Виды звёзд Скачать
презентацию
<<  Двойные звёзды Эволюция нейтронной звезды  >>
Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды
Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды
Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды
Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды
Содержание
Содержание
Содержание
Содержание
Содержание
Содержание
Содержание
Содержание
Содержание
Содержание
Внутреннее строение нейтронных звезд
Внутреннее строение нейтронных звезд
Внутреннее строение нейтронных звезд
Внутреннее строение нейтронных звезд
Измеренные массы нейтронных звезд
Измеренные массы нейтронных звезд
Измеренные массы нейтронных звезд
Измеренные массы нейтронных звезд
Уравнения состояния и массы нейтронных звезд
Уравнения состояния и массы нейтронных звезд
Уравнения состояния и массы нейтронных звезд
Уравнения состояния и массы нейтронных звезд
Уравнения состояния и массы нейтронных звезд
Уравнения состояния и массы нейтронных звезд
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Модель релятивистского среднего поля (RMF)
Введение многочастичных сил
Введение многочастичных сил
Введение многочастичных сил
Введение многочастичных сил
Введение многочастичных сил
Введение многочастичных сил
Сжимаемость ядерной материи
Сжимаемость ядерной материи
Сжимаемость ядерной материи
Сжимаемость ядерной материи
Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение состояния ядерной материи
Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова
Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова
Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова
Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова
Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова
Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова
Зависимость максимальной массы НЗ от параметров
Зависимость максимальной массы НЗ от параметров
Зависимость максимальной массы НЗ от параметров
Зависимость максимальной массы НЗ от параметров
Картинки из презентации «Нейтронная звезда» к уроку астрономии на тему «Виды звёзд»

Автор: Evgeny. Чтобы познакомиться с картинкой полного размера, нажмите на её эскиз. Чтобы можно было использовать все картинки для урока астрономии, скачайте бесплатно презентацию «Нейтронная звезда.ppt» со всеми картинками в zip-архиве размером 2248 КБ.

Скачать презентацию

Нейтронная звезда

содержание презентации «Нейтронная звезда.ppt»
Сл Текст Сл Текст
1Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды. Конференция 6кваркового счета Зависимость от плотности учитывается путем
по физике и астрономии для молодых ученых Санкт-Петербурга и введения нелинейностей и прямым учетом многочастичных сил
Северо-Запада 28 октября 2010 года Е. Крышень, Б. Л. Бирбраир Рассмотрено влияние странных скалярного и векторного мезонов (f
(ПИЯФ). и ?). 6.
2Содержание. Внутреннее строение нейтронных звезд Уравнение 7Введение многочастичных сил. 1. Введение нелинейностей в
состояния ядерной материи и ограничения на массу НЗ Модель изоскалярных каналах: 2. Прямое введение многочастичных сил в
релятивистского среднего поля и многочастичные силы Методы изовекторных каналах: Определение параметров нелинейностей: ?3
определения сжимаемости ядерной материи Рассчитанные массы ?4 ?? – по равновесной плотности n0, энергии связи B0 и
нейтронных звезд в зависимости от сжимаемости. 2. сжимаемости K ? – по наблюдаемой энергии симметрии S. 7.
3Внутреннее строение нейтронных звезд. (С) F. Weber. Основные 8Сжимаемость ядерной материи. Способы определения
характеристики НЗ: Радиус ~ 10 км Массы ~ 1 - 2 солнечной сжимаемости: Энергии возбуждения гигантских монопольных
Плотность ~ до 10 ядерных Сильные магнитные поля до 1015 Гс резонансов – вызывает сомнения, так как энергии ГМР меньше
Быстрое вращение ( до 1000 об/сек). Различные гипотезы строения энергии соответсвующих частично-дырочных переходов в спектре
НЗ: Стандартные НЗ: npeµ гиперонная звезда звезда с пионным одночастичных состояний. Модель Маерса-Святецкого – Thomas-Fermi
конденсатом звезда с каонным конденсатом Кварковая звезда фит на измеренные массы ядер, содержит 7 подгоночных параметров.
Нейтронная звезда с кварковым ядром. 3. Эксперименты по столкновению тяжелых ионов (изучение выхода
4Измеренные массы нейтронных звезд. 4. странности и эллиптических потоков) – результаты получены при
5Уравнения состояния и массы нейтронных звезд. (С) F. Weber. конечных температурах, при допущении пустотных сечений
Различные гипотезы о поведении ядерной материи при больших взаимодействия нуклонов. Полученные значения сильно
плотностях приводят к различным EOS и, как следствие, к моделезависимы. Общепринятым на сегодняшний день является
различным предсказаниям на массы нейтронных звезд. Результаты значение ~ 230 МэВ. 8.
зависят от деталей модели (RBHF, RMF и другие) , но все модели 9Расчет состава ядерной материи в зависимости от плотности.
должны хорошо описывать основные характеристики ядерной материи Концентрации барионов + плотности мезонных полей. 9.
при нормальной ядерной плотности (энергия связи на нуклон, 10Уравнение состояния ядерной материи. 10.
энергия симметрии, сжимаемость). При определенной центральной 11Уравнение Толмена-Оппенгеймера-Волкова. PSR J1903+0327. PSR
плотности достигается максимальная масса нейтронной звезды. B1913+16. 11.
Звезды с большей центральной плотностью и с большей массой 12Зависимость максимальной массы НЗ от параметров. PSR
оказываются неустойчивыми. Максимальное значение массы можно J1903+0327. PSR B1913+16. Нижний предел сжимаемости составляет ~
сравнить с верхней границей наблюдаемого спектра нейтронных 280 МэВ Общепринятое значение 234 МэВ существенно ниже
звезд, что позволяет отобрать удачные теории ядерной материи. 5. полученного ограничения Учет дополнительных фаз приводит к
6Модель релятивистского среднего поля (RMF). Основные смягчению EOS и к ещё большему ограничению на сжимаемость
характеристики ядерной материи, используемые для определения ядерной материи. PSR J1903+0327. PSR B1913+16. B.L. Birbrair,
параметров модели: равновесная плотность Энергия связи на нуклон E.L. Kryshen. Nuclear matter within the relativistic-mean-field
Энергия симметрии Сжимаемость ядерной материи. Основные model involving free-space nucleon-nucleon forces. Yad. Phys.
особенности модели RMF, используемой в данной работе: 72, 1092 (2009) [Phys. At. Nucl. 72, 1154 (2009)] B.L. Birbrair,
Используются пустотные константы нуклон-нуклонных E.L. Kryshen. Incompressibility of nuclear matter and neutron
взаимодействий, полученные из различных версий Боннского stars. Yad. Phys. 73, 1597 (2010) [Phys. At. Nucl. 73, 1551
потенциала Гиперонные константы связи определяются по правилам (2010)]. 12.
«Нейтронная звезда» | Нейтронная звезда.ppt
http://900igr.net/kartinki/astronomija/Nejtronnaja-zvezda/Nejtronnaja-zvezda.html
cсылка на страницу

Виды звёзд

другие презентации о видах звёзд

«Новые звёзды» - Рентгеновские новые. Для карликовых новых: <A> = 0m.4 + 1m.85 lg<P>. Тогда говорят о рентгеновских новых. Оптические новые. Карликовые новые – системы, аналогичные новым, но с оптической звездой – карликом. Существует зависимость между энергией вспышки и периодом повторяемости. Приведенная зависимость с некоторыми оговорками применима и к повторным новым.

«Масса звёзд» - Красные гиганты. К звёздам главной последовательности относится и Солнце. Основные характеристики звёзд. Массы удалось измерить только у звёзд, входящих в состав двойных систем. Массы звёзд. Плотности звёзд главной последовательности сравнимы с солнечной плотностью. Масса почти равна солнечной, и в размере в 2,5 раза больше, чем Земля.

«Астрономия созвездия» - Применимость. Осенью. Названия созвездий связывали с мифами, именами богов, названиями приборов и механизмов. На древних атласах кентавр несет пораженного волка на своем копье. Знание созвездий – азбука астрономии. В переводе с арабского Кохаб-эль-Шемали означает звезда севера. Золотая рыба. Границы на небе.

«Созвездия» - Звезды первой величины были самыми яркими, а шестой величины – с трудом различимыми. В безоблачную и безлунную ночь вдали от населенных пунктов можно различит около 3000 звезд. Большинство звезд которые мы видим, являются далекими солнцами. Существуют ли созвездия, которые никогда не заходят? Звезда первой величины ровно в 2,512 раза ярче, чем звезда второй величины.

«Нейтронная звезда» - Измеренные массы нейтронных звезд. Содержание. (С) F. Weber. Сжимаемость ядерной материи и нейтронные звезды. Введение многочастичных сил. 3. При определенной центральной плотности достигается максимальная масса нейтронной звезды. Звезды с большей центральной плотностью и с большей массой оказываются неустойчивыми.

«Двойные звёзды» - Последним типом двойных являются спектрально двойные. Астрометрически двойные. Для начала выясним, какие звезды так называют. Двойные звезды. Однако движение трех и более взаимодействующих тел неустойчиво. Орбиты звезд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Чем же интересны двойные звезды.

Урок

Астрономия

25 тем
Картинки
Презентация: Нейтронная звезда | Тема: Виды звёзд | Урок: Астрономия | Вид: Картинки