Астрономия
презентация к уроку

Слайд 1

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И РАЗМЕРОВ ТЕЛ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

Слайд 2

Форма и размеры Земли

Слайд 3

Греческий учёный Эратосфен, живший в Египте, провёл первое достаточно точное определение размеров Земли. Эратосфен (276 -194 г. до н.э.) Способ Эратосфена: измерить длину дуги земного меридиана в линейных единицах и определить, какую часть полной окружности эта дуга составляет; получив эти данные, вычислить длину дуги в 1°, а затем длину окружности и величину ее радиуса, т. е. радиуса земного шара . Длина дуги меридиана в градусной мере равна разности географических широт двух пунктов: φ В – φ А .

Слайд 4

Греческий учёный Эратосфен, живший в Египте, провёл первое достаточно точное определение размеров Земли. Эратосфен (276 -194 г. до н.э.) Чтобы определить разность географических широт , Эратосфен сравнил полуденную высоту Солнца в один и тот же день в двух городах, находящихся на одном меридиане. В полдень 22 июня в Александрии Солнце отстоит от зенита на 7,2°. В этот день в полдень в городе Сиена (ныне Асуан) Солнце освещает дно самых глубоких колодцев, т. е. находится в зените. Следовательно , длина дуги составляет 7,2°. Расстояние между Сиеной и Александрией (800 км ) у Эратосфена равна 5000 греческих стадий, т.е. 1 стадия = 160 м. = , L =250 000 стадий или 40 000 км, что соответствует современным измерениям длины окружности земного шара. Вычисленный радиус Земли по Эратосфену составил 6 287 км. Современные измерения дают для усреднённого радиуса Земли величину 6 371 км .

Слайд 5

Базис Способ , основанный на явлении параллактического смещения и предусматривающий вычисление расстояния на основе измерений длины одной из сторон (базиса – АВ) и двух углов А и В в треугольнике АСВ, применяется, если оказывается невозможным непосредственное измерение кратчайшего расстояния между пунктами. Чем дальше расположен предмет, тем меньше его параллактическое смещение, и чем больше перемещение наблюдателя (базис измерения), тем больше параллактическое смещение Параллактическим смещением называется изменение направления на предмет при перемещении наблюдателя.

Слайд 6

Для определения длины дуги используется система треугольников – способ триангуляции, который впервые был применен еще в 1615 г. Пункты в вершинах этих треугольников выбираются по обе стороны дуги на расстоянии 30— 40 км друг от друга так, чтобы из каждого пункта были видны по крайней мере два других. Точность измерения базиса длиной в 10 км составляет около 1 мм. Измерив с помощью угломерного инструмента (теодолита) углы в треугольнике, одной из сторон которого является базис, геодезисты получают возможность вычислить длину двух других его сторон. С D В A E F Базис Триангуляция, рисунок XVI века Схема выполнения триангуляции

Слайд 7

В какой степени форма Земли отличается от шара, выяснилось в конце XVIII в. Для уточнения формы Земли Французская академия наук снарядила две экспедиции: в экваториальные широты Южной Америки в Перу и на территории Финляндии и Швеции вблизи Северного полярного круга . Измерения показали, что длина одного градуса дуги меридиана на севере больше, чем вблизи экватора. Это означало, что форма Земли – не идеальный шар: она сплюснута у полюсов. Ее полярный радиус на 21 км короче экваториального.

Слайд 8

Для школьного глобуса масштаба 1: 50 000 000 отличие этих радиусов будет всего 0,4 мм, т. е. совершенно незаметно. Отношение разности величин экваториального и полярного радиусов Земли к величине экваториального называется сжатием . По современным данным, оно составляет 1/298, или 0,0034, т.е. сечение Земли по меридиану будет эллипсом .

Слайд 9

В настоящее время форму Земли принято характеризовать следующими величинами: сжатие эллипсоида –1 : 298,25; средний радиус – 6371,032 км; длина окружности экватора – 40075,696 км. В XX в. благодаря измерениям, точность которых соста­вила 15 м, выяснилось, что земной экватор также нельзя счи­тать окружностью. Сплюснутость экватора составляет всего 1/30 000 (в 100 раз меньше сплюснутости меридиана). Более точно форму нашей планеты передает фигура, называемая эллипсоидом , у которого любое сечение плоскостью, проходящей через центр Земли, не является окружностью.

Слайд 10

Определение расстояний в Солнечной системе. Горизонтальный параллакс

Слайд 11

D R Горизонтальный параллакс светила Измерить расстояние от Земли до Солнца удалось лишь во второй половине XVIII в., когда был впервые определен горизонтальный параллакс Солнца. Горизонтальным параллаксом ( p ) называется угол, под которым со светила виден радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения. D = D = R , Значению параллакса Солнца 8,8” соответствует расстояние равное 150 млн км. Одна астрономическая единица (1 а. е .) равна 150 млн км . Для малых углов, выраженных в радианах, sin p ≈ p . 1 радиан = 206 265 ” D = R или Чем дальше расположен объект, тем меньше его параллакс. Наибольшее значение имеет параллакс Луны , который в среднем составляет 57'.

Слайд 12

Во второй половине XX в. развитие радиотехники позволило определять расстояния до тел Солнечной системы посредством радиолокации . Первым объектом среди них стала Луна . На основе радиолокации Венеры величина астрономической единицы определена с точностью порядка километра. В настоящее время благодаря использованию лазеров стало возможным провести оптическую локацию Луны. При этом расстояния до лунной поверхности измеряются с точностью до сантиметров. Пример решения задачи На каком расстоянии от Земли находится Сатурн, когда его горизонтальный параллакс равен 0,9 "? Дано: p 1 =0,9“ D  = 1 а.е. p  = 8,8“ D 1 - ? D 1 = R , D  = R , = Решение: D 1 = = = 9,8 а.е. Ответ: D 1 = 9,8 а.е .

Слайд 13

Определение размеров светил

Слайд 14

Зная расстояние до светила, можно определить его линейные размеры, если измерить его угловой радиус р . Формула , связывающая эти величины , аналогична формуле для определения параллакса : Пример решения задачи Чему равен линейный диаметр Луны, если она видна с расстояния 400 000 км под углом примерно 30'? Дано : D= 400000 км ρ = 30 ’ d - ? Решение: Если ρ выразить в радианах, то r = D ρ d = = 3490 км. Ответ: d= 3490 км. D = Учитывая, что угловые диаметры даже Солнца и Луны составляют примерно 30', а все планеты видны невооруженному глазу как точки, можно воспользоваться соотношением: sin р ≈ р . D = D = r = R Тогда: и Следовательно, Если расстояние D известно, то r = D ρ , где величина ρ выражена в радианах.

Слайд 1

Система Земля-Луна

Слайд 2

Земля – это третья по удаленности от Солнца планета. Среднее расстояние от Солнца до Земли 150 млн. км. Масса Земли - 6 · 10 24 кг. Средняя скорость движения вокруг Солнца 29,8 км/с.

Слайд 3

Радиус 6378 км Средняя температура 15 °С Поверхность – камни Атмосфера – Азот, кислород, водяные пары, аргон, углекислый газ ЗЕМЛЯ

Слайд 4

Луна- естественный спутник Земли. Луна движется по эллиптической орбите вокруг Земли, находится от нее на среднем расстоянии 384 400 км. Наклон орбиты к плоскости эклиптики 5,145°, ускорение силы тяжести на поверхности 1,62 м/с², средняя плотность 3343 кг/м³.

Слайд 5

Масса Луны 7,35 10²² кг (1/81 массы Земли), средний радиус Луны 1738 км (1/4 радиуса Земли).

Слайд 6

Наблюдаемая с Земли освещённая поверхность Луны называется её фазой. Различают четыре лунные фазы: полнолунье, первая и последняя четверть, когда мы видим половину диска Луны, и новолуние, когда мы не видим Луну.

Слайд 7

Полный оборот вокруг Земли Луна делает за 27,3 сут (сидерический месяц). Период вращения Луны вокруг собственной оси также равен 27,3 сут . Поэтому к Земле всё время обращено одно полушарие Луны. Только в 1959 году советская автоматическая станция «Луна-3» обогнула Луну и сфотографировала ту ее сторону, которую человек никогда не видел.

Слайд 8

Луна быстро перемещается на фоне звездного неба ( 13˚ за сутки) с запада на восток , т.е в направлении , противоположном суточному вращению небесной сферы. Этим объясняется явление, которое вы сами можете обнаружить . Каждый вечер , отмечая по часам момент верхней кульминации Луны , вы убедитесь , что Луна приходит к небесному меридиану с опозданием примерно на 50 мин.

Слайд 9

Когда Луна закрывает Солнце, то мы наблюдаем солнечное затмение.

Слайд 10

Когда Луна оказывается в тени Земли, то наблюдается лунное затмение

Слайд 11

Луна не имеет атмосферы; на её поверхности нет воды; на небе Луны видны те же звёзды, что на небе Земли; продолжительность лунного дня и лунной ночи приблизительно две земных недели; поверхность Луны, обращённая к Солнцу, нагревается днём до 130 °С, а ночью остывает до –170 °С; грунт Луны плохо проводит тепло, поэтому внутри грунта колебания температуры незначительны; на Луне отсутствует магнитное поле.

Слайд 12

В 1609 году Галилео Галилей впервые наблюдал Луну в свой маленький самодельный телескоп. Он увидел огромные углубления с темной поверхностью и принял их за моря и океаны. С тех пор на картах Луны остались поэтические названия «Море дождей», «Море спокойствия», «Море облаков», «Океан бурь». Но, как выяснилось позже ни морей, ни облаков, ни бурь на Луне нет, так как нет ни атмосферы, ни воды. А вот горы и горные хребты на Луне настоящие. Они носят название Лунные Альпы, Лунные Апеннины, Кавказ.

Слайд 13

Особенностями лунного ландшафта являются многочисленные кратеры – большие воронки, образованные лунными вулканами в далеком прошлом; и маленькие – следы падения метеоритов. Кратерам давали названия в честь заслуженных ученых: кратер Пифагор, Архимед, Коперник, Циолковский, Менделеев, Гагарин.

Слайд 14

С 1969 по 1972 гг. на Луне побывали 12 американских астронавтов. Вот их имена: Нил Армстронг и Эдвин ( Базз ) Олдрин , Чарлз Конрад и Алан Бин , Алан Шепард и Эдгар Митчелл, Дэвид Скотт и Джеймс Ирвин, Джон Янг и Чарлз Дьюк, Юджин Сернан и Харрисон Шмидт.

Слайд 1

Малые тела Солнечной системы: астероиды, карликовые планеты, кометы

Слайд 2

Малые тела К малым телам Солнечной системы относят астероиды, метеорные тела, кометы, тела пояса Койпера . Астероиды имеют размеры менее тысячи км. Более мелкие тела, чем астероиды, называются «метеороидами» или метеороидными телами , они могут иметь размеры порядка нескольких метров и даже меньше.

Слайд 3

Астероиды Астероид – это небольшое планетоподобное тело Солнечной системы, размером от нескольких метров до тысячи километров, астероиды часто называют малыми планетами (но не карликовыми планетами!).

Слайд 4

Греки и троянцы находятся на одинаковом расстоянии от Солнца и от Юпитера. Два равносторонних треугольника «Солнце-Юпитер-Греки» и «Солнце-Юпитер-Троянцы», расстояние 5,2 а.е. Большинство орбит астероидов сконцентрировано в главном поясе астероидов между орбитами Марса и Юпитера на расстояниях от 2,0 до 3,6 а. е. от Солнца. Общая масса астероидов оценивается примерно в 1/1000 массы Земли.

Слайд 5

История открытия астероидов В 1766 году Иоганном Даниелем Тициусом , а в 1772 году независимо от него Иоганном Элертом Боде, была подмечена закономерность в ряде чисел, выражающих средние расстояния планет от Солнца, так называемое правило Тициуса – Боде : a = 0,1∙(3∙2 n – 2 + 4) а. е., где n = 1 для Меркурия, 2 для Венеры, 3 для Земли и так далее. В полученном ряду цифр место для пятой планеты отсутствовало. В 1781 году был открыт Уран.

Слайд 6

К концу XIX века их было известно уже несколько астероидов. В настоящее время известны орбиты нескольких десятков тысяч. С 2006 года первый найденный астероид Церера отнесен к карликовым планетам. Таким образом, самый крупный астероид – Паллада главного пояса астероидов имеет размеры примерно 538 км. В настоящее время параметры орбит известны примерно у 10000 астероидов. Крупнейшие среди астероидов - Паллада (538 км), Веста (526 км) и Гигия (450 км). Считается, что число астероидов размером более 200 км порядка тридцати пояса астероидов.

Слайд 7

Астероиды вблизи Земли Опасные космические объекты, такие как астероиды, орбиты которых пересекают орбиту Земли, представляют серьезную угрозу существованию человеческой цивилизации при столкновении Земли с астероидом.

Слайд 8

За последние годы крупные астероиды пролетали неоднократно, вызывая страх и тревогу. В 1936 году астероид Адонис пролетел в 2 млн.км от Земли, в 1937 г. Астероид Гермес пролетел на расстоянии 800 тыс.км от Земли. В 1996 г. Астероид Таутатис пролетел на расстоянии 450 тыс.км от Земли

Слайд 9

Оценка опасности столкновения Земли с астероидами и кометами События, не имеющие последствий (Белая Зона) 0 Вероятность столкновения в ближайшие десятилетия равна 0. К этой же категории событий относятся столкновения с объектами, которые не смогут достигнуть поверхности Земли, сгорев в ее атмосфере. Заслуживающие внимания (Зеленая Зона) 1 Вероятность столкновения крайне низка, порядка вероятности случайного столкновения Земли с объектом такого же размера. (скорее всего, слежения подобные тела в ближайшие десятилетия с Землей не встретятся) Вызывающие беспокойство (Желтая Зона) 2 Близкий, но не являющийся чем-то необычным, пролет. Столкновение очень маловероятно. (подобные события происходят нередко) 3 Близко пролетающее тело, вероятность столкновения 1% или выше. Столкновение способно вызвать только локальные разрушения. 4 Близкий пролет с вероятностью столкновения 1% или более. Столкновение способно вызвать региональные разрушения. Явно угрожающие события (Оранжевая Зона) 5 Близкий пролет, который может с существенной вероятностью вызвать столкновение, приводящее к региональной катастрофе. 6 Близкий пролет, который с существенной вероятностью может вызвать столкновение, приводящее к катастрофе с вероятными глобальными последствиями. 7 Близкий пролет, который с существенной вероятностью может вызвать столкновение, приводящее к катастрофе с неизбежными глобальными последствиями. Неизбежное столкновение (Красная Зона) 8 Столкновение приводящее к локальным разрушениям. Такие столкновения с Землей происходят от одного раза в 50 лет до раза в 1000 лет. 9 Столкновение приводящее к региональным разрушениям. Такие события происходят от одного раза в 10000 лет до одного раза в 100000 лет. 10 Столкновение приводящее к глобальной катастрофе с изменением климата. Такие события случаются один раз в 100000 лет или реже.

Слайд 10

Размеры и состав астероидов Самый крупный астероид – Паллада. Ранее самым крупным астероидом была Церера, но её отнесли в 2006 году к карликовым планетам Название астероида Размер 2 Паллада 538 км 4 Веста 526 км 10 Гигия 450 км 31 Ефросина 370 км 704 Интерамния 350 км 511 Давида 323 км 65 Кибела 309 км

Слайд 11

Метеоры и болиды Явление сгорания метеорного тела в атмосфере планеты называется метеором . Метеор – это кратковременная вспышка, след от сгорания проходит через несколько секунд. За сутки в атмосфере Земли сгорает около 100000000 метеорных тел.

Слайд 12

Если следы метеоров продолжить назад, то они пересекутся в одной точке, называемой радиантом метеорного потока

Слайд 13

Исключительно редко метеорные тела бывают сравнительно больших размеров, в этом случае говорят, что наблюдают болид . Очень яркие болиды видны и днём

Слайд 14

Метеориты Если метеорное тело достаточно большое и не смогло полностью сгореть в атмосфере при падении, то оно выпадает на поверхность планеты. Такие упавшие на Землю или другое небесное тело метеорные тела называют метеоритами.

Слайд 15

Самые массивные метеорные тела, имеющие большую скорость, выпадают на поверхность Земли с образованием кратера.

Слайд 16

В зависимости от химического состава метеориты подразделяются на каменные (85 %), железные (10 %) и железо-каменные метеориты (5 %). каменные железные Железо-каменные Мереорит Бондок . Филиппины. Найден 1956 г. Общий вес нескольких экземпляров 888 кг. Метеорит Дронино , Россия Фрагмент 291 г. Изменить коричневый фон Метеорит Брагин Найден в России в 1807 г. Имеет 13 фрагментов общим весом 853 кг.

Слайд 17

Кометы Кометы – самые многочисленные, самые протяжённые и самые удивительные небесные тела Солнечной системы. Слово «комета» в переводе с греческого означает «волосатая», «длинноволосая». При сближении с Солнцем комета принимает эффектный вид, нагреваясь под действием солнечного тепла так, что газ и пыль улетают с поверхности, образуя яркий хвост.

Слайд 18

Типы хвостов комет Типы хвостов комет исследовал русский астроном Ф. А. Бредихин. В конце XIX века от разделил хвосты комет на три типа: I тип хвостов комет прямой и направлен в сторону от Солнца по радиусу вектору. II тип хвостов широкий, изогнутый. III тип хвостов направлен вдоль орбиты кометы. Такие хвосты неширокие.

Слайд 19

Строение кометы У каждой кометы несколько различных составных частей: Ядро : относительно твердое и стабильное, состоящее в основном изо льда и газа с небольшими добавками пыли и других твердых веществ. Голова (кома) : светящаяся газовая оболочка, возникающая под действием электромагнитного и корпускулярного излучения Солнца. Плотное облако водяного пара, углекислого и других нейтральных газов сублимирующих из ядра. Пылевой хвост : состоит из очень мелких частиц пыли уносимых от ядра потоком газа. Эта часть кометы лучше всего видна невооруженным глазом. Плазменный (ионный) хвост : состоит из плазмы (ионизованных газов), интенсивно взаимодействует с солнечным ветром.

Слайд 1

Эволюция звёзд.

Слайд 2

СОДЕРЖАНИЕ. Звездная эволюция. Белые карлики. Наша галактика - млечный путь . История солнечной системы. Черные дыры. Нейтронные звезды.

Слайд 3

Звездная эволюция. Имеется большое количество аргументов, что звёзды образуются путём конденсации межзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить что звёзды возникали в разное время и возникают по сей день. Главной проблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии, благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранее выдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергии звёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии является непрерывное сжатие.

Слайд 4

Этот источник конечно хорош, но не может поддерживать соответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века был найден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакции синтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, а освобождающаяся энергия проходит сквозь недра Земли, трансформируется и излучается в мировое пространство. Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Звездная эволюция.

Слайд 5

Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных на стадиях эволюции. Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла , на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов. Звездная эволюция.

Слайд 6

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. Звездная эволюция.

Слайд 7

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. Звездная эволюция.

Слайд 8

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. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра. Звездная эволюция. содержание

Слайд 9

Белые карлики. Белые карлики - конечная стадия звездной эволюции после исчерпания термоядерных источников энергии звезд средней и малой массы. Они представляют собой очень плотные горячие звезды малых размеров из вырожденного газа. Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение происходит за счет медленного остывания. Масса белых карликов не может превышать некоторого значения - это так называемый предел Чандрасекара , равны примерно 1,4 массы Солнца. Солнце в будущем - это белый карлик. содержание

Слайд 10

Нейтронные звезды. Нейтронная звезда - это конечное состояние эволюции звезд массой более десяти солнечных. Она представляет собой очень экзотический космический объект. Ее радиус - всего 10-20 км, а масса в 1,5-2 раза больше солнечной. Максимально возможная масса нейтронной звезды носит название предела Оппенгеймера-Волкова, который в любом случае не больше трех масс Солнца. Если масса нейтронной звезды превосходит это предельное значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует содержание

Слайд 11

Чёрная дыра́ - область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света). Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер - гравитационным радиусом . Поскольку черные дыры не светят, то единственный путь судить о них - это наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела. Имеются косвенные доказательства существования черных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звездах. Один из наиболее вероятных кандидатов в черные дыры - это ярчайший источник рентгеновских лучей в созвездии Лебедя - Лебедь Х-1 Черные дыры. содержание

Слайд 12

Наша Галактика - звездная система, в которую погружена Солнечная система, называется Млечный Путь. Млечный Путь - грандиозное скопление звезд, видимое на небе как светлая туманная полоса. На древнегреческом языке слово " глактикос " означает "молочный", "млечный", поэтому Млечный Путь и похожие на него звездные системы называют галактиками. В нашей Галактике - Млечном Пути - более 200 млрд. звезд самой разной светимости и цвета. Окрестности Солнца - это объем Галактики, в котором доступными современной астрономии средствами можно наблюдать и изучать звезды разных типов. Как показывает практика, это "шар", который содержит около 1,5 тысяч звезд. Наша галактика - млечный путь.

Слайд 13

Наши предки объединили все звезды в группы - созвездия. Созвездия не являются физическими группировками звезд, связанных между собой общими свойствами. Созвездия - это участки звездного неба. Звезды в созвездиях объединены нашими предками для того, чтобы было легче ориентироваться в звездном небе, т.е. на основании случайного совпадения их положений на небе. Все небо разделено на 88 созвездий, которые носят имена мифических героев, животных предметов и др. Скопления звезд - это их группы с общими физическими свойствами. Этим скопления отличаются от созвездий, которые являются результатом случайного совпадения положений звезд на небе. Наша галактика - млечный путь. содержание

Слайд 14

История солнечной системы. В основе современной космогонии - гипотеза о происхождении Солнца и планет из единого холодного газово - пылевого облака - гипотеза И.Канта и П.Лапласа. Она получила развитие в трудах О.Ю.Шмидта, О.Хойла и др и утвердилась в современной космогонии. Почти до конца 80-х годов нашего века раннюю историю нашей планетной системы приходилось "воссоздавать" лишь на основе данных о ней самой. И только к 90-м годам стали доступны для наблюдений невидимые ранее объекты - газопылевые диски, вращающиеся вокруг некоторых молодых звезд, сходных с Солнцем.

Слайд 15

Солнечная система.

Слайд 16

С пасибо за внимание! Презентацию подготовил ученик 11 класса «А» Калугин Евгений.

Слайд 1

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ В КОСМИЧЕСКОМ ПРОСТРАНСТВЕ

Слайд 2

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ - конечный результат деятельности звёзд, масса кото-рых выше солнечной в пять или больше раз .После использования всех резервов ядерного горючего и прекращения реакций звезда умирает. Она взрывается и появляется сверхновая звезда(масса звезды больше солнечной в несколько раз). После чего все остатки от взрыва собираются в одну точку, концентрация которой превосходит плотность атома в 10000 раз и образуется чёрная дыра, которая, согласно общей теории относительности Альберта Эйнштейна (1915),влечет искривление пространства-времени.

Слайд 3

СТРУКТУРА ЧЕРНОЙ ДЫРЫ Лучи света отклоняются мощным гравитационным полем, окружающим черную дыру. Вдали от дыры лучи искривляются слабо. Если же луч проходит совсем рядом с дырой, она может захватить его на круговую орбиту или засосать в себя совсем. сингулярность- всё вещество черной дыры собранное в бесконечно малую точку бесконечной плотности в самом ее центре. горизонт событий - граница черной дыры

Слайд 4

РАДИУС Шварцшильда - В 1906 году немецкий физик Шварцшильц получил решение уравнений общей теории относительности для поля тяготения сферического тела. Из этого решения следует замечательный вывод : сила притяжения, действующая между массой М и пробной частицей m на расстоянии r от центра тяготеющей массы, возрастает до бесконечности при r = 2GM / cc , где G – гравитационная постоянная, c – скорость света.

Слайд 5

Немецкий астроном Карл Шварцшильд (Karl Schwarzschild, 1873–1916) в последние годы своей жизни, используя уравнения общей теории относительности Эйнштейна, рассчитал гравитационное поле вокруг массы нулевого объема.)

Слайд 6

Астрономы наблюдали взрывы сверхновых звёзд и обнаружили на их месте пятнистые объекты, которые, по их мнению, и являются чёрными дырами.

Слайд 7

Чёрные дыры нельзя непосредственно увидеть, но о их присутствии иногда можно судить по действию их гравитационного поля на ближайшие объекты .

Слайд 8

Система звезда-и-чёрная дыра находится приблизительно на удалении в 10,000 световых лет в пределах нашей галактики Млечного пути.

Слайд 9

Считается, что черные дыры, размером со звезду, являются телами больших звёзд, которые просто уменьшились до таких размеров после того, как израсходовали всё своё водородное топливо.

Слайд 10

Как известно, «черные дыры» нельзя обнаружить непосредственными наблюдениями — их существование устанавливается по тому мощному влиянию, которое они оказывают на другие объекты или по мощному рентгеновскому излучению.

Слайд 11

Наблюдения так называемых систем двойных звезд, когда в телескоп видна лишь одна звезда, дают основание считать, что невидимый партнер - черная дыра. Звезды этой пары расположены так близко одна к другой, что невидимая масса "высасывает" вещество видимой звезды и поглощает его.

Слайд 12

. В некоторых случаях удается определить время оборота звезды вокруг ее невидимого партнера и расстояние до невидимки, что позволяет рассчитать скрытую от наблюдения массу.

Слайд 13

Вращаются горячая голубая звезда и, по всей вероятности, черная дыра с массой, равной 16 массам Солнца .

Слайд 14

Светящееся небесное тело, обладающее плотностью, равной плотности Земли, и диаметром, в двести пятьдесят раз превосходящим диаметр Солнца, из-за силы своего притяжения не даст своему свету достигнуть нас. Таким образом, возможно, что самые большие светящиеся тела во Вселенной именно по причине своей величины остаются невидимыми.

Слайд 16

По непонятным пока причинам, затухающая звезда трансформируется в сверхновую прежде, чем взорваться.

Слайд 17

Красиво, но чрезвычайно опасно.

Слайд 18

Слишком близко к черной дыре

Слайд 19

Небольшие последствия возникновения черных дыр

Слайд 1

МЕТАГАЛАКТИКА

Слайд 2

МЕТАГАЛАКТИКА Галактики, подобно звездам, редко бывают одиночными Скопление галактик в созвездии Печи Средний диаметр скопления галактик 5 Мпк, среднее число галактик в скоплении – 130. Скопление в созвездии Волосы Вероники. Мы его видим таким, каким оно было 400 миллионов лет назад.

Слайд 3

Три галактики Квинтета Стефана

Слайд 4

В Местную группу галактик, размеры которой 1,5 Мпк, входят: наша Галактика, Туманность Андромеды M31, Туманность Треугольника M33, Большое Магелланово Облако (БМО), Малое Магелланово Облако (ММО), неправильные галактики NGC 6822, IC 1613, карликовые галактики. В ней всего около сорока галактик связаны взаимной гравитацией. Согласно последним исследованиям, Местная группа движется со скоростью 635 км/с относительно реликтового излучения.

Слайд 5

Скопление в созвездии Девы

Слайд 6

Одно из них – скопление в созвездии Девы, находящееся в 15 Мпк от Местной группы. Скопление Девы огромно: оно покрывает участок неба в 200 раз превышающий площадь, занимаемую Луной. Одна только эллиптическая галактика M87 из этого скопления по размеру сравнима с нашей Местной группой.

Слайд 7

Сверхскопление галактик в созвездии Геркулеса

Слайд 8

Пространство между галактиками заполнено газом, температура которого более десяти миллионов К. В среднем на каждый кубический дециметр пространства приходится всего один атом, однако в связи с огромным объемом скопления полная масса газа сопоставима с массой всех галактик скопления

Слайд 9

Состав Вселенной

Слайд 10

Чтобы столь горячий газ не покидал скопление, его должна удерживать большая сила тяготения. По оценкам ученых суммарного гравитационного поля всех галактик для этого не достаточно. Необходимо предположить, что существует, так называемая, скрытая масса. К этому же выводу можно прийти, рассматривая устойчивость самих скоплений. Скорости отдельных галактик настолько высоки, что без скрытой массы они разлетелись бы в разные стороны.

Слайд 11

На этой трехмерной карте, покрывающей около трети неба, отмечены более 11 тысяч галактик

Слайд 12

Крупномасштабная структура Вселенной (компьютерная модель)

Слайд 13

Галактики собраны в сверхскопления, которые образуют слои и ленты, разделенные обширными пустотами, по структуре напоминающими губку.

Слайд 14

В XX веке стали известны два экспериментальных факта, подтверждающих расширение Вселенной: · красное смещение линий в спектрах галактик, · реликтовое излучение. В 1929 году, исходя из наблюдений спектров галактик, американский астроном Эдвин Хаббл сформулировал закон: скорости удаления галактик возрастают пропорционально расстоянию до них.

Слайд 15

Этот закон получил название закона Хаббла. Постоянная Хаббла в настоящее время принимается равной H = 70 км/(с∙Мпк)

Слайд 16

Наличие красного смещения у галактик позволяет с большой точностью определять расстояния до них. Чем сильнее смещены линии в спектре галактик, тем дальше галактика.

Слайд 17

Зависимость красного смещения в спектрах галактик от расстояния до них (с учетом релятивистских поправок) для постоянной Хаббла 100 км/(с∙Мпк)

Слайд 18

Телескоп им. Хаббла (состыкованный с шаттлом для ремонта)

Слайд 19

По уточненным современным данным, численное значение H = 70 км/(с∙Мпк). Тогда характерное время Хаббла (вероятно, близкое ко времени расширения нашей Вселенной) T = 1 / H = 14 миллиардов лет, а расстояние Хаббла (условный размер Вселенной) R = c / H = 4 300 Мпк.

Слайд 20

Далекие галактики

Слайд 21

Молодая Вселенная

Слайд 22

Во Вселенной медленно происходят изменения, носящие необратимый характер, например расширение. Наблюдаемую часть Вселенной обычно называют Метагалактикой. Метагалактику составляют различные наблюдаемые структурные элементы: галактики, звезды, сверхновые, квазары и т.д. Размеры Метагалактики ограничены нашими возможностями наблюдений и в настоящее время приняты равными 10 26 м. Ясно, что понятие размеров Вселенной весьма условно. Реальная Вселенная безгранична и нигде не кончается. Радиус видимой части Вселенной не может превышать расстояние, которое излучение, распространяющееся со скоростью света, проходит за время, равное возрасту Вселенной.

Слайд 23

Теоретические основы космологии были заложены Альбертом Эйнштейном и Александром Фридманом Альберт Эйнштейн Александр Фридман

Слайд 24

В соответствии с решениями Фридмана уравнений Эйнштейна 10–13 миллиардов лет назад(в начальный момент времени) радиус Вселенной был равен нулю. В нулевом объеме была сосредоточена вся энергия Вселенной, вся ее масса. Плотность энергии была бесконечной, бесконечной была и плотность вещества. Подобное состояние называется сингулярным.

Слайд 26

Спустя несколько секунд после Большого Взрыва в горячей и плотной Вселенной началась стадия первичного нуклеосинтеза, продолжавшаяся около трех минут. В результате термоядерных реакций образовывались ядра тяжелого водорода и гелия. Затем началось спокойное расширение и остывание Вселенной. Предсказанные количества водорода (75%) и гелия (25%) по теории первичного нуклеосинтеза подтверждаются распространенностью легких элементов в космосе в настоящее время.

Слайд 27

Реакции в ранней Вселенной

Слайд 29

Открытие галактики с z = 6,56 доказывает, что эпоха несветящегося вещества во Вселенной завершилась ранее z = 6,6.

Слайд 30

Современные преставления об эволюции Вселенной

Слайд 31

В 1992 году была открыта анизотропия реликтового излучения – незначительное отклонение температуры (на 30 мкК) от среднего значения 2,725 К в различных направлениях на небе. Открытие анизотропии реликтового излучения также подтверждает теорию Горячей Вселенной и Большого Взрыва.

Слайд 32

Космологические модели приводят к выводу, что судьба Вселенной зависит только от средней плотности заполняющего ее вещества. Если она ниже некоторой критической плотности, расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Этот вариант называется «открытая Вселенная». Похожий сценарий развития ждет и плоскую Вселенную, когда плотность равна критической. Через многие миллиарды лет прогорит все вещество в звездах, и галактики погрузятся во тьму. Останутся только планеты, белые и коричневые карлики, а столкновения между ними будут крайне редки. Если Земля все еще останется к этому времени, она будет замерзшей скалой в темной расширяющейся Вселенной.

Слайд 33

Согласно теории Эйнштейна-Фридмана, эта плотность равна Эта величина ничтожно мала: достаточно, чтобы в кубе со стороной около 50 метров содержался один атом водорода.

Слайд 34

Определить из наблюдений истинную плотность материи еще сложнее. Плотность наблюдаемого вещества во Вселенной близка к 3∙10 -34 кг/м 3 , то есть меньше критической, поэтому Вселенная должна неограниченно расширяться. Однако, произведенный в последнее время учет скрытой массы и массы физических полей (согласно общей теории относительности) приближает истинную среднюю плотность Вселенной к критическому значению. При этом видимое вещество дает вклад только 5%.

Слайд 1

ДРУГИЕ ГАЛАКТИКИ

Слайд 2

Веста Паллада Каталог Мессье Наиболее яркие галактики были включены в каталог, составленный Мессье ещё в XIX в., когда их природа была совершенно неизвестна.

Слайд 3

Веста Паллада Туманность Андромеды Туманность Андромеды по каталогу Мессье обозначена М31 . В «Новый общий каталог» ( New General Catalog ), который содержит сведения об объектах далёкого космоса, в том числе о более чем 13 тыс. галактик, она включена как NGC 224 .

Слайд 4

В состав всех галактик входят звёзды, межзвёздный газ и тёмная материя. Но их относительное содержание в галактиках различного типа существенно отличается. Веста Паллада Квинтет Стефана — группа из пяти галактик в созвездии Пегаса. Четыре из пяти галактик в Квинтете Стефана находятся в постоянном взаимодействии

Слайд 5

Для большинства галактик определить расстояние по наблюдениям цефеид оказывается невозможным. В этих случаях пользуются другими методами, среди которых наиболее надёжным считается определение расстояния по закону «красного смещения», открытому в 1929 г. американским астрономом Эдвином Хабблом. Веста Паллада «Красное смещение» в спектрах галактик Он обнаружил, что в спектрах всех галактик (за исключением туманности Андромеды и других ближайших галактик) линии смещены к красному концу. Это «красное смещение» означало, что они удаляются от нашей Галактики. Эдвин Хаббл ( 1889-1953)

Слайд 6

Веста Паллада Сравнив расстояние до галактик со скоростями их удаления, Эдвин Хаббл установил, что между этими величинами существует весьма простая зависимость ( закон Хаббла ): v = HR , где v — скорость галактики, R — расстояние до неё, а H — коэффициент пропорциональности, называемый теперь постоянной Хаббла . По современным данным, величина H составляет 69 км/( с•Мпк ). Красное смещение в спектрах далёких галактик. Чем дальше от нас находится галактика, тем быстрее она удаляется. За счёт эффекта Доплера длина волны принятого на Земле её излучения становится тем больше, чем выше её скорость. Видно, что D-линия натрия смещается из жёлтой области спектра в красную, в область бóльших длин волн.

Слайд 7

Веста Паллада Закон Хаббла дал возможность определить расстояние до наиболее далёких объектов во Вселенной, когда непригодны все другие способы, применяемые в астрономии. Определив скорость галактики по смещению линий в её спектре, можно вычислить расстояние до неё по формуле: R = v / H . К настоящему времени измерены «красные смещения» и определены расстояния до нескольких миллионов галактик. От самых далёких из них свет идёт около 13 млрд лет.

Слайд 8

Веста Паллада По внешнему виду и структуре галактики весьма разнообразны, однако большинство из них хорошо укладывается в предложенную Хабблом ещё в 1923 г. простую и стройную классификацию. Все галактики были разбиты на три типа: эллиптические - E , спиральные - S и неправильные (иррегулярные) - I .

Слайд 9

Веста Паллада Форма эллиптических галактик различна: от почти круглой до очень сильно сплюснутой. Эллиптическая галактика ESO 325-G004

Слайд 10

Веста Паллада В спиральных галактиках выделены два подтипа: нормальные спирали , у которых спиральные рукава начинаются непосредственно из центральной области; пересечённые спирали , у которых рукава выходят не из ядра, а связаны с перемычкой, проходящей через центр галактики. NGC 4414 NGC 1073

Слайд 11

Веста Паллада Ближайшими и самыми яркими оказались две галактики неправильного типа , которые получили названия Большое и Малое Магеллановы Облака . Они хорошо видны невооружённым глазом в Южном полушарии неподалёку от Млечного Пути. Магеллановы Облака являются спутниками нашей Галактики, расстояние до Большого около 200 тыс. св. лет, до Малого - 170 тыс. св. лет. Магеллановы Облака

Слайд 12

Веста Паллада Определить точную массу галактик практически невозможно. Согласно исследованиям, почти у каждой из галактик (в том числе и у нашей Галактики) обнаружено существование обширных корон из тёмного вещества, так называемой скрытой массы или тёмной материи . По расчётам, её масса в несколько раз превышает общую массу всех наблюдаемых объектов галактики Каждому значительному скоплению галактик соответствует большой сгусток темной материи. Совместив крупное скопление на левой картинке с соответствующим гало темной материи на правой картинке, мы обнаружим, что они совпадают и что обычная материя словно находится в каркасе из темной материи.

Слайд 13

Веста Паллада Выяснилось также, что между галактиками в их скоплениях находится газ, разогретый до температуры более 10 млн К. Его полная масса сравнима с суммарной массой всех галактик скопления. Такую массу очень горячего газа гравитационные силы галактик могут удержать лишь в том случае, если в скоплении также существует тёмная материя . 3 d карта темной материи, разработанная астрономом Ричардом Мэсси

Слайд 14

Веста Паллада Установлено , что на роль тёмной материи не подходят ни газ, ни слабосветящиеся звёзды, ни другие объекты, состоящие из обычного вещества (протонов, нейтронов и электронов). Возможно , тёмная материя состоит из элементарных частиц подобно нейтрино, слабо взаимодействующих с обычным веществом. Модель космической паутины темной материи

Слайд 15

Веста Паллада Спиральные галактики отличает наличие нескольких спиральных рукавов , в которых сосредоточено много молодых ярких звёзд , светящихся газовых туманностей , а также холодных газопылевых облаков . В спиральных рукавах происходит формирование звёзд из межзвёздного вещества. Спиральные галактики являются наиболее распространёнными – примерно половина наблюдаемых галактик относится к этому типу. Спиральная галактика «Вертушка »

Слайд 16

Веста Паллада В ветвях нет постоянного состава звёзд и газа, они периодически вступают в область рукава. Проходя через них, волна уплотнения оказывает значительное влияние на газ - увеличение его плотности в несколько раз стимулирует начало процесса звёздообразования. По современным представлениям, спиральные ветви - это волна повышенной плотности звёзд и газа , которая вращается вокруг центра галактики как твёрдое тело, - угловая скорость постоянна, а линейная увеличивается с увеличением расстояния от оси вращения. Спиральная галактика М74 в созвездии Рыб

Слайд 17

Веста Паллада Спиральные галактики , которые мы видим «с ребра», напоминают по внешнему виду чечевицу или диск с утолщением в середине. Спиральная галактика М102 Это утолщение представляет собой центральную, наиболее плотную часть гало, которое принято называть « балдж » (английский синоним русского слова «утолщение»). Очевидно , так выглядит и наша Галактика.

Слайд 18

Веста Паллада Вторым по распространённости типом галактик (примерно 25% от их общего числа) являются эллиптические . Э ллиптическ ая галактика ESO 325-G004 У эллиптически х галактик нет ни диска, ни спиральных ветвей, а имеется только сферическая составляющая, которая состоит преимущественно из старых звёзд красного цвета и почти не содержит холодного газа. Вероятно , всё межзвёздное вещество ушло на образование этих звёзд.

Слайд 19

Веста Паллада Линзовидные галактики (тип S0) похожи на спиральные тем, что у них есть и диск, и гало, но они, как и эллиптические, не имеют спиральных ветвей. Из общего числа галактик примерно 20% относится к этому типу. Линзовидная галактика NGC 5078

Слайд 20

Веста Паллада Галактики одного и того же типа значительно отличаются друг от друга по размерам, числу звёзд и другим характеристикам. Самые маленькие среди них называют карликовыми . Несколько таких карликовых галактик входят в число спутников нашей Галактики

Слайд 21

Веста Паллада Большинство галактик группируется в скопления, которые делятся на два типа: правильные и неправильные . Правильные скопления галактик во многом напоминают шаровые звёздные скопления, для которых характерна сферическая симметрия с сильной концентрацией галактик к центру. Правильные скопления галактик размером около 4 Мпк , которое наблюдается в созвездии Волосы Вероники, насчитывает несколько десятков тысяч галактик .

Слайд 22

Веста Паллада Большинство галактик группируется в скопления, которые делятся на два типа: правильные и неправильные . Правильные скопления галактик во многом напоминают шаровые звёздные скопления, для которых характерна сферическая симметрия с сильной концентрацией галактик к центру. Правильные скопления галактик размером около 4 Мпк , которое наблюдается в созвездии Волосы Вероники, насчитывает несколько десятков тысяч галактик .

Слайд 23

Веста Паллада Концентрация галактик в скоплениях бывает так велика, что они располагаются очень близко друг к другу. Их гравитационное взаимодействие вызывает значительное изменение формы галактик. Часто наблюдаются соединяющие их перемычки, которые состоят из звёзд или газа, а также уходящие далеко в сторону протяжённые « хвосты». Взаимодействующие галактики «Антенны»

Слайд 24

Веста Паллада Среди взаимодействующих галактик и галактик, имеющих близких спутников, часто наблюдаются галактики с активными ядрами . Небольшое число галактик (около 1%) имеет особенно яркие ядра, в которых происходит колоссальное выделение энергии. Активная гигантская эллиптическая галактика M87. Из центра галактики вырывается релятивистская струя ( джет ) Проявление активности: очень большая мощность излучения (светимость) не только в оптической, но и в рентгеновской или инфракрасной части спектра; в ядре происходит движение газа со скоростями тысячи километров в секунду, что приводит к появлению длинных выбросов - джетов ; мощные потоки электронов и протонов высокой энергии, идущие из ядра в двух противоположных направлениях, порождают синхротронное радиоизлучение.

Слайд 25

Веста Паллада Галактики с активными ядрами, являющиеся источниками радиоизлучения большой мощности, называют радиогалактиками . Радиогалактика Кентавр А. Комбинированное изображение (1) и изображения в рентгеновском (2), радио- (3) и оптическом (4) диапазонах.

Слайд 26

Веста Паллада Квазары (квазизвёздные радиоисточники) - самые мощные из всех известных во Вселенной источники видимого и инфракрасного излучения. Даже наиболее близкие квазары расположены дальше большинства известных галактик, на расстояниях порядка 1 млрд св. лет. Самые далёкие квазары наблюдаются на расстояниях до 13 млрд св. лет. Вероятно, квазары представляют собой ядра далёких галактик, проявляющие очень высокую активность. Квазар 3C275 ( самый яркий объект вблизи центра снимка). Расстояние до него – 7 млрд св. л. Квазар в представлении художника

Слайд 27

Веста Паллада Окончательного ответа на вопрос об источниках высокой активности ядер галактик пока нет. Одной из возможных моделей, описывающих весь наблюдаемый комплекс явлений, считается наличие в ядрах чёрных дыр массой в десятки и сотни миллионов масс Солнца. В результате падения вещества на чёрную дыру должно выделяться огромное количество энергии, преобразуемой в электромагнитное излучение.

Слайд 28

Веста Паллада Крупнейшие наземные телескопы и космический телескоп «Хаббл» позволяют получить фотографии, на которых можно насчитать многие миллионы галактик . В их пространственном распределении наблюдается определённая закономерность - ячеисто-сотовая структура. Скопления и сверхскопления галактик располагаются так, что не заполняют всё пространство, а образуют лишь «стенки», которые отделяют друг от друга гигантские пустоты, в которых галактики практически не встречаются. Размер этих ячеек около 100 Мпк , а стенки имеют толщину всего 3-4 Мпк .

Слайд 29

Вопросы ( с.196) 1. Как определяют расстояния до галактик? 2 . На какие основные типы можно разделить галактики по их внешнему виду и форме? 3 . Чем различаются по составу и структуре спиральные и эллиптические галактики? 4 . Чем объясняется «красное смещение» в спектрах галактик? 5 . Какие внегалактические источники радиоизлучения известны в настоящее время ? 6. Что является источником радиоизлучения в радиогалактиках?

Слайд 30

Домашнее задание 1) § 26. 2) У пражнение 21 (с.196-197). 1. Галактика, находящаяся на расстоянии 150 Мпк , имеет видимый угловой диаметр 21ʺ. Сравните её линейные размеры с размерами нашей Галактики. 2 . Каково расстояние до галактики, если в ней обнаружена новая звезда, видимая звёздная величина которой +18, а абсолютная звёздная величина равна –7? 3 . Какова скорость удаления галактики, находящейся от нас на расстоянии 300 Мпк ? 4. На каком расстоянии находится галактика, если скорость её удаления составляет 2•10 4 км/с? 5 . Какого углового диаметра будет видна наша Галактика, диаметр которой составляет 30 000 пк , для наблюдателя, находящегося в галактике M31 (туманность Андромеды) на расстоянии 600 кпк ?

Слайд 31

Воронцов-Вельяминов Б.А. Астрономия. Базовый уровень. 11 кл . : учебник/ Б.А. Воронцов-Вельяминов, Е.К.Страут . - М.: Дрофа, 2013. – 238с CD - ROM «Библиотека электронных наглядных пособий «Астрономия, 9-10 классы». ООО « Физикон ». 2003 http:// selfire.com/wp-content/uploads/2012/05/Whirlpool-Galaxy-M51-and-companion-galaxy-490x339.jpg http:// files.school-collection.edu.ru/dlrstore/c1fb46b5-9b02-ec9b-40ba-219dfa5bb9a9/81144.jpg http:// www.emilivanov.com/CCD%20Images/M31_LRGB_2.8_2012_m.jpg http:// selfire.com/wp-content/uploads/2012/05/Stephans-Quintet-448x500.jpg http:// v-kosmose.com/wp-content/uploads/2013/12/astronomer_hubble_SK31.jpg http:// супертинейджеры.рф / Kirill/166/i_211.jpg https:// img-fotki.yandex.ru/get/4810/13223519.c7/0_a54d6_365a7d17_orig http://linus.highpoint.edu/~ atitus/courses/phy1050/Chapter_23/red-galaxies.jpg https:// cosmosights.i11.co/wp-content/uploads/2014/11/types_of_galaxies.jpg https://upload.wikimedia.org/ wikipedia /commons/4/41/Magellanic_Clouds_―_ Irregular_Dwarf_Galaxies.jpg https:// upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d3/Abell_S740%2C_cropped_to_ESO_325-G004.jpg https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c3/NGC_4414_%28NASA-med%29.jpg/150px-NGC_4414_% 28NASA-med%29.jpg https:// upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/52/Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg/375px-Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg http:// georgev.myddns.ru/apod/12/ngc1073_hst_3892.jpg http:// discover24.ru/wp-content/uploads/2017/04/55cdf25644622.jpg https:// ic.pics.livejournal.com/art_afrodiziak/24988835/1101456/1101456_original.jpg https:// ic.pics.livejournal.com/art_afrodiziak/24988835/1101771/1101771_original.jpg https:// ic.pics.livejournal.com/art_afrodiziak/24988835/1100801/1100801_original.jpg https:// upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c5/M101_hires_STScI-PRC2006-10a.jpg https:// upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/58/Messier_74_by_HST.jpg http:// astrobel.ru/images/stories/foto/photo-messier/102.jpg https:// upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d3/Abell_S740%2C_cropped_to_ESO_325-G004.jpg http:// www.astrosurf.com/antilhue/NGC5078LRGBRC9.jpg https:// upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1d/Satell.gif https:// upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/39/M87_jet.jpg/450px-M87_jet.jpg https:// bigenc.ru/media/2016/10/27/1235247357/29108.jpg http:// www.chainsaw.su/wp-content/uploads/2013/07/kvazar.jpg https:// elementy.ru/images/news/quasar_3c275_spectrum_250.jpg http:// originof.ru/media/img/10/915m.jpg

Слайд 1

НАША ГАЛАКТИКА

Слайд 2

Млечный Путь и Галактика

Слайд 3

Практически все объекты, которые видят на небе невооружённым глазом жители средних широт Северного полушария Земли, составляют единую систему небесных тел (главным образом звёзд) – нашу Галактику . Веста Паллада

Слайд 4

Веста Из числа объектов, видимых невооружённым глазом на средних широтах Северного полушария Земли, в состав Галактики не входит лишь слабо заметное туманное пятно, видимое в созвездии Андромеды и напоминающее по форме пламя свечи, – туманность Андромеды .

Слайд 5

Характерной деталью звёздного неба является Млечный Путь , который простирается через всё небо светлой белесоватой полосой клочковатой формы . Уже первые наблюдения Млечного Пути с помощью телескопа позволили различить множество слабых звёзд нашей Галактики. Веста Паллада

Слайд 6

Идея о том, что Вселенная имеет «островную» структуру, неоднократно высказывалась в прошлом. Однако лишь в конце XVIII века Уильям Гершель предложил первую модель строения нашей Галактики. Веста Наша Галактика по представлению Уильяма Гершеля. Солнце помечено звёздочкой чуть левее центра. « Пасть крокодила» появилась из-за того, что тёмное газопылевое облако в созвездии Стрельца закрывает от нас звёзды

Слайд 7

На основе подсчётов звёзд в различных участках неба Гершель установил, что их число по мере удаления от Млечного Пути резко убывает. Веста Паллада По его расчётам, слабые звёзды Млечного Пути вместе с остальными, более яркими образуют единую звёздную систему, напоминающую по форме диск конечных размеров, диаметр которого более чем в 4 раза превышает его толщину.

Слайд 8

Окончательное «открытие» нашей Галактики связано с обнаружением в 1923 г. в туманности Андромеды нескольких цефеид . Наблюдение цефеид позволило определить расстояние до неё и окончательно убедило учёных, что это не просто туманность, а другая, подобная нашей звёздная система. Веста Паллада

Слайд 9

Веста Название «галактика» было дано всем туманностям, находящимся за пределами нашей Галактики. Согласно современным данным, галактика Андромеды находится от нас на расстоянии немногим более 2 млн св. лет.

Слайд 10

Веста Успехи в исследовании нашей Галактики в значительной степени связаны с изучением туманности Андромеды и других галактик. Поскольку характеристики и число звёзд, размеры и некоторые другие особенности строения нашей Галактики оказались сходными с данными, полученными для туманности Андромеды, предположили, что Млечный Путь также имеет спиральные рукава. В последующем целенаправленные исследования подтвердили этот факт. Галактика Андромеды Млечный Путь (компьютерная модель )

Слайд 11

Веста В структуре Млечного Пути прослеживается ядро и окружающие его две системы звёзд: дискообразная и почти сферическая галактическая корона (гало) . Первая включает значительное число звёзд, концентрация которых возрастает по мере приближения к галактической плоскости. Менее многочисленные звёзды второй имеют концентрацию к ядру. Галактика Андромеды

Слайд 12

Веста Млечный Путь , который образуют звёзды диска, опоясывает небо вдоль большого круга, а это означает, что Солнечная система находится вблизи галактической плоскости . Галактика Андромеды

Слайд 13

Веста Диаметр нашей Галактики – около 100 тыс. св. лет (30 тыс. пк ). В ней около 200 млрд звёзд. Они составляют более половины видимого вещества Галактики, а 2% – межзвёздное вещество в виде газа и пыли, при этом пыли примерно в 100 раз меньше, чем газа. Галактика Андромеды

Слайд 14

Веста В Галактике сосуществуют как очень старые звёзды, возраст которых приблизительно 13 млрд лет, так и очень молодые, возраст которых не превышает 100 тыс. лет. Галактика Андромеды

Слайд 15

Звёздные скопления и ассоциации

Слайд 16

Звёздное скопление – группа звёзд, которые расположены близко друг к другу и связаны взаимным тяготением. Различаются два вида звёздных скоплений: шаровые и рассеянные . Рассеянное звездное скопление М25, находиться на расстоянии 2 000 световых лет от Земли, возраст скопления 90 млн. лет. Шаровое звездное скопление Терзан 5, находится в созвездии Стрельца, на расстоянии 19 000 световых лет от Земли, ровесник Млечного Пути.

Слайд 17

В рассеянных скоплениях звёзд относительно немного – от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды , видимые в созвездии Тельца . В созвездии Тельца находится ещё одно скопление – Гиады – треугольник из слабых звёзд вблизи яркого Альдебарана . Плея́ды (астрономическое обозначение – M45; иногда также используется собственное имя Семь сестёр, старинное русское название – Стожары или Волосожары ); одно из ближайших к Земле и одно из наиболее заметных для невооружённого глаза звёздных скоплений. Гиа́ды — рассеянное звёздное скопление в созвездии Тельца, видимое невооружённым глазом. Ярчайшие звёзды скопления образуют вместе с оранжевым Альдебараном , ярчайшей звездой Тельца, фигуру, похожую на букву «V». Сам Альдебаран в скопление не входит, а только проецируется на Гиады. Гиады (вверху справа, между Орионом и Плеядами ) Плеяды (справа вверху, над Орионом и Гиадами)

Слайд 18

Часть звёзд, относящихся к созвездию Большой Медведицы, также составляет рассеянное скопление. 5 внутренних звёзд Ковша (кроме крайних α и η) принадлежат единой группе в пространстве — движущемуся скоплению Большой Медведицы . Дубхе и Бенетнаш движутся в другую сторону , поэтому форма Ковша существенно меняется примерно за 100000 лет.

Слайд 19

Практически все рассеянные скопления видны вблизи Млечного Пути. Известно около 1200 рассеянных скоплений, но считается, что их в Галактике может быть в несколько десятков раз больше. Галактический центр Млечного Пути

Слайд 20

Шаровые звёздные скопления насчитывают в своём составе сотни тысяч и даже миллионы звёзд. Некоторые скопления, в частности М13 в созвездии Геркулеса , можно увидеть невооружённым глазом в особо ясную погоду вдали от крупных городов. Шаровое скопление северного полушария - М13 в созвездии Геркулеса.

Слайд 21

Большая часть шаровых скоплений расположена вблизи центра Галактики , а по мере удаления от него их концентрация в пространстве уменьшается. В Галактике известно около 150 шаровых звёздных скоплений. Шаровое скопление Паломар 2 в созвездии Возничего

Слайд 22

В состав рассеянных скоплений входят в основном звёзды, относящиеся (как и Солнце) к главной последовательности . В шаровых скоплениях много красных гигантов и субгигантов , главную последовательность представляют только красные карлики .

Слайд 23

Для всех звёзд данного звездного скопления химический состав и возраст можно считать одинаковыми ( в первом приближении ). Наблюдаемое различие их свойств определяется только тем, что эволюция звёзд, различных по массе , происходит по-разному.

Слайд 24

С реди хорошо изученных звёздных скоплений (их около 500) нет ни одного, для которого диаграмма «спектр – светимость» противоречила бы выводам теории звёздной эволюции. Звезды созвездия Центавра. Слева направо: Алфа и Бета Центавра. Мелкие яркие кружочки и точки – это тоже звезды нашей Галактики.

Слайд 25

Различия скоплений двух типов объясняются различием возраста звёзд, входящих в их состав, а следовательно, и возраста самих скоплений. Возраст многих рассеянных скоплений не более 1–2 млрд лет. Возраст шаровых скоплений может достигать 11–13 млрд лет . Звездное скопление NGC 6193 (в центре) своим мощным излучением приводит к свечению близлежащую туманность Венец (справа).

Слайд 26

Группировки молодых звёзд, не связанных гравитационно , получили название звёздных ассоциаций . Возраст некоторых из них не превышает миллиона лет. Ассоциации существуют недолго – всего за 10–20 млн лет они расширяются настолько, что их звёзды уже невозможно выделить среди других звёзд . Трапеция Ориона , центральная часть — OB-ассоциация молодых звёзд-гигантов спектральных классов O и B. видимый свет инфракрасный диапазон

Слайд 27

Существование в Галактике звёздных скоплений и ассоциаций самого различного возраста свидетельствует о том, что звёзды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звёздообразования продолжается и в настоящее время . Шаровое звёздное скопление в созвездии Змееносца.