астрономия
презентация урока для интерактивной доски по астрономии (11 класс)

Слайд 1

Слайд 2

Пульсирующие переменные

Слайд 3

Важную роль в развитии представлений о физической природе звёзд играют исследования переменных звёзд . Веста Паллада Физические переменные звёзды – это звёзды, у которых светимость меняется в результате различных процессов, происходящих на самой звезде. В настоящее время известно несколько десятков тысяч переменных звёзд различных типов. Красная переменная звезда V838 Monocerotis

Слайд 4

К числу переменных звёзд со строгой периодичностью принадлежат прежде всего цефеиды . Они получили это название потому, что первой среди звёзд этого типа была открыта δ Цефея . Эта классическая цефеида меняет свою светимость с периодом 5,37 суток, а амплитуда изменения светимости примерно одна звёздная величина. Веста Паллада Как правило, у цефеид эта амплитуда не превышает 1,5 звёздной величины, зато периоды изменения светимости весьма различны: от десятков минут до нескольких десятков суток, причём этот период у них долгие годы сохраняется постоянным .

Слайд 5

Изучение спектров цефеид показало, что изменение светимости сопровождается изменениями температуры и лучевой скорости. Эти данные показывают, что причиной всему является пульсация наружных слоёв звезды . Они периодически то расширяются, то сжимаются. При сжатии звезда нагревается и становится ярче, при расширении её светимость уменьшается. Графики изменения светимости, лучевой скорости и температуры цефеид

Слайд 6

В начале XX в. было замечено: чем ярче цефеида, тем продолжительнее период изменения её светимости . Зависимость «период - светимость», существующая у цефеид, используется для определения расстояний в астрономии. Получив из наблюдений период изменения светимости цефеиды, можно узнать её светимость, вычислить абсолютную звёздную величину M, а сравнив её с видимой звёздной величиной m, вычислить расстояние до звезды по формуле: lg D = 0,2(m – M) + 1 . Веста Зависимость «период — светимость» цефеид

Слайд 7

Цефеиды – это звёзды-сверхгиганты , они обладают высокой светимостью. Светимость цефеиды с периодом 50 суток в 10 тыс. раз больше, чем у Солнца. Они заметны даже в других галактиках, поэтому цефеиды, которые можно использовать для определения таких больших расстояний, когда годичный параллакс невозможно измерить, часто называют «маяками Вселенной». Веста Паллада

Слайд 8

Звёзды, пульсация которых происходит с периодом, большим, чем у цефеид, называются долгопериодическими . Период изменения светимости у них не выдерживается так строго, как у цефеид, и составляет в среднем от нескольких месяцев до полутора лет, а светимость меняется очень значительно – на несколько звёздных величин. Эти звёзды типа Миры (ο Кита) являются красными гигантами с весьма протяжённой и холодной атмосферой. Веста Паллада Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой , что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная величина 2 m , в период минимума она уменьшается до 10 m и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры - 332 суток.

Слайд 9

У некоторых звёзд, светимость которых долгое время оставалась практически постоянной, она вдруг неожиданно падает, а через некоторое время опять восстанавливается на прежнем уровне. Поскольку в атмосферах таких звёзд наблюдается повышенное содержание углерода, принято считать, что причиной уменьшения светимости является образование гигантских облаков сажи, поглощающих свет. Веста Паллада Кривые блеска неправильных переменных звёзд

Слайд 10

Новые и сверхновые звёзды

Слайд 11

В 1572 г. учитель Кеплера Тихо Браге наблюдал в созвездии Кассиопеи новую звезду, которая была ярче Венеры. В 1604 г. уже сам Кеплер наблюдал новую звезду в созвездии Змееносца . В китайских и японских хрониках сохранились сведения о «звезде-гостье», которая вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 году и в течение трёх недель была видна днём, а через год совершенно «исчезла».

Слайд 12

В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звёзды. У новых звёзд светимость возрастает на 12 – 13 звёздных величин и выделяется энергия до 10 39 Дж. Звезда приобретает максимальную яркость всего за несколько суток, а ослабление до первоначального значения светимости может длиться годами Кривые блеска новых звёзд

Слайд 13

Долгое время причины вспышек новых звёзд оставались непонятными. В 1954 г. было обнаружено, что одна из новых звёзд (DQ Геркулеса) является двойной с периодом обращения всего 4 ч 39 мин. Один из компонентов – белый карлик, а другой – красная звезда главной последовательности. Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы красного карлика. Создаются условия для начала термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Внешние слои звезды, составляющие небольшую часть её массы, расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение и наблюдается как вспышка новой звезды.

Слайд 14

Но в некоторых случаях такой процесс может привести к катастрофе. Если при перетекании вещества масса белого карлика превысит предельную (примерно 1,4 массы Солнца), то происходит взрыв. Термоядерные реакции превращения углерода и кислорода в железо и никель, которые идут с огромной скоростью, могут полностью разрушить звезду. Происходит вспышка сверхновой .

Слайд 15

В 1967 году в созвездии Лисички группа английских радиоастрономов обнаружила источник необычных радиосигналов: импульсы продолжительностью около 0,3 с повторялись через каждые 1,34 с, причём периодичность импульсов выдерживалась с точностью до 10–10 с. Так был открыт первый пульсар , которых в настоящее время известно уже около 500.

Слайд 16

Сразу же после открытия пульсаров было высказано предположение о том, что они являются быстровращающимися нейтронными звёздами . Излучение пульсара, которое испускается в узком конусе, наблюдатель видит лишь в том случае, когда при вращении звезды этот конус направлен на него подобно свету маяка. Вещество пульсаров состоит из нейтронов, образовавшихся при соединении протонов с электронами, тесно прижатых друг к другу гравитационными силами. Диаметры таких нейтронных звёзд всего 20 – 30 км, а плотность близка к ядерной и может превышать 10 18 кг/м 3 .

Слайд 17

Исследования показали, что пульсары являются остатками сверхновых звёзд. Один из пульсаров был обнаружен в Крабовидной туманности , которая наблюдается на месте вспышки сверхновой в 1054 году. Его излучение в оптическом, радио- и рентгеновском диапазонах излучения меняется с периодом, равным 0,033 с. Изображение Крабовидной туманности в условных цветах ( синий — рентгеновский, красный — оптический диапазон). В центре туманности — пульсар

Слайд 18

Наиболее уникальные объекты, получившие название чёрных дыр , должны возникать, согласно теории, на конечной стадии эволюции звёзд, масса которых значительно превышает солнечную. У объекта такой массы, который сжимается до размеров в несколько километров, поле тяготения оказывается столь сильным, что вторая космическая скорость в его окрестности должна была бы превышать скорость света. Чёрную дыру не могут покинуть ни частицы, ни даже излучение – она становится невидимой.

Слайд 19

Белые карлики , нейтронные звёзды и чёрные дыры являются конечными стадиями эволюции звёзд различной массы. Из вещества, которое было потеряно ими, в последующем могут образовываться звёзды нового поколения . Процесс формирования и развития звёзд рассматривается как один из важнейших процессов эволюции звёздных систем – галактик – и Вселенной в целом.