Презентация на тему: Солнечная система

Реклама. Продолжение ниже
Солнечная система
Структура и состав
Классификация по группам
Планета Земля
Планета Земля
Планета Земля
Планета Земля
Луна
Луна
Луна
Луна
Планеты земной группы, планеты-гиганты
Солнечная система
Солнечная система
Планеты земной группы, планеты-гиганты
Малые тела солнечной системы
Солнечная система
Кометы
Солнечная система
Солнечная система
Солнце
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Солнечная система
Звездная астрономия
Спектральные классы
Солнечная система
Интенсивность излучения, звездная величина, освещенность
Солнечная система
Диаграмма спектр – светимость (Герцшпрунга-Рессела)
Диаграмма спектр – светимость (Герцшпрунга-Рессела)
Диаграмма спектр – светимость (Герцшпрунга-Рессела)
Шкала эффективных температур звезд
Основные свойства
Солнечная система
Эволюция звезд
Эволюция звезд
Внутреннее строение звезд
Эволюция звезд
Эволюция звезд
Эволюция звезд
Крабовидная туманность - остаток взрыва сверхновой, тип SNII (в центре нейтронная звезда)
Эволюция звезд
Двойные звезды
Тесные двойные системы
Пульсары
Квазары
Барстеры
Крабовидная туманность - остаток взрыва сверхновой, тип SNII (в центре нейтронная звезда)
Крупномасштабные звездные системы
Схема строения Галактики Галактическая система координат
Характеристики Галактики
Другие галактики
Вопросы космогонии и космологии
Солнечная система
Космогония
Космология
Космология
Вопросы космогонии и космологии
Основные этапы эволюции Вселенной
Основные этапы эволюции Вселенной
Основные этапы эволюции Вселенной
Скрытая масса
Темная энергия
Солнечная система
Собственно и все ;) Всем спасибо! Увидимсо на… ЭКЗАМЕНЕ…
1/76
Средняя оценка: 4.9/5 (всего оценок: 9)
Код скопирован в буфер обмена
Скачать (11794 Кб)
Реклама. Продолжение ниже
1

Первый слайд презентации: Солнечная система

Общие сведения состав и структура

Изображение слайда
1/1
2

Слайд 2: Структура и состав

Состав: Планеты Спутники планет Астероиды Кометы Частицы межпланетного пылевого вещества Элементы орбиты: большая полуось, эксцентриситет, наклонение, период обращения, долготы восходящего узла и перигелия.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
3

Слайд 3: Классификация по группам

Планеты Земной группы Планеты-гиганты Меркурий, Венера, Земля, Марс Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
4

Слайд 4: Планета Земля

1. Форма Метод триангуляций По данным 1979 г. характеристики сфероида: Экваториальная полуось: a = R 0 =6378,136 км Полярная полуось: b = R P =6356,751 км ∆ R= 21,385 км Сжатость ε = ∆ R/R 0 =1/298,257

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
5

Слайд 5: Планета Земля

2. Литосфера 3. Гидросфера парниковый эффект – поглощение и переизлучение ИК излучения на длине волны λ =10 мкм (увеличение температуры на ~ 40 ° С)

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
6

Слайд 6: Планета Земля

4. Атмосфера Состав : Азот: 78,1 % Кислород: 20,9 % Аргон: 0,93 % Углекислый газ: 0,03 %

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
7

Слайд 7: Планета Земля

5. Магнитосфера Полярные сияния: линия кислорода λ =557,7 нм – зеленая; линия кислорода λ =630,0 нм – красная; высота 400 – 1000 км

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
Реклама. Продолжение ниже
8

Слайд 8: Луна

1. Физические характеристики Экваториальный радиус 1738,14 км 0,273 земных Средний радиус 1737,10 км 0,273 земных Полярный радиус 1735,97 км 0,273 земных Площадь поверхности 3,793×107 км² 0,074 земных Эллипсоидность 0,00125 Обьём 2,1958×1010 км³ 0,020 земных Масса 7,3477×1022 кг 0,0123 земных Средняя плотность 3346,4 кг/м³ Первая космическая скорость 1,68 км/с Вторая космическая скорость 2,38 км/с Видимая звёздная величина −2,5 ÷ −12,9 −12,74 (при полной Луне) 2. Условия на поверхности Луны Поскольку на Луне практически отсутствует атмосфера, днём её поверхность накаляется до +120 °C, но ночью или даже в тени она остывает до −160 °C ( 113K ). Небо на Луне всегда чёрное, даже днём. Огромный диск Земли выглядит с Луны в 3,67 раз больше, чем Луна с Земли и висит в небе почти неподвижно. Фазы Земли, видимые с Луны, прямо противоположны лунным фазам на Земле.

Изображение слайда
1/1
9

Слайд 9: Луна

3. Геология Луны (селенология) Благодаря её размеру и составу Луну иногда относят к планетам земной группы наряду с Меркурием, Венерой, Землёй и Марсом. Толщина коры Луны в среднем составляет 68 км, изменяясь от 0 км под лунным морем Кризисов до 107 км в северной части кратера Королёва на обратной стороне. Под корой находится мантия и, возможно, малое ядро из сернистого железа (радиусом приблизительно 340 км и массой, составляющей 2 % массы Луны). Любопытно, что центр масс Луны располагается примерно в 2 км от геометрического центра по направлению к Земле. На той стороне, которая повёрнута к Земле, кора более тонкая. Химический состав лунного реголита в процентах. Элементы Доставлен «Луной-20» Доставлен «Луной-16» Si 20,0 20,0 Ti 0,28 1,9 Al 12,5 8,7 Cr 0,11 0,20 F 5,1 13,7 Mg 5,7 5,3 Ca 10,3 9,2 Na 0,26 0,32 K 0,05 0,12

Изображение слайда
1/1
10

Слайд 10: Луна

3. Геология Луны (селенология)

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
11

Слайд 11: Луна

4. Происхождение

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
12

Слайд 12: Планеты земной группы, планеты-гиганты

Особенности строения планет земной группы: Четкая граница между газовой (атмосфера) и твердой (литосфера) составляющими; Наблюдается дифференциация вещества с глубиной; Химическое строение литосфер сходно с земным. 2. Особенности строения планет-гигантов: Отсутствие четкого разделения атмосфера-литосфера 3. Атмосферы планет: Земная группа : Земля – N 2 (78%), O 2 (21%) и Ar (0,9%), Венера – CO 2 (96,5%) и N 2 (3,5%), Марс – CO 2 (95%), N 2 (2,7%), Ar (1,6%) и O 2 (0,13%). Планеты-гиганты : H 2 (84–90%) и He (10–16%). Давление атмосферы убывает в e раз при изменении высоты на величину H согласно барометрической формуле : где T – температура, R – газовая постоянная,  – молекулярная масса, g – ускорение силы тяжести.

Изображение слайда
1/1
13

Слайд 13

3. Внутреннее строение планет Внутреннее строение планет земной группы и Луны: 1 – кора; 2 – мантия; 3-1 – жидкое (внешнее) ядро; 3-2 – твердое (внутреннее) ядро.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
14

Слайд 14

3. Внутреннее строение планет Внутреннее строение планет-гигантов: Юпитер (Сатурн): 1 – газ ( H 2 и He ), 2 – H 2 в газожидком (сверхкритическом) состоянии и He, 3 – металлизированный водород, 4 – гидриды ( H 2 O, NH 3, CH 4 ) в газожидком состоянии, 5 – твердое ядро; Уран (Нептун): 1 – газ ( H 2 и He ), 2 – гидриды в газожидком состоянии, 3 – твердое ядро.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
Реклама. Продолжение ниже
15

Слайд 15: Планеты земной группы, планеты-гиганты

4. Некоторые характеристики планет мкм – положение теплового максимума излучения планеты. Уровень формирования излучения на данной длине волны соотв. оптической глубине  1. Доля солнечной энергии, отраженная от планеты, определяется сферическим альбедо где  0 – падающий поток,  – поток, рассеянный планетой во все стороны. Во всем спектре длин волн A sph – интегральное сферическое альбедо. Тепловое излучение планеты определяется эффект. температурой T eff и описывается уравнением теплового баланса : где E 0 – освещенность от Солнца,  – поток внутреннего тепла на единицу поверхности планеты.

Изображение слайда
1/1
16

Слайд 16: Малые тела солнечной системы

Малое тело Солнечной системы  — термин введен Международным астрономическим союзом в 2006 году для описания объектов Солнечной системы которые не являются ни планетами, ни карликовыми планетами, ни их спутниками. Распределение кентавров и транснептуновых объектов

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
17

Слайд 17

Астероид  — небольшое планетоподобное небесное тело Солнечной системы, движущееся по орбите вокруг Солнца. Главный пояс астероидов  — скопление астероидов, расположенное между орбитами Марса и Юпитера. Состоит примерно из 400 000 астероидов (по состоянию на 26 мая 2008 года). Пояс Койпера, или  Эджворта-Койпера  — область Солнечной системы за орбитой Нептуна (30 а. е. от Солнца) приблизительно до расстояния 55 а. е

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
18

Слайд 18: Кометы

Комета  (от др.-греч. κομήτης, komḗtēs — «волосатый, косматый») — небольшое небесное тело, имеющее туманный вид, обращающееся вокруг Солнца обычно по вытянутым орбитам. Комета Хейла-Боппа, 1997 г.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
19

Слайд 19

Метеоры Метео́р  (др.-греч. μετέωρος, «небесный»), «падающая звезда» — явление, возникающее при сгорании в атмосфере Земли мелких метеорных тел (например, осколков комет или астероидов). Аналогичное явление большей интенсивности (ярче звёздной величины -4) называется болидом. Бывают встречные и догоняющие. Эти явления изучаются метеоритикой. Часто метеоры группируются в метеорные потоки — постоянные массы метеоров, появляющиеся в определённое время года, в определённой стороне неба. Широко известны такие метеорные потоки как Леониды (ноябрь, Лев), Квадрантиды (декабрь-январь, Волопаса) и Персеиды (август, Персей). Во время визуальных наблюдений метеорных потоков кажется, что метеоры вылетают из одной точки на небе — радианта метеорного потока.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
20

Слайд 20

Метеориты Метеорит  — твёрдое тело космического происхождения, упавшее на поверхность крупного небесного тела. Классификация по составу: 1. каменные: хондриты: углистые хондриты; обыкновенные хондриты; энстатитовые хондриты; ахондриты; 2. железотропные-каменные паласиты; мезосидериты; 3. железные Гоба — крупнейший из найденных метеоритов. Также является самым большим на Земле куском железа природного происхождения

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
21

Слайд 21: Солнце

1. Основные характеристики Видимый диаметр Солнца: - в перигелии (начало января) – 32  35  ; - в афелии (начало июля) – 31  31  ; - средний угловой радиус – 960 . Линейный радиус Солнца: R  =696000 км Объем Солнца: V  =1,41  10 27 м 3 Масса Солнца (из III з-на Кеплера): ℳ  =1,99  10 30 кг Средняя плотность Солнца:   =1,41 г/см 3,   =0,256   . Ускорение свободного падения: g  = G  ℳ  / R 2  =274 м/с 2. Наклон солнечного экватора к эклиптике: 7  15 . Угловая скорость вращения убывает от экватора (B – гелиографическая широта ) :  =14,  4–2,  7  sin 2 B, Сидерический период вращения: - экватора ~25 сут., - вблизи полюсов ~30 сут. Синодический период, соответственно: 27 и 32 сут. Меридианы связаны с широтой B =  16 ( сидерический п - д – 25,38 сут., синодический п-д – 27,28 сут.) Солнечная постоянная: Q=(1366 ±4 ) Вт / м 2 =1,95 кал /( см 2 мин ) «Утюг на квадратный метр»: 800-900 Вт / м 2 Суммарная масса планет ~0,13% массы Солнечной системы, но на них приходится ~98% момента количества движения.

Изображение слайда
1/1
22

Слайд 22

Солнце 2. Спектр и состав Солнца Состав: 70% – H, 28% – He, ~2% – другие элементы Спектр электромагнитного излучения Солнца: В области 180–800 нм ~2/3, в области  800 нм ~30% энергии солнечного излучения: - ИК-область до 15 мкм частично поглощается атмосферой Земли. - От 15 мкм до 1 см – полностью поглощается атмосферой Земли. В обл.  160 нм до конца ИК расположено более 20000 фраунгоферовых линий поглощения, в них поглощается: 30% энергии в УФ диапазоне и 40–50% в области 300–400 нм.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
23

Слайд 23

Метод Результат Параметр По максимуму излучения (закон Вина) 6750  К ––– По общему потоку излучения (з-н Стефана-Больцмана) 5770  К Эффективная температура По интенсивности монохроматического излучения. (з-н Планка)  =100 нм  =250 нм  =550 нм  =5 мкм  =100 мкм  =1 м 4500  К 5000 К 6400 К 5500 К 4400 К 10 6  К Яркостная температура По относительному распределению энергии в интервале: 470–540 нм 430–470 нм 6500  К 8000 К Цветовая температура Солнце 3. Температура внешних слоев Солнца

Изображение слайда
1/1
24

Слайд 24

Солнце 4. Строение и характеристики , г/см 3 T, К P, атм n, см –3 Внутренняя корона  10 – 15  1,5  10 6  6  10 –8  3  10 8 Хромосфера  3  10 – 12  10 4  10 – 6  10 12 Фотосфера  2  10 – 7  6000  0,1  10 1 7 Конвективная зона (низ)  10 – 2  10 6  10 6 Зона энерговыделения  1,6  10 2  16  10 6  4  10 11

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
25

Слайд 25

Расстояние от центра, R / R  Температура, Т (К) Давление, Р (атм) Плотность,  (г/см 3 ) 0 1,55  10 7 4  10 11 156 0,2 1  10 7 4,6  10 10 36 0,5 3,4  10 6 6,1  10 8 1,3 0,8 1,3  10 6 6,2  10 6 0,035 0,98 10 5 10 4 0,001 Солнце 4. Строение и характеристики 5. Внутреннее строение Водородный цикл синтеза гелия (98,5%): p + p  d + e + +  ; e + + e –  2  ; p + d  3 He +  ; 3 He + 3 He  4 He + 2p Итого: 4p 4 He + 2e + + 2 + 2  Дефект массы 0,73% от 4 m p ; выход энергии  =26,7 МэВ (  26,2 МэВ –  и  0,5 МэВ –  ) Углеродно-азотный цикл (1,5%) идет при T  16  10 6 K, выход энергии ~25 МэВ

Изображение слайда
1/1
26

Слайд 26

Солнце 6. Строение и характеристики атмосферы Уменьшение яркости солнечного диска к краю: I 0 – яркость в центре,  – угол между лучом зрения и нормалью, u – коэф-т  – глубина по радиусу. Фотосфера Толщина ~350 км Плотность  =0,1  5  10 –7 г/см 3 ; Концентрация частиц n =6 10 15  3  10 17 см –3 ; Давление p =5 10 -3  0,25 атм. Протяженность 12–15 тыс. км. T ~10 4 K ;  10 –8  10 –15 г/см 3 ; n =10 15  10 9 см –3. Элементы структуры: Хромосфера Спикулы - небольшие, похожие на выбросы, образования, которые лучше всего видны на краю Солнца и располагаются преимущественно вдоль границ хромосферной сетки. Солнечное вещество внутри спикул перетекает от поверхности Солнца в горячую корону со скоростью примерно 20-30 км в секунду. Время жизни отдельной спикулы очень мало и обычно не превышает нескольких минут. Хромосферная сетка - это яркая структура, состоящая из множества ячеек, которые наиболее хорошо видны в красной линии водорода H-alpha и ультрафиолетовой линии ионизованного кальция Ca II K. Границы хромосферных ячеек примерно совпадают с границей фотосферных супергранул. Ячейки образуются из множества узлов сильного магнитного поля, которое сгребается к краям супергранул конвективными течениями плазмы.

Изображение слайда
1/1
27

Слайд 27

Солнце 6. Строение и характеристики атмосферы спикулы сетка К орона : внутренняя (до 0,2 0,3 R  ) и внешняя (~сотни тыс. км). плотность падает в e раз на каждые ~0,1 R  T~106 K ; n =109  6  10 7 см–3. Эмиссионные линии: Fe (–13 e ) – 530,3 нм, Fe (–9 e ) – 637,4 нм и др. ионов Fe, Ni, Ca, Ar.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
28

Слайд 28

Солнце 6. Строение и характеристики атмосферы Зодиакальный свет и противосияние. Радио- и рентгеновское излучение Солнца. Сверхкорона. Солнечный ветер : основа - электроны, протоны; ионы He, O, Ne, Si, Ar, Fe ; R ~100 а.е.; n =10 см–3. Активные образования на Солнце : - глобулы; - факелы; - пятна ; - флоккулы; - хромосферные вспышки; - протуберанцы объясняются влиянием магнитного поля. 7. Активные образования на Солнце

Изображение слайда
1/1
29

Слайд 29

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
30

Слайд 30

Солнце 7. Активные образования на Солнце Солнечными факелами называют яркие поля, окружающие солнечные пятна. Факелы представляют собой более яркие по сравнению с общим фоном образования, которые могут занимать большую часть видимой поверхности Солнца. Солнечные пятна - тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
31

Слайд 31

Солнце 7. Активные образования на Солнце Флоккулы (факелы хромосферные) - волокнистые образования в хромосферном слое центров солнечной активности, имеют большую яркость и плотность, чем окружающие участки хромосферы, ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля; являются продолжением факелов фотосферных в хромосфере. Солнечные вспышки ( хромосферные - устаревший термин) - мощные и быстроразвивающиеся локальные процессы на Солнце, при которых выделяется значительная энергия. Время их развития составляет несколько минут, а затухания - несколько часов. Вспышки происходят в области активных зон, окружающих солнечные пятна, чаще всего между пятнами, имеющими противоположные магнитные полярности. Они вызываются резкими локальными изменениями состояния магнитного поля и плазмы хромосферы и, особенно, короны, происходящими при возникновении новых или при эволюционных изменениях уже существующих магнитных потоков.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
32

Слайд 32

Солнце 7. Активные образования на Солнце Протуберанцы - плотные конденсации холодного вещества, которые поднимаются и удерживается над поверхностью Солнца магнитным полем. Протуберанец I типа II типа III типа

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/4
33

Слайд 33

Солнце 7. Активные образования на Солнце Эрупция одного из самых известных протуберанцев, имеющем название «Большой дедушка (Granddaddy)» и наблюдавшемся в 1945 году вблизи максимума солнечного цикла

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
34

Слайд 34

Солнце 8. Цикличность солнечной активности Цикл солнечной активности ~11 лет. Определяется с помощью чисел Вольфа : w = k  ( f +10  g ) f – общее число пятен, g – число групп пятен. Возраст ~4,7 10 9 лет. Сейчас содержание водорода в центре 35% (было 73%). Через ~4,3 10 9 лет водород в центре будет исчерпан. В течение ~5 10 8 лет – горение водорода в слоях, окружающих ядро (стадия красного гиганта). Затем в течение ~5 10 7 лет – горение гелия и др. элементов в ядре, сброс оболочки и переход в стадию белого карлика. 9. Эволюция Солнца

Изображение слайда
1/1
35

Слайд 35: Звездная астрономия

Изображение слайда
1/1
36

Слайд 36: Спектральные классы

O : линии поглощения He +, He, H и ионов C, Si, N, O. Цвет – голубоватый. B : линии He – max. Бело-голубые. A : линии H – max. линии Ca +, слабые – др. металлов. Белые. F : линии H – слабее, линии Ca + и др. металлов – сильнее. Желтовато-белые. G : линии H и металлов – одинаковой интенсивности. Выделяются Ca +. Желтые. K : линии металлов – max. Появляются молекулярные полосы. Красноватые. M : полосы молекул TiO и др. Красные. C : линии и полосы C, C 2, CO, CN. Красные. S : вместо полос TiO – полосы ZrO. Красные. Пример классификации: B8, A0, F А B5e – присутствуют эмиссионные линии; с F0 – звезда большого радиуса и протяженной атмосферой (глубокие и узкие линии) A5p – звезда с нетипичными спектральными особенностями своего класса

Изображение слайда
1/1
37

Слайд 37

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
38

Слайд 38: Интенсивность излучения, звездная величина, освещенность

Формула Погсона: Освещенность создаваемая объектом: Абсолютная звездная величина: - выражение для определения светимости звезды в светимостях Солнца – модуль расстояния Светимость звезды:

Изображение слайда
1/1
39

Слайд 39

Полоса U B V R I J  max, мкм 0,36 0,44 0,55 0,70 0,88 1,25 , мкм 0,04 0,1 0,08 0,21 0,22 0,30 Полоса H K L M N Q  max, мкм 1,62 2,20 3,50 5,00 10,40 20,00 , мкм 0,20 0,60 0,90 1,10 6,00 5,50 Фотометрическая система Джонсона: Избыток цвета (color excess) : CE =( m 1 – m 2 )–( m 1 – m 2 ) 0 Показатель цвета ( color index ): CI = m 1 – m 2, где m 1 и m 2 соотв.  1 <  2 Болометрическая поправка (bolometric correction) : BC = m bol – m v = M bol – M v T eff, K 3000 4000 5780 (  ) 6000– 8000 10000 20000 50000 BC –1,7 –0,6 –0,07 0,0 –0,2 –1,6 –4,1 Болометрическая светимость:

Изображение слайда
1/1
40

Слайд 40: Диаграмма спектр – светимость (Герцшпрунга-Рессела)

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
41

Слайд 41: Диаграмма спектр – светимость (Герцшпрунга-Рессела)

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
42

Слайд 42: Диаграмма спектр – светимость (Герцшпрунга-Рессела)

Классы светимости схематически: Класс светимости I — сверхгиганты; Класс светимости II — яркие гиганты; Класс светимости III — гиганты; Класс светимости IV — субгиганты; Класс светимости V — звезды главной последовательности; Класс светимости VI — яркие субкарлики; Класс светимости VII — белые карлики. Фотометрический параллакс:

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
43

Слайд 43: Шкала эффективных температур звезд

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
44

Слайд 44: Основные свойства

Тогда из законов черного тела = > Для более точной оценки истинных параметров: Радиус звезды: Формула Планка

Изображение слайда
1/1
45

Слайд 45

Изображение слайда
1/1
46

Слайд 46: Эволюция звезд

б Гравитационное сжатие газопылевой диффузной среды Образование протозвезды Аккреция Термоядерная реакция

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
47

Слайд 47: Эволюция звезд

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
48

Слайд 48: Внутреннее строение звезд

а б Внутреннее строение звезд поздних спектральных классов ( G, K, M ) а – Солнце; б – звезда в нижней части главной последовательности.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
49

Слайд 49: Эволюция звезд

Внутреннее строение звезды раннего спектрального класса Эволюционные треки звезд с различными Массами (от 0,8 до 60 ℳ  ) от главной последовательности до красного гиганта на диаграмме спектр-светимость

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
50

Слайд 50: Эволюция звезд

Внутреннее строение красного гиганта Термоядерная реакция гелия ( тройной  -процесс ) , . возможны и другие реакции, которые требуют все более высокой температуры ( T >1,5  10 8 К): После у наиболее массивных звезд в результате гравитационного сжатия ( T >10 9 К) начинается термоядерное горение углерода в ядре ( 12 C + 12 C ) с образованием Ne, Na, Mg. Затем – реакции с участием Ne, O, Si и т.д. Образуются ядра вплоть до Fe, Co, Ni, Mn, Cr. При этом T >3  10 9 К и  10 5 –10 9 г/см 3

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
51

Слайд 51: Эволюция звезд

, . Центральная часть массивной звезды в конечной стадии эволюции Внутреннее строение белого карлика. ℳ<1,44  ℳ , R  1027 км,  2,3  10 10 г/см 3

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
52

Слайд 52: Крабовидная туманность - остаток взрыва сверхновой, тип SNII (в центре нейтронная звезда)

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
53

Слайд 53: Эволюция звезд

, . Внутреннее строение нейтронной звезды с  5  10 14 г/см 3 и R  16 км: 1 – жидкое ядро из нейтронов с примесью протонов и электронов; 2 – внутренняя кора из ядер Fe и соседних элементов, переобогащенных нейтронами, с примесью свободных нейтронов; 3 – внешняя кора из ядер 56 Fe, с примесью Co, Cr, Ni, и вырожденных электронов. Предельная масса для нейтронных звезд: ℳ max  2,5  ℳ . При этом  max  10 15 г/см 3, R  10 км. Однако есть и «маленькие» нейтронные звезды: ℳ min  0,1  ℳ  ;  min  2  10 14 г/см 3 ; R  200 км.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
54

Слайд 54: Двойные звезды

По расстоянию: Оптически двойные Физически двойные По наблюдению: Визуально-двойная Затменно-переменная Спектрально-двойная Закон Кеплера для двойной звезды: Тесные двойные системы Двойная звезда: Фи Персея

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
55

Слайд 55: Тесные двойные системы

Постоянная Роша : Полость Роша  — область вокруг звезды в двойной системе, границей которой служит эквипотенциальная поверхность, содержащая первую точку Лагранжа  L1. В системе координат, вращающейся вместе с двойной звездой, для пробного тела, находящегося в этой области, притяжение звезды, находящейся в полости Роша, преобладает и над притяжением звезды-компаньона, и над центробежной силой.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
56

Слайд 56: Пульсары

Пульсар  — космический источник радио-, оптического, рентгеновского, гамма-излучений, приходящих на Землю в видепериодических всплесков (импульсов). Схематическое изображение пульсара. Сфера в центре изображения — нейтронная звезда, кривые линии обозначают линии магнитного поля пульсара, голубые конусы — потоки излучения пульсара Изображение Крабовидной туманности в условных цветах (синий — рентгеновский, красный — оптический диапазон). В центре туманности — пульсар

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
57

Слайд 57: Квазары

Первоначальное определение Кваза́р  (англ.  quasar  — сокр. от quasistellar radiosource — квазизвёздный источник радиоизлучения) — класс небесных объектов, которые в оптическом диапазоне похожи на звезду, но имеющие сильное радиоизлучение и чрезвычайно малые угловые размеры (меньше 10"). Первоначальное определение сложилось в конце 50-х, начале 60-х, когда были открыты первые квазары и их изучение только началось. И в этом определении нет ничего неправильного, за исключением следующего факта. Как оказалось, по состоянию на 2004 год этому определению соответствуют максимум 10% квазаров. А остальные 90% не излучают сильных радиоволн. Такие объекты астрономы называют радиоспокойными квазарами. Современное определение Квазар  — это яркий объект в центре галактики, который производит примерно в 10 триллионов раз больше энергии в секунду, чем наше Солнце, и чье излучение очень изменчиво во всех диапазонах длин волн. По одной из теорий, квазары представляют собой галактики на начальном этапе развития, в которых сверхмассивная чёрная дыра поглощает окружающее вещество. Галактика NGC 4319 и квазар Маркарян 205

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
58

Слайд 58: Барстеры

Барстер  (англ.  burster  —  бёрстер, от англ.  burst  — вспышка) — вспыхивающие галактические рентгеновские источники, представляющие собой аккрецирующие нейтронные звезды с орбитальными периодами от нескольких часов до нескольких дней. Барстеры представляют собой тесные двойные системы, одним из компонентов является нейтронная звезда, а другим — звезда, по тем или иным причинам теряющая массу (например, заполнившая свою полость Роша), что приводит к аккреции на нейтронную звезду Модель барстера

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
59

Слайд 59: Крабовидная туманность - остаток взрыва сверхновой, тип SNII (в центре нейтронная звезда)

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
60

Слайд 60: Крупномасштабные звездные системы

Изображение слайда
1/1
61

Слайд 61: Схема строения Галактики Галактическая система координат

Галактическая система координат: ГГ  - галактическая ось; G  G' – галактический экватор

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
62

Слайд 62: Характеристики Галактики

Возраст 10–15 млрд. лет (наиболее вероятно – 12 млрд. лет) Звезд ~ 2 × 10 11 Масса ℳ G ~ 10 11 ℳ ,(98% – звезды, ~2% – газ, пыль и т.п.). Центр Галактики :  =265 ,  =–29  в созвездии Стрельца. Диаметр Галактики ~30 кпк. Солнце ~8,5 кпк от центра, 25 пк – от плоскости. Толщина диска ~250 пк. В окрестностях Солнца зв. плотность 0,12 зв./пк 3, т.е. на каждую звезду – 8 пк 3, среднее расстояние между звездами – 2 пк. При r =1кпк от центра – несколько млн. звезд в 1 пк 3. Линейная скорость вращения Галактики: в окрестностях Солнца 200–220 км/с. Период обращения Солнца 240–250 млн. лет – галактический год. Солнце движется к апексу с v =20 км/с относительно межзвездного газа. Сейчас координаты апекса:  =270 ,  =+30  в созвездии Геркулеса.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
63

Слайд 63: Другие галактики

Туманность Андромеды: M 31; NGC 224. Камертонная диаграмма структур галактик Хаббла: эллиптические ( Е ); спиральные ( S ); неправильные ( I ); пекулярные ( P ). Наша Галактика относится с классу Sb. Закон Хаббла: H  75 км / (с · Мпк) - красное смещение

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
64

Слайд 64: Вопросы космогонии и космологии

Изображение слайда
1/1
65

Слайд 65

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
66

Слайд 66: Космогония

Космогонические гипотезы  имеют целью объяснить однообразие движения и состава небесных тел. Модель протосолнца и протопланет

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
67

Слайд 67: Космология

Космоло́гия  ( космос  +  логос ) — раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Свойства Вселенной: - однородность; - изотропность. 1. Фотометри́ческий парадо́кс  ( парадокс Ольберса ) — один из парадоксов дорелятивистской космологии, заключающийся в том, что в стационарной Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. 2. Гравитационный парадокс  (парадокс Неймана — Зеелигера) — вывод о том, что ньютоновская теория тяготения приводит, вообще говоря, к бесконечным значениям гравитационного потенциала и тем самым не позволяет однозначно определить абсолютные и относительные значения гравитационного ускорения частиц в бесконечной Вселенной, заполненной бесконечным количеством вещества (например, однородно распределённого)

Изображение слайда
1/1
68

Слайд 68: Космология

Иллюстрация фотометрического парадокса в однородной и изотропной, но статической Вселенной. Размеры звёзд для наглядности преувеличены, что не отражается на сути парадокса.

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
69

Слайд 69: Вопросы космогонии и космологии

H 0 – постоянная Хаббла. Критическое значение средней плотности вещества во Вселенной: При средней плотности во Вселенной, большей или меньшей, чем критическая, происходит соответственно ограниченное или неограниченное расширение Вселенной. При Н 0 = 75 км/(с  Мпк)  =10 –29 г/см3.

Изображение слайда
1/1
70

Слайд 70: Основные этапы эволюции Вселенной

Эры Время от «начала» Этап эволюции Температура, К Плотность, г/см 3 Планковская Неизвестные законы физики, квантовые свойства пространства-времени ? ? Адронная 10 –43 с Граница применимости релятивистской теории тяготения 10 32 10 94 10 –35 с Возникновение зарядовой асимметрии 10 28 10 78 10 –5 с Аннигиляция нуклонов и антинуклонов 3  10 12 10 16 Лептонная 10 –4 с Граница применимости экспериментально проверенных законов физики 10 12 10 14 10 –3 с Аннигиляция мезонов 3  10 11 10 12 0,2 с Образование реликтовых нейтрино 2  10 10 10 7 Излучения 10 с Аннигиляция электронов и позитронов 10 10 10 4 100 с Образование первичного гелия 10 8 10 2 Вещества 10 6 лет Отрыв реликтового излучения от вещества 4  10 3 10 –20 10 9 лет Начало возникновения звезд и галактик 30 10 –26 1–2  10 10 лет Современная эпоха 2,7 10 –29 – 10 –30

Изображение слайда
1/1
71

Слайд 71: Основные этапы эволюции Вселенной

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
72

Слайд 72: Основные этапы эволюции Вселенной

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
73

Слайд 73: Скрытая масса

Скры́тая ма́сса  (в космологии и астрофизике также  тёмная материя,  тёмное вещество ) — общее название совокупности астрономических объектов, недоступных прямым наблюдениям современными средствами астрономии (то есть не испускающих электромагнитного или нейтринного излучения достаточной для наблюдений интенсивности и не поглощающего их), но наблюдаемых косвенно по гравитационным эффектам (в частности по эффекту «гравитационной линзы»), оказываемым на видимые объекты. Учёные считают, что количество тёмной материи как минимум в 5 раз больше количества видимой. Общая проблема скрытой массы состоит из двух проблем: 1. астрофизической, то есть противоречия наблюдаемой массы гравитационно связанных объектов и их систем, таких, как галактики и их скопления, с их наблюдаемыми параметрами, определяемыми гравитационными эффектами; 2. космологической  — противоречия наблюдаемых космологических параметров полученной по астрофизическим данным средней плотности Вселенной. Иэображение скопления галактик Аbеll 2029. Изображение облака газа получено с помощью рентгеновского телескопа CHANDRA. Дело в том, что газ в облаке нагрет до 10 млн гр. Поэтому атомы движутся с такими большими скоростями, что гравитационное поле облака и галактик не в состоянии удержать их вместе. Но темная материя, образующая до 90% массы скопления, своим полем удерживает атомы от разбегания. Результат компьютерного моделирования. Скрытая масса обозначена красным, а галактики - синим. Видно, что галактики располагаются примерно там, где плотность скрытой массы велика. Таким образом, именно она «помогает» галактикам сформироваться. Эта работа проделана группой Я. Мельера (Yannick Меlliег) из Института астрофизики (Париж) на основе данных телескопа «Мауна-Кеа» (Гавайи).

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
Изображение для работы со слайдом
1/3
74

Слайд 74: Темная энергия

Тёмная эне́ргия  (англ.  Dark energy ) в космологии — феномен, проявляющийся в обнаруженном нарушении закона Хаббла: Вселенная расширяется с ускорением, а не замедлением. Существует два варианта объяснения сущности тёмной энергии: тёмная энергия есть  космологическая константа  — неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство Вселенной (другими словами: постулируется ненулевая энергия вакуума) тёмная энергия есть некая  квинтэссенция  — динамическое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени. По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря гравитационному действию тёмной материи и барионной материи. Плотность барионной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии. В конце концов, тёмная энергия начинает преобладать. Например, когда объём Вселенной удваивается, плотность барионной материи уменьшается вдвое, а плотность тёмной энергии остается почти неизменной (или  точно  неизменной — в варианте с космологической константой).

Изображение слайда
1/1
75

Слайд 75

Расчётная структура Вселенной по данным Millennium_simulation (German Astrophysical Virtual Observatory) 2 млрд. св.л., 20 млн. галактик

Изображение слайда
Изображение для работы со слайдом
1/2
76

Последний слайд презентации: Солнечная система: Собственно и все ;) Всем спасибо! Увидимсо на… ЭКЗАМЕНЕ…

С Наилучшими пожеланиями Хвалей С.В.

Изображение слайда
1/1
Реклама. Продолжение ниже