Презентация по астрономии "Происхождение звезд и планет"

• 1 слайд

   
  
  Степанова Н.Н.
   
  Происхождение звезд и планет
  

• 2 слайд

  Переменные звёзды
  Периодические звёзды
  Непериодические звёзды
  Двойные звёзды
  Физические переменные звёзды
  Цефеиды
  (короткопериодические)
  Долгопериодические
  звёзды
  

• 3 слайд

  Переменные звёзды – это звёзды, блеск которых изменяется, иногда с правильной периодичностью. Переменных звёзд на небе довольно много. В настоящее время их известно более 30 000.  Многие из них вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы – бинокль, зрительную трубу или школьный телескоп.
  Амплитуда и период переменной звезды.
  

• 4 слайд

  Физическими переменными называются звёзды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Такие звёзды могут и не иметь постоянную кривую блеска. Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооружённым глазом, её видимая звёздная величина 2m,  в период  минимума она уменьшается до 10m и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 332 суток.
  

• 5 слайд

  Полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.
  

• 6 слайд

  В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска η Орла с периодом 7,17 дней. В 1784 году Джон Гудрайк открыл переменность звезды δ Цефея (период 5,366 дней). Все переменные звёзды, в том числе затменно-переменные, имеют специальные обозначения. Впереди названия соответствующего созвездия ставятся буквы латинского алфавита R, S, T, … или просто букву V (англ. variable «переменный») с цифрами.
  Кривая блеска
  звезды Дельта Цефея.
  

• 7 слайд

  Пульсирующие переменные звезды
  Звезды, переменность которых вызвана процессами, происходящими внутри них, которые приводят к периодическому изменению их блеска и других характеристик – температуры поверхности, радиуса фотосферы и др.
  

• 8 слайд

  Цефеидами называются пульсирующие звёзды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звёзд –
  δ Цефея. Это жёлтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру. На определённой глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает её. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, её температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска.
  

• 9 слайд

  Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 году Генриетта Ливитт, изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, заметила, что чем меньше видимая звёздная величина цефеиды, тем больше период изменения её блеска.
  Большое  Магелланово
  Облако
  Малое  Магелланово
  Облако
  Генриетта
  Ливитт
  

• 10 слайд

  Поскольку все звёзды  Малого Магелланового Облака  удалены от нас примерно на одинаковое расстояние, то видимая звёздная величина m цефеид отражает её светимость L. А так как сверхгиганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний до галактик. Так, к 1999 году по измерениям 800 цефеид в 18 галактиках была уточнена постоянная Хаббла, которую теперь считают равной 70 км/с на 1 Мпк с точностью 10%.
  Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых Облаках от периода переменности.
  

• 11 слайд

  Звезда, увеличивающая свой блеск в тысячи и миллионы раз за несколько часов, а затем тускнеющая, приходящая к своему первоначальному блеску, называется новой.
  Новая возникает в тесных двойных системах, в которых один из компонентов двойной системы – белый карлик или нейтронная звезда. Когда на поверхности белого карлика (на нейтронной звезде) накапливается критическая масса вещества, происходит термоядерный взрыв, срывающий со звезды оболочку и увеличивающий её светимость в тысячи раз. Этот взрыв может повторяться неоднократно в виде повторной новой. Как показывают наблюдения, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.
  Туманность после взрыва 
  Новой в созвездии Лебедя 
  в 1992 году видна как маленькое 
  красное пятнышко немного выше 
  середины фотографии.
  

• 12 слайд

  Звёзды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск. У большинства из них периоды заключаются в пределах 0,2–0,8 суток, амплитуды блеска составляют в среднем около одной звёздной величины. Это звёзды спектральных классов А–F. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звёздных скоплениях. Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления  астрономических расстояний.
  lg r = 0,2 (m – M) + 1 — расстояние до цефеиды
  M = 0,2 (2 – lg T) — абсолютная звёздная величина цефеиды
  

• 13 слайд

  Новые звезды – это эруптивные (взрывающиеся) переменные звёзды.
  Остаток новой звезды GK Персея
  

• 14 слайд

  Вспышки сверхновых – один из самых мощных катастрофических природных процессов. Огромное выделение энергии (такое количество энергии Солнце вырабатывает за миллиарды лет) сопровождает взрыв сверхновой. Сверхновая звезда может излучать больше, чем все звёзды галактики вместе взятые.
  Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке расположена там, где на старых фотографиях была лишь звёздочка 12-й величины. Её величина в максимуме достигла 2,9m, что позволяло легко наблюдать сверхновую невооружённым глазом.
  

• 15 слайд

  Сверхновыми называются звёзды, внезапно взрывающиеся и достигающие в максимуме абсолютной звёздной величины от –11m до –21m. Светимость сверхновой звезды возрастает в десятки миллионов раз, что может превышать светимость всей галактики.
  

• 16 слайд

  Плотное ядро коллапсирует, увлекая за собой в свободное падение к центру
  наружные слои звезды. Когда ядро сильно уплотняется, его сжатие прекращается, и на верхние слои обрушивается встречная ударная волна, а также выплескивается энергия огромного числа нейтрино. В результате оболочка разлетается со скоростью 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду либо черную дыру. При вспышке сверхновой выделяется энергия 1046 Дж.
  

• 17 слайд

  По характеру спектра вблизи эпохи максимума различают два типа сверхновых. Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий.
  

• 18 слайд

  Позднее появляются в спектре линии поглощения, сильно расширенные.
  При вспышке сверхновой I типа от звезды отрывается оболочка с массой
  порядка 0,3–1 МСолнца, которая расширяется в межзвёздное пространство.
  Сas A – туманность после взрыва сверхновой, является сильнейшим источником радиоизлучения.
  

• 19 слайд

  Сверхновые II типа характеризуются спектром, богатым водородными линиями. Их светимость меняется в широких пределах, а после максимума
  падает более резко, чем у сверхновых
  I типа. Замечено, что в эллиптических галактиках, состоящих из небольших красных звёзд, вспыхивают сверхновые I типа. В спиральных галактиках, где в рукавах много молодых массивных сверхгигантов спектральных классов О и В, вспыхивают сверхновые II типа.
  Сверхновые II типа.
  

• 20 слайд

  Центр туманности Гама, оставшейся после взрыва сверхновой,
  находится в созвездии Парусов.
  

• 21 слайд

  Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки.
  Кольцо светящегося газа в 1991 году достигло 1,37 светового года в поперечнике.
  

• 22 слайд

  Остаток Сверхновой 1987 года через двенадцать лет после вспышки.
  

• 23 слайд

  После вспышки сверхновой массивной звезды ее оболочка разлетается.
  

• 24 слайд

  Самый знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике – 
  Крабовидная туманность. Это остаток вспышки сверхновой в 1054 году.
  С её исследованием связаны крупнейшие вехи в истории астрономии.
  Крабовидная туманность была первым источником космического радиоизлучения, в 1949 году отождествленным с галактическим объектом.
  

• 25 слайд

  С ней же связано первое отождествление рентгеновского излучения космического происхождения в 1963 году. В 1953 году в Крабовидной туманности открыли синхротронное излучение. В 1968 году здесь же был открыт пульсар NP 0531 – знаменитый пульсар в Крабовидной туманности.
  

• 26 слайд

  На месте взрыва сверхновой звезды в Крабовидной туманности образовалась нейтронная звезда.
  Нейтронная звезда легко поместилась бы внутри Московской кольцевой автодороги или Нью-Йорка.
  

• 27 слайд

  Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер железа при температуре 105–106 К. Весь остальной объём, за исключением небольшой области в центре, занимает «нейтронная жидкость». В центре предполагается наличие небольшого гиперонного ядра. Нейтроны подчиняются принципу Паули. При таких плотностях «нейтронная жидкость» становится вырожденной и останавливает дальнейшее сжатие нейтронной звезды.
  Спичечный коробок с веществом нейтронной звезды весил бы на Земле около десяти миллиардов тонн.
  

• 28 слайд

  В 60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с радиотелескопом, который был предназначен для изучения мерцаний космических радиоисточников, Джослин Белл, Энтони Хьюиш и другие сотрудники  Кембриджского университета Великобритании обнаружили серии периодических импульсов.
  Продолжительность импульсов была 0,3 секунды на частоте 81,5 МГц, которые повторялись через удивительно постоянное время, через 1,3373011 секунды.
  Миллисекундный пульсар PSR J1959+2048 в  видимом диапазоне.
  Импульсы прерываются на 50 минут  каждые 9 часов,
  что указывает на то, что пульсар затмевается своей звездой-компаньоном.
  

• 29 слайд

  Это было совершенно непохоже на обычную хаотическую картину случайных нерегулярных мерцаний. Появилось даже предположение о внеземной цивилизации, посылающей на Землю свои сигналы. Поэтому для этих сигналов ввели обозначение LGM (сокращение от английского little green men «маленькие зеленые человечки»).
  Предпринимались серьезные попытки распознать какой-либо код в принимаемых импульсах. Это оказалось невозможным, хотя, как рассказывают, к делу были привлечены самые квалифицированные специалисты по шифровальной технике.
  Пульсары в Магеллановых
  Облаках.
  

• 30 слайд

  Через полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника. Стало очевидным, что источники излучения являются естественными небесными телами. Они получили название пульсары. За открытие и интерпретацию радиоизлучения пульсаров Энтони Хьюишу была присуждена Нобелевская премия по физике.
  

• 31 слайд

  Результатом мощного взрыва сверхновой в 1994 году в галактиках NGC 5194 (в центре) и NGC 5195 (вверху) является наличие рентгеновского источника. Эта пара галактик известна под именем М51 или Водоворот.
  Галактика Водоворот.
  

• 32 слайд

  В рентгеновском изображении галактики Водоворот видны несколько ярких рентгеновских источников, среди которых увеличено изображение вспышки сверхновой звезды SN 1994I.
  Рентгеновское излучение на месте вспышки SN 1994I
  

• 33 слайд

  Взрыв сверхновой звезды – катастрофическое завершение эволюции звезды большой массы.
  Сверхновая звезда 1994 года, вспыхнувшая на краю спиральной галактики.
  

• 34 слайд

  Остаток вспышки сверхновой в Малом Магеллановом Облаке.
  

• 35 слайд

  Области вспышки сверхновой становятся источниками рентгеновского излучения.
  Рентгеновское излучение остатка вспышки сверхновой.
  Снимок космической рентгеновской обсерватории Чандра.
  

• 36 слайд

  Двойные и кратные звезды
  

• 37 слайд

  ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ - две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Приблизительно половина всех ”звезд" на самом деле - двойные или кратные (несколько, не менее 3-х звезд) системы , хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.
  
  

• 38 слайд

  Двойные звезды. Характеристики.
  Обе звезды вращаются вокруг общего центра масс;
  Расстояния между ними, массы и размеры этих звезд отличаются;
  А – более яркая, В – менее яркая;
  Визуально воспринимаются как одна звезда.
  

• 39 слайд

  Кратные звездные системы
  Тройные – встречаются реже двойных; состоит в основном из двух звезд и отдаленного спутника, который вращается вокруг этой пары.
  Системы из четырех звезд – встречаются редко; две звездные пары.
  Пять и шесть звезд – предел кратности звездных систем.
  

• 40 слайд

  
  
  
  
  Альфа центавра
  
  
  
  
  
  Тройная звезда
  Наиболее близкая к Солнечной системе
  
  

• 41 слайд

  Образование двойных и кратных систем
  Теория промежуточного ядра:
  формирование происходит за счет разделения протооблака (молекулярное облако, которое образуется за счет волнового движения матери).
  Теория промежуточного диска:
  в массивном звездном диске происходит резкое охлаждение газов и происходит разделение.
  Динамические теории:
  динамический процесс, который «наращивает» новое тело.
  

• 42 слайд

  
  Классификация двойных звезд
  (по способу наблюдения)
  Визуально-двойные:
  реально увидеть раздельно. Наблюдение происходит с помощью телескопов.
  Спектрально-двойные:
  двойная природа определяется при помощи спектрального анализа.
  

• 43 слайд

  Двойные звезды
  Визуально-двойные
  Затменно-двойные
  Оптически-двойные
  

• 44 слайд

  Оптически двойные звезды
  По Мицару и Алькору древние греки проверяли зоркость глаза
  На самом деле в космосе они разделены огромными расстояниями в десятки парсек.
  

• 45 слайд

  Планетарная туманность NGC 3132: в центре двойная звезда
  

• 46 слайд

  
  Альбирео: яркая и красивая двойная звезда
  
  

• 47 слайд

  Альбирео – в созвездии Лебедя
  

• 48 слайд

  Спектрально- двойные звезды
  …Обнаруживаются по периодическому смещению спектральных линий.
  Большая часть двойных звёзд являются тесными парами.
  В таких системах возможно перетекание вещества из поверхностных слоев массивной звезды к компаньону.
  Вещество под действием гравитационных сил вращающейся малой звезды закручивается вокруг нее, и образуется так называемый аккреционный диск.
  Большая звезда при этом может потерять значительную массу и превратиться даже в белого карлика.
  

• 49 слайд

• 50 слайд

  Второй обмен массами
  В двойных же системах встречаются также рентгеновские пульсары, излучающие в более высокоэнергетическом диапазоне длин волн. Это излучение связано с аккрецией вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды. Источником аккреции служат частицы звездного ветра, испускаемые второй звездой (та же природа и у солнечного ветра). Если звезда имеет большие размеры, звездный ветер достигает значительной плотности, энергия излучения рентгеновского пульсара может доходить до сотни и тысячи светимостей Солнца. Рентгеновский пульсар - единственный способ косвенного обнаружения черной дыры, которую, как мы помним, увидеть нельзя. Да и нейтронная звезда является редчайшим объектом для визуальных наблюдений.
  На этом еще далеко не все. Вторая звезда тоже рано или поздно раздуется, и вещество начнет перетекать на соседку. И это - уже второй обмен веществом в двойной системе. Достигнув больших размеров, вторая звезда начинает "возвращать" забранное при первом обмене.
  
  

• 51 слайд

  Если на месте первой звезды оказывается белый карлик, то в результате второго обмена на его поверхности могут происходить вспышки, которые мы наблюдаем как новые звезды. В один момент, когда вещества, выпавшего на поверхность сильно нагретого белого карлика, становится слишком много, температура газа возле поверхности резко повышается. Это провоцирует взрывоподобный всплеск ядерных реакций. Светимость звезды значительно увеличивается. Такие вспышки могут повторяться, и их называют уже повторными новыми. Повторные вспышки слабее первых, в результате которых звезда может увеличивать свой блеск в десятки раз, что мы и наблюдаем с Земли как появление "новой" звезды.
  

• 52 слайд

  
  Холодные звезды по виду похожи на коричневые карлики, но на самом деле они являются остатками обычных звезд, которые за несколько миллиардов лет превратились в холодные объекты размером с Юпитер из-за того, что материя с них была перетянута соседней звездой - белым карликом.
  
  Это двойная звезда, которая состоит из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра масс с периодом 4-6 часов.
  

• 53 слайд

  Затменно-двойные звезды (Алголи)
  Звезды, изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды
  Алголь (β Персея, арабское "эль гуль" - дьявол).
  

• 54 слайд

  Затменно-переменные звезды
  Тесные пары звезд, которые нельзя разделить даже в самые мощные телескопы, их видимая звездная величина периодически меняется из-за затмений одного компонента другим.
  

• 55 слайд

  Чем же интересны двойные звезды?
  Во-первых, они дают возможность узнать массы звезд, так как легче всего и надежнее всего она вычисляется по видимому взаимодействию двух тел. Прямые наблюдения позволяют узнать общий "вес" системы, а если добавить к ним известные соотношения между массами звезд и их светимостями, о которых говорилось выше в рассказе о судьбе звезд, то можно выяснить массы компонентов, проверить теорию. Одиночные звезды такой возможности нам не предоставляют. Кроме того, как тоже было упомянуто ранее, судьба звезд в таких системах может разительно отличаться от судьбы таких же одиночных звезд. Небесные пары, расстояния между которыми велики, по сравнению с размерами самих звезд, на всех стадиях своей жизни живут по тем же законам, что и одиночные звезды, не мешая друг другу. В этом смысле, их двойственность никак не проявляется.
  

• 56 слайд

  Д.З.
  § 24. Вопросы – задания.
  
  http://лена24.рф/%D0%90%D1%81%D1%82%D1%80%D0%BE%D0%BD%D0%BE%D0%BC%D0%B8%D1%8F_11_%D0%BA%D0%BB%D0%B0%D1%81%D1%81_%D0%92%D0%BE%D1%80%D0%BE%D0%BD%D1%86%D0%BE%D0%B2-%D0%92%D0%B5%D0%BB%D1%8C%D1%8F%D0%BC%D0%B8%D0%BD%D0%BE%D0%B2/index.html
  
  
  
  

• 57 слайд

  Спасибо за внимание!