривалістюперіодувстановили П.П. Перенаго (1906-1960) та Б.В. Кукаркин (1909-1977). ТуманністьпіслявибухуНової в сузір'ї Лебедя (1992р), видно як маленькачервонацяткавищесередини фото

  • Слайд 8

    Наднова 1987A

    Наднова 1987A у ВеликійМагеллановійХмарірозташована там, де на старихфотографіяхбулалишезірочка 12-ї величини. Її величина в максимумідосягла 2,9m, що дозволяло легко спостерігатинадновунеозброєним оком Наднова 1987A через 4 роки післяспалаху. Кільцесвітного газу в 1991 роцідосягло 1,37 світлового року в діаметрі. Внизу через 12 років.

  • Слайд 9

    Типинаднових

    Наднова ІІ типу Наднова ІІ типу НадновіII типу характеризуються спектром, багатимводневимилініями. Їхсвітністьзмінюється в широких межах, а після максимуму падаєбільшрізко, ніж у надновихі типу. В еліптичних галактиках, щоскладаютьсяз невеликих червонихзірок, щоспалахуютьнадновіі типу, а в спіральних, де в рукавах багатомолодихмасивнихгарячихнадгігантів, спалахуютьнаднові II типу Надновіі типу поблизу максимуму відрізняютьсябезперервним спектром, в якому не видно ніякихліній. Пізнішез'являються в спектрілініїпоглинання, сильно розширені. За характером спектра поблизуепохи максимуму розрізняють два типинаднових. Тількичвертьусіхнайновішихпов'язаназколапсом ядер масивнихзірок (спалахиII типу ітипуIb). Багатонадновіутворюються при колапсі (абовибуху) білихкарликів (спалахиIa).

  • Слайд 10

    Крабоподібнатуманність

    SN 1054 (сузір'яТельця) видна була вдень протягом 23 діб, зазначено в китайськихіяпонськихлітописах. На їїмісцівиявленаКрабоподібнатуманність, щорозширюєтьсязішвидкістю 1500км/с, а всередині у 1968р виявлений пульсар (нейтронназірка 16,4m). Випускаються пульсаром електронипороджуютьсинхротронневипромінювання. Інтервалміжспалахами пульсара - 33 мсек; спалахи видно і у видимому світлі, і як радіоімпульси. Крабоподібнатуманність - однезнайпотужнішихджерелрадіовипромінювання в небііназывана "Телець-А". Туманністьтакожджереломрентгенівськоговипромінювання.Пульсар в туманностіпозначавсяранішеNP 0531, а теперпозначаєтьсяPSR J0535+2200 (літераJ вказує на те, щокоординатидані на 2000 рік).

  • Слайд 11

    Пульсар

    Нейтроннізіркирентгенівськихпульсарівволодіютьдужесильниммагнітним полем, щодосягаєзначень 108-109 Тл (в 1011-1012 разівбільшемагнітного поля Сонця). Рентгенівськіпульсарирозташовуютьсяпереважно в диску Галактики. Залишокнаднової в центріутвореноїтуманності - нейтронназірка (пульсар), виявляється за йогорадіовипромінювання. Маси не перевищуєтрьохсонячнихірозміром 20-30 км, щільність ~ 2×1014 г/см3 Cas A Cas A - Кассіопея А туманність, могутнєджерелорадіовипромінювання. Всередині пульсар.

  • Слайд 12

  • Слайд 13

    Дякую за увагу!

Посмотреть все слайды

Предложить улучшение Сообщить об ошибке