Виды звёзд
<<  Количественный нейтронный текстурный анализ Сравнение наблюдательных исторических данных о вспышках сверхновых 1054 года в Тельце и 1604 года в Змееносце с данными из электронных планетариев  >>
Физические переменные,
Физические переменные,
Переменные звёзды
Переменные звёзды
Переменные звёзды – это звёзды, блеск которых изменяется, иногда с
Переменные звёзды – это звёзды, блеск которых изменяется, иногда с
Физическими переменными называются звёзды, которые изменяют свою
Физическими переменными называются звёзды, которые изменяют свою
Полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела
Полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела
В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска
В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска
Цефеидами называются пульсирующие звёзды высокой светимости, названные
Цефеидами называются пульсирующие звёзды высокой светимости, названные
Цефеиды играют особую роль в астрономии
Цефеиды играют особую роль в астрономии
Поскольку все звёзды Малого Магелланового Облака удалены от нас
Поскольку все звёзды Малого Магелланового Облака удалены от нас
Звезда, у увеличивающая свой блеск в тысячи и миллионы раз за
Звезда, у увеличивающая свой блеск в тысячи и миллионы раз за
Звёзды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск
Звёзды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск
Новые звезды – это эруптивные (взрывающиеся) переменные звёзды
Новые звезды – это эруптивные (взрывающиеся) переменные звёзды
Вспышки сверхновых – один из самых мощных катастрофических природных
Вспышки сверхновых – один из самых мощных катастрофических природных
Сверхновыми называются звёзды, внезапно взрывающиеся и достигающие в
Сверхновыми называются звёзды, внезапно взрывающиеся и достигающие в
Плотное ядро коллапсирует,
Плотное ядро коллапсирует,
По характеру спектра вблизи эпохи максимума различают два типа
По характеру спектра вблизи эпохи максимума различают два типа
Позднее появляются в спектре линии поглощения, сильно расширенные
Позднее появляются в спектре линии поглощения, сильно расширенные
Сверхновые II типа характеризуются спектром, богатым водородными
Сверхновые II типа характеризуются спектром, богатым водородными
Центр туманности Гама, оставшейся после взрыва сверхновой,
Центр туманности Гама, оставшейся после взрыва сверхновой,
Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки
Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки
Остаток Сверхновой 1987 года через двенадцать лет после вспышки
Остаток Сверхновой 1987 года через двенадцать лет после вспышки
После вспышки сверхновой массивной звезды ее оболочка разлетается
После вспышки сверхновой массивной звезды ее оболочка разлетается
Самый знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике –
Самый знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике –
С ней же связано первое отождествление рентгеновского излучения
С ней же связано первое отождествление рентгеновского излучения
На месте взрыва сверхновой звезды в Крабовидной туманности
На месте взрыва сверхновой звезды в Крабовидной туманности
Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер
Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер
В 60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с
В 60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с
Это было совершенно непохоже на обычную хаотическую картину случайных
Это было совершенно непохоже на обычную хаотическую картину случайных
Через полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника
Через полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника
Результатом мощного взрыва сверхновой в 1994 году в галактиках NGC
Результатом мощного взрыва сверхновой в 1994 году в галактиках NGC
В рентгеновском изображении галактики Водоворот видны несколько ярких
В рентгеновском изображении галактики Водоворот видны несколько ярких
Взрыв сверхновой звезды – катастрофическое завершение эволюции звезды
Взрыв сверхновой звезды – катастрофическое завершение эволюции звезды
Остаток вспышки сверхновой в Малом Магеллановом Облаке
Остаток вспышки сверхновой в Малом Магеллановом Облаке
Области вспышки сверхновой становятся источниками рентгеновского
Области вспышки сверхновой становятся источниками рентгеновского

Презентация на тему: «Физические переменные новые сверхновые звезды». Автор: Кленков. Файл: «Физические переменные новые сверхновые звезды.ppt». Размер zip-архива: 1735 КБ.

Физические переменные новые сверхновые звезды

содержание презентации «Физические переменные новые сверхновые звезды.ppt»
СлайдТекст
1 Физические переменные,

Физические переменные,

изические переменные,

Новые и сверхновые звезды.

2 Переменные звёзды

Переменные звёзды

Периодические звёзды

Непериодические звёзды

Физические переменные звёзды

Двойные звёзды

Цефеиды (короткопериодические)

Долгопериодические звёзды

3 Переменные звёзды – это звёзды, блеск которых изменяется, иногда с

Переменные звёзды – это звёзды, блеск которых изменяется, иногда с

еременные звёзды – это звёзды, блеск которых изменяется, иногда с правильной периодичностью. Переменных звёзд на небе довольно много. В настоящее время их известно более 30 000. Многие из них вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы – бинокль зрительную трубу или школьный телескоп.

Амплитуда и период переменной звезды.

4 Физическими переменными называются звёзды, которые изменяют свою

Физическими переменными называются звёзды, которые изменяют свою

изическими переменными называются звёзды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Такие звёзды могут и не иметь постоянную кривую блеска. Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооружённым глазом, её видимая звёздная величина 2m, в период минимума она уменьшается до 10m и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 332 суток.

5 Полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела

Полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела

олоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.

6 В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска

В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска

Орла с периодом 7,17 дней. В 1784 году Джон Гудрайк открыл переменность звезды ? Цефея (период 5,366 дней). Все переменные звёзды, в том числе затменно-переменные, имеют специальные обозначения. Впереди названия соответствующего созвездия ставятся буквы латинского алфавита R, S, T, … или просто букву V (англ. variable «переменный») с цифрами.

Кривая блеска звезды Дельта Цефея.

7 Цефеидами называются пульсирующие звёзды высокой светимости, названные

Цефеидами называются пульсирующие звёзды высокой светимости, названные

так по имени одной из первых открытых переменных звёзд – ? Цефея. Это жёлтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру. На определённой глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает её. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, её температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска.

8 Цефеиды играют особую роль в астрономии

Цефеиды играют особую роль в астрономии

ефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 году Генриетта Ливитт, изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, заметила, что чем меньше видимая звёздная величина цефеиды, тем больше период изменения её блеска.

Малое Магелланово Облако

Большое Магелланово Облако

Генриетта Ливитт

9 Поскольку все звёзды Малого Магелланового Облака удалены от нас

Поскольку все звёзды Малого Магелланового Облака удалены от нас

оскольку все звёзды Малого Магелланового Облака удалены от нас примерно на одинаковое расстояние, то видимая звёздная величина m цефеид отражает её светимость L. А так как сверхгиганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний до галактик. Так, к 1999 году по измерениям 800 цефеид в 18 галактиках была уточнена постоянная Хаббла, которую теперь считают равной 70 км/с на 1 Мпк с точностью 10%.

Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых Облаках от периода переменности.

10 Звезда, у увеличивающая свой блеск в тысячи и миллионы раз за

Звезда, у увеличивающая свой блеск в тысячи и миллионы раз за

несколько часов, а затем тускнеющая, приходящая к своему первоначальному блеску, называется новой. Новая возникает в тесных двойных системах, в которых один из компонентов двойной системы – белый карлик или нейтронная звезда. Когда на поверхности белого карлика (на нейтронной звезде) накапливается критическая масса вещества, происходит термоядерный взрыв, срывающий со звезды оболочку и увеличивающий её светимость в тысячи раз. Этот взрыв может повторяться неоднократно в виде повторной новой. Как показывают наблюдения, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.

Туманность после взрыва Новой в созвездии Лебедя в 1992 году видна как маленькое красное пятнышко немного выше середины фотографии.

11 Звёзды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск

Звёзды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск

вёзды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск. У большинства из них периоды заключаются в пределах 0,2–0,8 суток, амплитуды блеска составляют в среднем около одной звёздной величины. Это звёзды спектральных классов А–F. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звёздных скоплениях. Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.

M = 0,2 (2 – lg T) — абсолютная звёздная величина цефеиды

Lg r = 0,2 (m – M) + 1 — расстояние до цефеиды

12 Новые звезды – это эруптивные (взрывающиеся) переменные звёзды

Новые звезды – это эруптивные (взрывающиеся) переменные звёзды

овые звезды – это эруптивные (взрывающиеся) переменные звёзды.

Остаток новой звезды GK Персея

13 Вспышки сверхновых – один из самых мощных катастрофических природных

Вспышки сверхновых – один из самых мощных катастрофических природных

процессов. Огромное выделение энергии (такое количество энергии Солнце вырабатывает за миллиарды лет) сопровождает взрыв сверхновой. Сверхновая звезда может излучать больше, чем все звёзды галактики вместе взятые.

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

14 Сверхновыми называются звёзды, внезапно взрывающиеся и достигающие в

Сверхновыми называются звёзды, внезапно взрывающиеся и достигающие в

верхновыми называются звёзды, внезапно взрывающиеся и достигающие в максимуме абсолютной звёздной величины от –11m до –21m. Светимость сверхновой звезды возрастает в десятки миллионов раз, что может превышать светимость всей галактики.

15 Плотное ядро коллапсирует,

Плотное ядро коллапсирует,

лотное ядро коллапсирует, увлекая за собой в свободное падение к центру наружные слои звезды. Когда ядро сильно уплотняется, его сжатие прекращается, и на верхние слои обрушивается встречная ударная волна, а также выплескивается энергия огромного числа нейтрино. В результате оболочка разлетается со скоростью 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду либо черную дыру. При вспышке сверхновой выделяется энергия 1046 Дж.

16 По характеру спектра вблизи эпохи максимума различают два типа

По характеру спектра вблизи эпохи максимума различают два типа

о характеру спектра вблизи эпохи максимума различают два типа сверхновых. Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в котором не видно никаких линий.

17 Позднее появляются в спектре линии поглощения, сильно расширенные

Позднее появляются в спектре линии поглощения, сильно расширенные

озднее появляются в спектре линии поглощения, сильно расширенные. При вспышке сверхновой I типа от звезды отрывается оболочка с массой порядка 0,3–1 МСолнца, которая расширяется в межзвёздное пространство.

Сas A – туманность после взрыва сверхновой, является сильнейшим источником радиоизлучения.

18 Сверхновые II типа характеризуются спектром, богатым водородными

Сверхновые II типа характеризуются спектром, богатым водородными

верхновые II типа характеризуются спектром, богатым водородными линиями. Их светимость меняется в широких пределах, а после максимума падает более резко, чем у сверхновых I типа. Замечено, что в эллиптических галактиках, состоящих из небольших красных звёзд, вспыхивают сверхновые I типа. В спиральных галактиках, где в рукавах много молодых массивных сверхгигантов спектральных классов О и В, вспыхивают сверхновые II типа.

Сверхновые II типа.

19 Центр туманности Гама, оставшейся после взрыва сверхновой,

Центр туманности Гама, оставшейся после взрыва сверхновой,

ентр туманности Гама, оставшейся после взрыва сверхновой, находится в созвездии Парусов.

20 Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки

Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки

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

21 Остаток Сверхновой 1987 года через двенадцать лет после вспышки

Остаток Сверхновой 1987 года через двенадцать лет после вспышки

статок Сверхновой 1987 года через двенадцать лет после вспышки.

22 После вспышки сверхновой массивной звезды ее оболочка разлетается

После вспышки сверхновой массивной звезды ее оболочка разлетается

осле вспышки сверхновой массивной звезды ее оболочка разлетается.

23 Самый знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике –

Самый знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике –

амый знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике – Крабовидная туманность. Это остаток вспышки сверхновой в 1054 году. С её исследованием связаны крупнейшие вехи в истории астрономии. Крабовидная туманность была первым источником космического радиоизлучения, в 1949 году отождествленным с галактическим объектом.

24 С ней же связано первое отождествление рентгеновского излучения

С ней же связано первое отождествление рентгеновского излучения

ней же связано первое отождествление рентгеновского излучения космического происхождения в 1963 году. В 1953 году в Крабовидной туманности открыли синхротронное излучение. В 1968 году здесь же был открыт пульсар NP 0531 – знаменитый пульсар в Крабовидной туманности.

25 На месте взрыва сверхновой звезды в Крабовидной туманности

На месте взрыва сверхновой звезды в Крабовидной туманности

образовалась нейтронная звезда.

Нейтронная звезда легко поместилась бы внутри Московской кольцевой автодороги или Нью-Йорка.

26 Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер

Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер

железа при температуре 105–106 К. Весь остальной объём, за исключением небольшой области в центре, занимает «нейтронная жидкость». В центре предполагается наличие небольшого гиперонного ядра. Нейтроны подчиняются принципу Паули. При таких плотностях «нейтронная жидкость» становится вырожденной и останавливает дальнейшее сжатие нейтронной звезды.

Спичечный коробок с веществом нейтронной звезды весил бы на Земле около десяти миллиардов тонн.

27 В 60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с

В 60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с

60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с радиотелескопом, который был предназначен для изучения мерцаний космических радиоисточников, Джослин Белл, Энтони Хьюиш и другие сотрудники Кембриджского университета Великобритании обнаружили серии периодических импульсов. Продолжительность импульсов была 0,3 секунды на частоте 81,5 МГц, которые повторялись через удивительно постоянное время, через 1,3373011 секунды.

Миллисекундный пульсар PSR J1959+2048 в видимом диапазоне. Импульсы прерываются на 50 минут каждые 9 часов, что указывает на то, что пульсар затмевается своей звездой-компаньоном.

28 Это было совершенно непохоже на обычную хаотическую картину случайных

Это было совершенно непохоже на обычную хаотическую картину случайных

то было совершенно непохоже на обычную хаотическую картину случайных нерегулярных мерцаний. Появилось даже предположение о внеземной цивилизации, посылающей на Землю свои сигналы. Поэтому для этих сигналов ввели обозначение LGM (сокращение от английского little green men «маленькие зеленые человечки»). Предпринимались серьезные попытки распознать какой-либо код в принимаемых импульсах. Это оказалось невозможным, хотя, как рассказывают, к делу были привлечены самые квалифицированные специалисты по шифровальной технике.

Пульсары в Магеллановых Облаках.

29 Через полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника

Через полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника

ерез полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника. Стало очевидным, что источники излучения являются естественными небесными телами. Они получили название пульсары. За открытие и интерпретацию радиоизлучения пульсаров Энтони Хьюишу была присуждена Нобелевская премия по физике.

30 Результатом мощного взрыва сверхновой в 1994 году в галактиках NGC

Результатом мощного взрыва сверхновой в 1994 году в галактиках NGC

езультатом мощного взрыва сверхновой в 1994 году в галактиках NGC 5194 (в центре) и NGC 5195 (вверху) является наличие рентгеновского источника. Эта пара галактик известна под именем М51 или Водоворот.

Галактика Водоворот.

31 В рентгеновском изображении галактики Водоворот видны несколько ярких

В рентгеновском изображении галактики Водоворот видны несколько ярких

рентгеновских источников, среди которых увеличено изображение вспышки сверхновой звезды SN 1994I.

Рентгеновское излучение на месте вспышки SN 1994I

32 Взрыв сверхновой звезды – катастрофическое завершение эволюции звезды

Взрыв сверхновой звезды – катастрофическое завершение эволюции звезды

большой массы.

Сверхновая звезда 1994 года, вспыхнувшая на краю спиральной галактики.

33 Остаток вспышки сверхновой в Малом Магеллановом Облаке

Остаток вспышки сверхновой в Малом Магеллановом Облаке

статок вспышки сверхновой в Малом Магеллановом Облаке.

34 Области вспышки сверхновой становятся источниками рентгеновского

Области вспышки сверхновой становятся источниками рентгеновского

излучения.

Рентгеновское излучение остатка вспышки сверхновой. Снимок космической рентгеновской обсерватории Чандра.

«Физические переменные новые сверхновые звезды»
http://900igr.net/prezentacija/astronomija/fizicheskie-peremennye-novye-sverkhnovye-zvezdy-262496.html
cсылка на страницу
Урок

Астрономия

26 тем
Слайды
900igr.net > Презентации по астрономии > Виды звёзд > Физические переменные новые сверхновые звезды