Виды звёзд Скачать
презентацию
<<  Сверхновая звезда Переменные звёзды  >>
Физические переменные
Физические переменные
Оптически двойные звезды
Оптически двойные звезды
Переменные звезды
Переменные звезды
Переменность звезд
Переменность звезд
Цефеиды
Цефеиды
Генриетта Ливитт
Генриетта Ливитт
Расстояние
Расстояние
Виды переменных звезд
Виды переменных звезд
Новые звезды
Новые звезды
Сверхновые звезды
Сверхновые звезды
Пульсар
Пульсар
Сверхновая 1987A
Сверхновая 1987A
Типы сверхновых
Типы сверхновых
Крабовидная туманность
Крабовидная туманность
Слайды из презентации «Новые и сверхновые звёзды» к уроку астрономии на тему «Виды звёзд»

Автор: Анатолий. Чтобы увеличить слайд, нажмите на его эскиз. Чтобы использовать презентацию на уроке, скачайте файл «Новые и сверхновые звёзды.ppt» бесплатно в zip-архиве размером 1419 КБ.

Скачать презентацию

Новые и сверхновые звёзды

содержание презентации «Новые и сверхновые звёзды.ppt»
СлайдТекст
1 Физические переменные

Физические переменные

Тема: Физические переменные, новые и сверхновые.

Урок 26

Галактика М100 и сверхновая SN 2006X в ней, 7.03.2006г

2 Оптически двойные звезды

Оптически двойные звезды

Физические двойные звезды

Визуально - двойные звезды

Спектрально – двойные звезды

Рентгеновские двойные звезды

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.

3 Переменные звезды

Переменные звезды

– это звезды, блеск которых изменяется.

Периодически

Беспорядочно

Физические двойные звезды

Переменные физические звезды

Фото в ультрафиолетовом свете. Виден крючкообразный хвостик, отходящий от Миры, в направлении ее компаньона.

Первая переменная звезда открыта в 1596г Давидом Фабрициус (1564-1617, Германия). Это о Кита (Мира Кита). Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». Блеск изменяется от 2m в период минимума до 10m, в минимуме. Средний период переменности Миры Кита 331,6 суток.

4 Переменность звезд

Переменность звезд

характеризуется периодом и амплитудой изменения блеска, который меняется по разным причинам. В зависимости от изменения блеска, звезды делятся на: строго периодические (правильные), с нарушением периодичности (полуправильные), хаотически изменяющие (неправильные), короткопериодические (период изменения блеска от 1 до 90 суток), долгопериодические (период изменения блеска от 90 до 739 суток).

5 Цефеиды

Цефеиды

– «маяки.

Цефеиды – это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды ? Цефея. ? Цефея, открытой в 1784 году Джоном Гудрайк (1764-1786, Англия).

Т= 5дн. 8час. 37 мин. Главная звезда – цефеида 3,9m - бело-желтый сверхгигант, а в 41" голубоватый спутник 7,5m. Изменяет блеск почти на 1m

В 1908 году Генриетта Ливитт (1868-1921) , изучая Малое Магелланово Облако, заметила, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды, тем большее период изменения ее блеска. Поскольку все звезды ММО удалены от нас на примерно одинаковое расстояние, то видимая звездная величина m цефеид отражает ее светимость L. А так как сверхважный тип звезд иганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний до галактик.

m 3,6 4,0 4,4

В 1894г Аристарх Белопольский (1854-1934) открыл у нее периодичность изменения лучевой скорости, а в 1896г Н.А. Умов (1846-1915) высказал предположение, что звезда пульсирует. Теория пульсации разработана А.С. Эддингтоном (1882-1944, Англия). Это пульсирующие звезды (меняют R)

0 1 2 3 4 5 6 7 Сутки

Малое Магелланово Облако

6 Генриетта Ливитт

Генриетта Ливитт

В 1912г Генриетта Ливитт получила периоды 25 звезд и сопоставила их графически с блеском в максимуме и минимуме, таким образом установив зависимость “период-светимость” для цефеид.

Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых облаках от периода переменности.

7 Расстояние

Расстояние

Являясь «маяками Вселенной», по ним можно определять расстояние до 20 Мпк, вычислив абсолютную звездную величину для короткопериодических М? -1,67-2,54 lg р, для долгопериодических М? 0,2 (2-lg р) lg L = 2,47+1,15lg р определяется светимость цефеиды в сравнении со светимостью Солнца.

Исследование спектров цефеид показывает, что вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума удаляется с наибольшей скоростью. Цефеиды – это пульсирующие звезды.

В процессе пульсации изменяется температура фотосферы ( самая высокая - в максимуме блеска).

8 Виды переменных звезд

Виды переменных звезд

Положение на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла переменных звёзд, массы которых меньше 2М?; CW - цефеиды сферической составляющей (типа W Девы), RRs - звёзды типа RR Лиры с периодом P < 0,21 суток, М - звёзды типа Миры Кита, SRb - красные переменные гиганты, RV - переменные сверхгиганты (типа RV Тельца). Жирными линиями указаны последовательности для скоплений, в которых встречаются эти звёзды (шаровое скопление М13 и старые рассеянные скопления NGC 7789 и NGC 188).

Вид

Тип звезды

Период, сут

Спектральный класс

Амплитуда (в синих лучах)

Тип звёздного населения Галактики

Цефеиды

Цефеиды

Цефеиды C?

2-218

FII-GI

0,1-2m

I

Цефеиды CW

1-3, 11-30

(F-G)

0,5-1,5m

II

Правильные

Правильные

Правильные

RR Лиры

0,05-1,2

A-F

0,5-2m

II

Миры Кита

80-220 500-1000

M,C,S

2-10,1m

II I

? Большого Пса

0,1-0,6

BO-B3III-IV

0,1m

I

Полуправильные

Полуправильные

? Щита

0,03-0,2

A-FV-III

0,1-0,5m

I

RV Тельца

30-140

F-GI

2-3m

I

9 Новые звезды

Новые звезды

Яркость звезд внезапно увеличивается, обычно от 2m до 8m (в среднем в 104 раз), а затем постепенно (в течение нескольких месяцев) падает. Вспышки связаны с нарушением устойчивости внешних слоев звезды и выбросом вещества в среднем около 10-5 массы звезды. Новые представляют собой тесные двойные звезды, один из компонентов которых - белый карлик (или нейтронная звезда). Когда на нем накапливается критическая масса вещества, происходит термоядерный взрыв.

Считается, что четверть всех звезд вспыхивает. Очень яркие новые звезды наблюдались в 1901г в созвездии Персея, в 1918г — в созвездии Орла, в 1925г — в созвездии Живописца, в 1934г — в созвездии Геркулеса, в 1942г — в созвездии Кормы. Всего к 1970гг. известно более 180 новых звезд, вспыхнувших в Галактике, из них 11 повторных, причем с 1890г по 1967г звезда Т Компаса испытала 5 вспышек. В Галактике вспыхивает ежегодно около 100 новых звезд, но на Земле из них обнаруживают 1—2. Зависимость между силой взрыва и длительностью периода установили П.П. Перенаго (1906-1960) и Б.В. Кукаркин (1909-1977).

Туманность после взрыва Новой в созвездии Лебедя (1992г), видна как маленькое красное пятнышко выше середины фото

Изменение блеска U Близнецов – карликовой новой

10 Сверхновые звезды

Сверхновые звезды

Еще грандиознее вспышки сверхновых звезд. Блеск звезд увеличивается до 19m

В максимуме блеска излучающая поверхность звезды приближается со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Сверхновые – это взрывающиеся звезды.

Эволюционные пути звезд

11 Пульсар

Пульсар

Остаток сверхновой в центре образованной туманности - нейтронная звезда (пульсар), обнаруживаемый по его радиоизлучению. Массы не превосходящей трех солнечных и размером в 20-30 км, плотность ~ 2?1014 г/см3

Cas A – Кассиопея А туманность, мощный источник радиоизлучения. Внутри пульсар.

Cas A

Нейтронные звезды рентгеновских пульсаров обладают очень сильным магнитным полем, достигающим значений 108–109 Тл (в 1011–1012 раз больше магнитного поля Солнца). Рентгеновские пульсары располагаются преимущественно в диске Галактики.

12 Сверхновая 1987A

Сверхновая 1987A

Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке расположена там, где на старых фотографиях была лишь звездочка 12-й величины. Ее величина в максимуме достигла 2,9m, что позволяло легко наблюдать сверхновую невооруженным глазом

Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки. Кольцо светящегося газа в 1991 году достигло 1,37 светового года в поперечнике. Внизу через 12 лет.

13 Типы сверхновых

Типы сверхновых

По характеру спектра вблизи эпохи максимума различают два типа сверхновых. Только четверть всех сверхновых связана с коллапсом ядер массивных звезд (вспышки II типа и типа Ib). Многие сверхновые образуются при коллапсе (или взрыве) белых карликов (вспышки Ia).

В эллиптических галактиках, состоящих из небольших красных звезд, вспыхивают сверхновые I типа, а в спиральных, где в рукавах много молодых массивных горячих сверхгигантов, вспыхивают сверхновые II типа

Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий. Позднее появляются в спектре линии поглощения, сильно расширенные.

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.

Сверхновые I типа

Сверхновые II типа

14 Крабовидная туманность

Крабовидная туманность

SN 1054 (созвездие Тельца) видна была днем в течение 23 суток, отмечено в китайских и японских летописях. На ее месте обнаружена Крабовидная туманность, расширяющаяся со скоростью 1500км/с, а внутри в 1968г обнаружен пульсар (нейтронная звезда 16,4m).

Испускаемые пульсаром электроны порождают синхротронное излучение. Интервал между вспышками пульсара - 33 мсек; вспышки видны и в видимом свете, и как радиоимпульсы. Крабовидная туманность - один из самых сильных источников радиоизлучения в небе и называна "Телец-А". Туманность является также источником рентгеновского излучения. Пульсар в туманности обозначался раньше NP 0531, а теперь обозначается PSR J0535+2200 (буква J указывает на то, что координаты даны на 2000 год).

«Новые и сверхновые звёзды»
http://900igr.net/prezentatsii/astronomija/Novye-i-sverkhnovye-zvjozdy/Novye-i-sverkhnovye-zvjozdy.html
cсылка на страницу
Урок

Астрономия

25 тем
Слайды
Презентация: Новые и сверхновые звёзды.ppt | Тема: Виды звёзд | Урок: Астрономия | Вид: Слайды
900igr.net > Презентации по астрономии > Виды звёзд > Новые и сверхновые звёзды.ppt