Проект по теме: «Звезды» — презентация
Презентация была опубликована 3 года назад пользователемПросто №1
Похожие презентации
Презентация 11 класса на тему: «Проект по теме: «Звезды» «. Скачать бесплатно и без регистрации. — Транскрипт:
2 Проект по теме: «Звезды» «Звезды» Подготовила Ученица 11- А класса
3 Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики. Звезды это огромные шары из гелия и водорода, а также других газов.
4 Гравитация тянет их внутрь, а давление раскаленного газа выталкивает их наружу, создавая равновесие. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом
5 Характеристиками звезд Основными характеристиками звезд являются мощность её излучения, масса, радиус, температура и химический состав атмосферы. Зная данные параметры, можно рассчитать возраст звезды. Эти параметры изменяются в очень широких пределах. Кроме того они взаимосвязаны. Звезды самой высокой светимости обладают наибольшей массой, и наоборот.
6 Физические свойства Хромосфера внешняя оболочка Солнца и других звёзд толщиной около км, Звезды бывают разного цвета: от красного к белому и голубому. Красный это самый «холодный» цвет; такая звезда имеет температуру менее чем по Кельвину. Самые горячие звезды голубые, что соответствует температуре ее поверхности, а это порядка по Кельвину. Итак, температура и цвет звезды взаимосвязаны. Масса определяет температуру звезды. Чем больше массы мы имеем, тем больше должно быть ядро звезды, а значит, тем больше должно быть энергии от термоядерной реакции внутри этого ядра. —
7 Области звездообразования Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 массы Солнца (их известно более в Галактике) Туманность Орел Туманность Орел в 6000 световых лет от нас молодое рассеянное звёздное скопление в созвездии Змеи тёмные области в туманности это протозвёзды
8 Звезды образуют звездные системы Может показаться, что все звезды, которые только есть, сами по себе, но многие образуют пары. Они называются бинарные звезды, где орбиты двух звезд имеют общий гравитационный центр. Также существуют и другие системы звезд, состоящие из 3, 4 или более звезд. Только представьте прекрасное утро в мире, где вы просыпаетесь и видите 4 Солнца.
9 При увеличении плотности облака оно становится непрозрачным для излучения. Начинается повышение температуры внутренних областей. Температура в недрах протозвезды достигает порога термоядерных реакций синтеза. Сжатие на какое-то время прекращается.
10 Сколько звезд? Как много звезд есть в Млечном Пути? Число звезд в нашей галактике насчитывает миллиардов звезд. Каждая из них отдельный остров в космосе, возможно с планетами, и на некоторых возможно есть жизнь. Но с другой стороны, возможно, существует более чем 500 миллиардов галактик во Вселенной, и в каждой может быть столько звезд, как в Млечном Пути или даже больше! Сложите эти числа и посмотрите, как огромна Вселенная, ведь в ней может быть 2×1023 звезд. Это 200,000,000,000,000,000,000,000.
11 Жизненный цикл звезд Жизненный путь звезд представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной активности, агония, смерть, и напоминает жизненный путь отдельного организма. Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, — только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.
12 Самые массивные звезды имеют самую непродолжительную жизнь. Эти гиганты могут иметь массу как у 150 Солнц, и вырабатывать бешеное количество энергии. К примеру, одна из самых тяжелых звезды, которые мы только знает, это Эта Киля, и она очень далеко, примерно в световых лет пути от Земли. Эта звезда насчитывает в себе 150 солнечных масс, и источает в четыре миллиона крат больше энергии.
Источник
Презентация по физике «Мир звёзд»
Описание презентации по отдельным слайдам:
Мир звёзд Подготовила учитель физики МКОУ «Сеймицкая СОШ» Солнцевского района Курской области Фильчакова С.Н.
Звезды – наиболее распространенные из всех наблюдаемых космических объектов Вселенной. Важнейшим параметром звезд является масса. Звездами называются газовые шары, масса которых превосходит 0,08 масс Солнца. Изучая свечение звезд, их спектры, установили, что атмосферы звезд состоят из водорода, гелия и примеси некоторых других элементов. Именно в звездах имеются условия для формирования более тяжелых элементов, чем гелий.
Рис. 1. Сравнительные размеры звезд.
Температуры и светимости звезд заключены в очень широких пределах, но эти параметры не являются независимыми. Светимость звезд сравнивают со светимостью Солнца. Абсолютная звездная величина Солнца M = +4,82m. Светимость Солнца: L= 3,58·1026 Вт. Существуют звезды в сотни тысяч раз более яркие и в сотни тысяч раз более слабые, чем Солнце. Звезды главной последовательности – это нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности.
Глубокий эволюционный смысл имеет диаграмма спектр–светимость. Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга–Рассела.
Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой. В течение сотен тысяч лет холодное газопылевое облако ощутимо сжимается; температура в центре облака увеличивается до миллионов кельвинов. По достижению температуры в несколько миллионов кельвинов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет 0,08 M . В звездах главной последовательности происходит реакции так называемого протон-протонного цикла. 4H →He+ 2e++ 2νe+ 25,7 МэВ.
Красные сверхгиганты и гиганты – это стадия звездной эволюции после исчерпания запасов водорода в центре звезды. Образуется протяженная конвективная оболочка, растет светимость звезды. При этом звезда уходит с главной последовательности вправо. Начинается рост температуры в центре звезды. Рис. 3. Области термоядерного синтеза в массивной звезде.
Дальнейшая эволюция звезды зависит от ее массы. Звезды скромных размеров и небольшой массы, включая и Солнце, в конце жизни, после стадии красного гиганта сжимаются и сбрасывают оболочку, превращаясь в белые карлики. Белые карлики имеют массу, не превышающую 1,2 M, радиус в 100 раз меньше солнечного. Их плотность в миллион раз больше солнечной . Нейтронные звезды образуются при вспышках сверхновых звезд, если первоначальная масса звезды была 10–40 M, либо при аккреции вещества на белый карлик в тесной двойной системе. Они быстро вращаются вокруг своей оси и обладают сильным магнитным полем. Движущиеся заряженные частицы генерируют электромагнитные волны, которые излучаются узким быстровращающимся пучком. Нейтронные звезды отождествляются с пульсарами.
Если конечная масса звезды больше 3 M, то звезда становится черной дырой. Гравитационное поле столь массивной звезды так сильно сдавливает ее вещество, что звезда не может остановиться на стадии нейтронной звезды и продолжает сжиматься вплоть до гравитационного радиуса. Предполагают, что количество черных дыр в нашей Галактике около десяти миллионов Рис. 4. Стадии эволюции звезд.
Солнце – ближайшая к нам звезда. Расстояние от Земли до Солнца равно 1 а. е. (149,6 млн км) – свет идет до Солнца всего 8 минут. Размеры Солнца во много раз превышают не только размеры больших планет, но и расстояния от большинства спутников до планет. Радиус Солнца в 109 раз, а масса – в 330 000 раз больше радиуса и массы Земли. Основные характеристики Солнца: Масса 2∙1030 кг Радиус 696 000 км Светимость 3,86∙1026 Вт Видимая звездная величина –26,75m Спектральный класс G2 V Эффективная температура поверхности 5780 К Возраст Около 5 млрд лет
Химический состав Солнца примерно такой же, как и у большинства других звезд. Примерно 75 % – это водород, 25 % – гелий и менее 1 % – все другие химические элементы (в основном, углерод, кислород, азот). Основной источник энергии – протон-протонный цикл. Это очень медленная реакция (характерное время протекания – 7,9∙109 лет), так как она обусловлена слабым взаимодействием. Суть реакции состоит в том, что из четырех протонов получается ядро гелия.
Строение Солнца удалось уточнить с помощью гелиосейсмологии (колебания поверхности Солнца – отзвук тех волн, которые распространяются в его глубинах). Атмосфера Солнца состоит из фотосферы, хромосферы и короны.
Фотосферой называется та часть атмосферы Солнца, в которой образуется видимое излучение. Ее толщина составляет всего 700 км. В фотосфере наблюдаются гранулы (светлые мелкие образования, размером 1000–2000 км), пятна (холодные области фотосферы, температура пятен около 3500–4500 К, размеры крупных пятен могут превышать 100000 км), факелы (светлые образования, окружающие пятна, температура факелов может достигать 8000 К, размеры – 30000 км). Выше фотосферы расположена хромосфера Солнца, протяженностью 10000–15000 км. Над хромосферой могут наблюдаться протуберанцы – причудливой формы арки, фонтаны, облака. Над хромосферой находится корона – самая разреженная и самая горячая часть атмосферы Солнца, размеры которой превышают размеры более низких слоев в сотни раз.
Рис. 7. Солнечная корона хорошо видна во время солнечных Рис. 6. Протуберанцы.
Рис. 5. Размеры солнечных пятен часто превышают размеры Земли.
Солнце – это звезда, которая образовалась после взрывов сверхновых, состоящая не только из водорода и гелия, но и содержащая железо и другие элементы, звезда, около которой есть планеты, содержащие много тяжелых элементов. Около Солнца смогла сформироваться планетная система, на третьей планете которой – Земле – возникла жизнь.
Номер материала: ДA-054237
Не нашли то что искали?
Вам будут интересны эти курсы:
Оставьте свой комментарий
Авторизуйтесь, чтобы задавать вопросы.
Петербургская школьница набрала 300 баллов на ЕГЭ
Время чтения: 1 минута
Путин поручил разработать программу содействия занятости молодежи
Время чтения: 1 минута
Минобрнауки рекомендовало своим организациям вакцинировать сотрудников
Время чтения: 1 минута
В Минобрнауки рассказали об изменении квот для студентов-иностранцев
Время чтения: 1 минута
Подведены предварительные итоги ЕГЭ по биологии
Время чтения: 3 минуты
Второе высшее образование в творческих вузах станет бесплатным
Время чтения: 1 минута
Подарочные сертификаты
Ответственность за разрешение любых спорных моментов, касающихся самих материалов и их содержания, берут на себя пользователи, разместившие материал на сайте. Однако администрация сайта готова оказать всяческую поддержку в решении любых вопросов, связанных с работой и содержанием сайта. Если Вы заметили, что на данном сайте незаконно используются материалы, сообщите об этом администрации сайта через форму обратной связи.
Все материалы, размещенные на сайте, созданы авторами сайта либо размещены пользователями сайта и представлены на сайте исключительно для ознакомления. Авторские права на материалы принадлежат их законным авторам. Частичное или полное копирование материалов сайта без письменного разрешения администрации сайта запрещено! Мнение администрации может не совпадать с точкой зрения авторов.
Источник
Звезды и звездные величины. Мир звезд. Современные представления о происхождении и эволюции звёзд.
Данная презентация предназначена для проведения урока по дисциплине «Астрономия» для студентов медициинского колледжа.
Тема данного урока «Звезды и звездные величины. Мир звезд. Современные представления о происхождении и эволюции звёзд», в презентации указаны ссылки видеоуроков. урок расщитен на 2 ак. часа.
Просмотр содержимого документа
«Звезды и звездные величины. Мир звезд. Современные представления о происхождении и эволюции звёзд.»
Звезды и звездные величины. Мир звезд. Современные представления о происхождении и эволюции звёзд.
Звезды основные объекты Вселенной. В них сосредоточено более 95 % всего вещества, наблюдаемого в природе.
Звезда — излучающий свет массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза
- Энергия звёзд выделяется в результате термоядерных реакций, происходящих в их недрах при очень высоких температурах ( порядка миллионов Кельвинов).
- Термоядерные реакции происходят за счет превращения водорода в гелий, так называемый водородный (или протон-протонный ) цикл — цепочка из трёх термоядерных реакций, приводящая к образованию гелия из водорода:
В результате термоядерных реакций звезда испускает свет и электромагнитное излучение в других областях спектра.
- прогулки в космосе Звезды
- https://www.youtube.com/watch?v=lAz2CSIgAHk
Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов.
Чем выше температура поверхности звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).
И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе. Её температура на поверхности составляет всего около 3600 К.
Изучение различных типов звёзд показало, что их температура заключена в пределах от 2000 до 60 000 К. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.
- Современная спектральная классификация звёзд была создана в 20-е годы ХХ века в Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры: O, B, A, F, G, K, M.
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
бело-голубой и белый
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась. Поэтому астрономы стали выделять дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел.
Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд.
Спектры планетарных туманностей причислили к классу Р .
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
А буквой W стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень тяжёлые горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Выделяют в отдельные классы также
- углеродные звёзды (C класс),
- циркониевые звёзды (класс S)
- белые карлики (класс D).
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые карлики.
Так появились спектральные классы L, Т и Y. Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года. К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой поверхности 300—500 К.
Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные).
Ближайшей к Земле звездой является Солнце — типичный представитель спектрального класса G2
Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость .
Светимость звезды (L) характеризует поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, и имеет размерность мощности Дж/с или Вт.
Например, светимость Солнца L = 3,86∙10 26 Вт. Среди звезд очень высокой светимости выделяют гиганты и сверхгиганты
Если светимость Солнца принять за единица L , то, к примеру, мощность излучения четырех ярчайших звезд, выраженная в светимости Солнца составит:
Диаграммой Герцшпрунга — Рассела
- В начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Оказалось, что если по оси ординат откладывать светимости звёзд , а по оси абсцисс — их температуру, то звезды делятся на чётко выраженные группы — последовательности .
Диаграммой Герцшпрунга — Рассела
Диаграммой Герцшпрунга — Рассела
Массы и размеры звезд
Масса звезды – едва ли не самая главная её характеристика.
Масса звезды определяет весь жизненный путь звезды.
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
прогулки в космосе Происхождение и дальнейшая судьба Солнечной системы
Звёзды образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.
Этапы рождения звезды.
- Звезды рождаются, когда облако, состоящее в основном из межзвездного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации.
Этапы рождения звезды.
- В результате вращения и сжатия газового облака происходит его уплотнение
Этапы рождения звезды.
- Формирующая звезда окружена газопылевым диском, в котором медленно устанавливается равновесие между силой гравитации и давлением газа.
Этапы рождения звезды.
- Внутренняя температура звезды увеличивается и запускается процес термоядерного синтеза – звезда «зажигается». Одновременно в диске формируются первые небольшие протопланеты.
- Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, — скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд. Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой
- Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд — всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни — около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд. Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры
Во что превращаются звезды?
- Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика.
- Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается — образуется нейтронная звезда.
- Нейтронная звезда́ — астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·10 17 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.
- Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, до тысячи оборотов в секунду. Считается, что нейтронные звёзды рождаются во время вспышек сверхновых звёзд.
- Магнетар или магнитар — нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 1011Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году, а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма- и рентгеновского излучения от источника SGR 1900+14 в созвездии Орла. Время жизни магнетаров составляет около 1 000 000 лет. У магнетаров сильнейшее магнитное поле во Вселенной.
- https://www.youtube.com/watch?v=FrRZjMtG_TI
Источник