Presentasjon av kjendis-tema. Britiske kjendiser leksjonspresentasjon om emnet

Sammendrag om astronomi om temaet
"Hva er stjernene" Fullført:
Elev 11 B klasse
Ekaterina Ikonnikova
Lærer:
Sharova Svetlana Vladimirovna

1. Innledning I århundrer har synlig lys vært den eneste informasjonskilden for astronomer om stjernene og universet. De observerte med det blotte øye eller ved hjelp av teleskoper, og de brukte bare et veldig lite intervall av bølger fra alle de forskjellige elektromagnetiske strålingene som sendes ut av himmellegemer. Astronomi har endret seg siden midten av dette århundret, da fremdriften i fysikk og teknologi ga den nye instrumenter og verktøy som gjør det mulig å gjennomføre observasjoner i det bredeste bølgelengdeområdet - fra meter radiobølger til gammastråler, der bølgelengder er milliardedeler av en millimeter. Dette utløste en økende strøm av astronomiske data. Faktisk er alle de viktigste oppdagelsene de siste årene resultatet av den moderne utviklingen av de nyeste astronomifeltene, som nå har blitt all-wave. Helt siden begynnelsen av 1930-tallet, så snart de teoretiske begrepene nøytronstjerner dukket opp, var det forventet at de skulle manifestere seg som kosmiske kilder til røntgenstråling. Disse forventningene ble oppfylt etter 40 år. da busters ble oppdaget og det var mulig å bevise at deres stråling er født på overflaten av varme nøytronstjerner. Men de første nøytronstjernene som ble oppdaget, var ikke bursters, men pulsarer, som manifesterte seg - ganske uventet - som kilder til korte pulser av radioutslipp, som fulgte hverandre med en utrolig streng periodisitet.

2. Oppdagelse Sommeren 1967 ble et nytt radioteleskop satt i drift ved University of Cambridge (England), spesielt bygget av E. Hewish og hans medarbeidere for ett observasjonsproblem - studiet av scintillasjoner av romradiokilder . Det nye radioteleskopet gjorde det mulig å observere store områder på himmelen.
Den første distinkte serien av periodiske pulser ble lagt merke til 28. november 1967, av en kandidatstudent ved Cambridge-gruppen. Pulsen fulgte etter hverandre med en tydelig opprettholdt periode på 1,34 s. Det antok en antagelse om en utenomjordisk sivilisasjon - det viste seg å være umulig. Det ble tydelig at strålingskildene er naturlige himmellegemer.
Den første publikasjonen av Cambridge-gruppen dukket opp i februar 1968, og allerede i den nevnes nøytronstjerner som sannsynlige kandidater for rollen som kilder til pulserende stråling.
Det er stjerner, kalt Cepheids, med strenge periodiske lysvariasjoner. Men før pulsarer hadde det aldri vært stjerner med en så kort periode som den for den første "Cambridge" -pulsaren.

3. Typer av stjerner Stjerner er nyfødte, unge, middelaldrende og gamle. Nye stjerner dannes stadig, og gamle dør hele tiden.
De yngste er variable stjerner, deres lysstyrke endres siden de ennå ikke har gått inn i en stasjonær eksistensmodus. Når atomfusjon begynner, blir protostjernen til en normal stjerne.

a) Normale stjerner

Alle stjerner er i utgangspunktet lik solen vår: de er enorme kuler med veldig varm, glødende gass. Forskjellen er farge. det er
stjernene er rødlige eller blålige i stedet for gule.
I tillegg er stjerner forskjellige i både lysstyrke og lysstyrke. Hvorfor skiller stjerner seg så mye i lysstyrke? Det viser seg at alt avhenger av stjernens masse.
Mengden materie i en bestemt stjerne bestemmer fargen og lysstyrken, samt hvordan lysstyrken endres over tid.

b) Kjemper og dverger

De mest massive stjernene er både de hotteste og lyseste. De ser hvite eller blålige ut. I kontrast er stjerner med liten masse alltid svake, og fargen er rødlig.

Imidlertid er det blant de veldig lyse stjernene på himmelen vår røde og oransje.
Stjerner er kjemper og dverger i forskjellige stadier av livet sitt, og kjempen kan til slutt bli en dverg og nå "alderdom". C) Livssyklusen til en stjerne

En vanlig stjerne, slik som solen, frigjør energi ved å omdanne hydrogen til helium i en kjernefysisk ovn helt innerst.
Etter at stjernen har brukt opp hydrogenet, skjer store endringer i stjernen. Hydrogenet begynner å brenne ut. Som et resultat øker størrelsen på selve stjernen dramatisk.
Stjerner av mer beskjedne størrelser, inkludert solen, tvert imot krymper på slutten av livet og blir til hvite dverger. Da blekner de bare av.

d) Stjerneklynger

Tilsynelatende er nesten alle stjerner født i grupper, snarere enn individuelt. Stjerneklynger er interessante, ikke bare for vitenskapelige studier
usedvanlig vakker som motiv for fotografering. Det er to typer stjerneklynger: åpne og kuleformede. I en åpen klynge er hver stjerne synlig: kulehoper er som en kule.

e) Åpne stjerneklynger Den mest berømte åpne stjerneklyngen er Pleiadene, eller Seven Sisters, i konstellasjonen Tyren. Det totale antallet stjerner i denne klyngen ligger et sted mellom 300 og 500, og de ligger alle i et område 30 lysår på tvers og 400 lysår unna. Pleiadene er en typisk åpen stjerneklynge.
Blant de åpne stjerneklyngene er det mange flere unge enn gamle. i eldre klynger beveger stjernene seg gradvis fra hverandre.
Noen stjernegrupper holdes så svakt sammen at de kalles ikke klynger, men stjerneforeninger.
Skyene der det dannes stjerner er konsentrert i disken til Galaxy.

f) Kuleformede stjerneklynger
I motsetning til åpne klynger er kuleklynger kuler. tett fylt med stjerner.
I de tettpakkete sentrene til disse klyngene er stjernene så nær hverandre at gjensidig tyngdekraft binder dem sammen og danner kompakte binærfiler.
Kuleklynger avviker ikke, fordi stjernene i dem
sitte veldig tett. Kuleformede stjerneklynger observeres ikke bare rundt galaksen vår, men også rundt andre galakser av noe slag.

g) Pulsating Variable Stars Noen av de mer regelmessige variable stjernene pulserer, trekker seg sammen og utvides igjen. Den mest kjente typen slike stjerner er Cepheid. Dette er superkjempestjerner. I prosessen med pulsering av Cepheid, både dets område og dets temperaturendring, noe som forårsaker en generell endring i lysstyrken.

h) Blussstjerner

Magnetiske fenomener på solen er ansvarlige for solflekker og solbluss. For noen stjerner når disse blussene enorme proporsjoner. Disse lysutslippene kan ikke forutsies på forhånd og varer bare noen få minutter.

i) Binære stjerner

Omtrent halvparten av alle stjernene i vår galakse tilhører binære systemer, så dobbeltstjerner er et veldig vanlig fenomen.
Binære stjerner holdes sammen av gjensidig tyngdekraft. Begge stjernene i det binære systemet roterer i elliptiske baner rundt et punkt. Binære stjerner som kan sees hver for seg, kalles synlige binærfiler.

j) Oppdagelse av binære stjerner Binære stjerner identifiseres oftest enten ved den uvanlige bevegelsen til den lysere av de to, eller ved deres kombinerte spekter. Hvis en stjerne lager jevnlige svingninger på himmelen, betyr det at den har en usynlig partner. Så sier de at det er en astrometrisk binær stjerne. Hvis en av stjernene er mye lysere enn den andre, vil dens lys dominere. Studerer dobbeltstjerner
dette er den eneste direkte måten å beregne stjernemasser på.

l) Lukk binære stjerner

I et system med tett plasserte binære stjerner har de innbyrdes gravitasjonskreftene en tendens til å strekke hver av dem, gi den formen til en pære. Hvis tyngdekraften er sterk nok, kommer et kritisk øyeblikk når materien begynner å strømme bort fra en stjerne og falle på en annen. Materialet fra begge stjernene blandes og flettes sammen til en ball rundt to stjernekjerner.
En stjerne utvides slik at den fyller hulrommet
, dette betyr oppblåsingen av de ytre lagene til stjernen til det øyeblikket når materialet begynner å bli fanget av en annen stjerne, underlagt tyngdekraften. Denne andre stjernen er en hvit dverg.

m) Nøytronstjerner
Tettheten til nøytronstjerner overstiger til og med tettheten til hvite dverger. I tillegg til uhørt tetthet, har nøytronstjerner to andre spesielle egenskaper - rask rotasjon og et sterkt magnetfelt.

m) Pulsarer
De første pulsarene ble oppdaget i 1968. Noen pulser avgir mer enn bare radiobølger. men også lys, røntgen og gammastråler. o) Røntgen binære stjerner

Minst 100 kraftige røntgenkilder er funnet i Galaxy. Ifølge astronomer kan røntgenstråling være forårsaket av materie som faller på overflaten til en liten nøytronstjerne.

n) Supernovaer

Den katastrofale eksplosjonen som avslutter livet til en massiv stjerne er virkelig imponerende. Restene av den eksploderende stjernen sprer seg bort i hastigheter opptil 20.000 km per sekund.
Slike grandiose stjerneksplosjoner kalles supernovaer. Supernovaer er ganske sjeldne.

p) Supernova - død av en stjerne

Massive stjerner havner i supernovaeksplosjoner. Men dette er ikke den eneste måten å utløse slike eksplosjoner. Bare omtrent en fjerdedel av alle supernovaer vises på denne måten.

Lysbilde nummer 10

Hvordan andre supernovaer fungerer, er det ennå ikke helt klart at de begynner som hvite dverger i binære systemer. Dette etterfølges av en supernovaeksplosjon, og hele stjernen kollapser tilsynelatende for alltid. Supernovaen beholder sin maksimale lysstyrke i bare omtrent en måned, og forsvinner deretter kontinuerlig. Supernova-rester er noen av de sterkeste kildene til radiobølger på himmelen vår C) Krabbe-tåken

En av de mest berømte supernovaresterne, Crab Nebula, er en supernovarester som ble observert og beskrevet av kinesiske astronomer i 1054. Den har en oval form med takkede kanter. Filamentene til den glødende gassen ligner et nett som kastes over et hull. Da astronomer innså at pulsarer er et supernova-nøytron, ble det klart for dem at de burde lete etter pulsarer i slike rester som Krabbe-tåken.

Lysbilde nummer 11

4. Stjernens kvalitative egenskaper) Lysstyrke

Stjerner skiller seg sterkt ut i lysstyrke. Det er hvite stjerner og blå superkjemper. Men de fleste av stjernene er "dverger", hvis lysstyrke er mye mindre enn solen.

b) Temperatur

Temperatur bestemmer fargen på en stjerne og dens spektrum. Veldig varme stjerner er hvite eller blålige i fargen.

c) Spekteret av stjerner

Eksepsjonell rik informasjon er gitt av studiet av stjernespektrene.
Et karakteristisk trekk ved stjernespektre er også tilstedeværelsen av et stort antall absorpsjonslinjer som tilhører forskjellige elementer. En fin analyse av disse linjene gjorde det mulig å innhente spesielt verdifull informasjon om naturen til de ytre lagene av stjerner.

d) Den kjemiske sammensetningen av stjerner

Den kjemiske sammensetningen av de ytre lagene av stjerner er preget av fullstendig overvekt av hydrogen. På andreplass er helium, og overflod av andre elementer er ganske liten.

Lysbilde nummer 12

e) Radius av stjerner Energien som sendes ut av et element av overflaten til en stjerne med et enhetsareal i tidsenheter, bestemmes av Stefan-Bolyshan-loven. Stjernens overflate er 4 R2. Derfor er lysstyrken: Hvis temperaturen og lysstyrken til stjernen er kjent, kan vi beregne dens radius.

f) Masse av stjerner

I hovedsak hadde ikke astronomi og har den foreløpig ingen metode for direkte og uavhengig massebestemmelse. Og dette er en ganske alvorlig ulempe med vitenskapen om universet.

5. Fødsel av stjerner

Moderne astronomi har et stort antall argumenter for uttalelsen om at stjerner dannes av kondens av skyer av det gassstøvede interstellare mediet. Prosessen med stjernedannelse fra dette miljøet fortsetter den dag i dag.
Ifølge radioastronomiske observasjoner er interstellar gass konsentrert hovedsakelig i spiralarmene til galakser. Sentralt i problemet med stjernenes utvikling er spørsmålet om deres energikilder.

Lysbilde 13

Fremskritt innen kjernefysikk har gjort det mulig å løse problemet med fantastiske energikilder. En slik kilde er termonukleære fusjonsreaksjoner som forekommer i det indre av stjerner ved en veldig høy temperatur som hersker der. Evolusjon av stjerner

For å gå gjennom det tidligste stadiet av evolusjonen, trenger protostjerner relativt lite tid.
I 5966 ble det ganske uventet mulig å observere protostjerner i de tidlige stadiene av deres utvikling. Lyse, ekstremt kompakte kilder ble funnet. Det er blitt antatt at det "apt" navnet er "mysterium".
Kildene til "mysteriet" er gigantiske, naturlige kosmiske masere. Det er i masere (og på
optiske og infrarøde frekvenser - i lasere), en enorm lysstyrke i linjen
dessuten er dens spektrale bredde liten. Forsterkning av stråling er mulig når miljøet forplantes
stråling, "aktivert" på en eller annen måte. Dette betyr at noen
"Tredjeparts" energikilde (såkalt "pumping") lager konsentrasjonen av atomer
eller molekyler ved baseline unormalt høye. Uten konstant
å bruke "pumping" eller laser er ikke mulig. Mest sannsynlig er "pumping" en ganske kraftig infrarød stråling.

Lysbilde nummer 14

En gang på hovedsekvensen og slutter å brenne, avgir stjernen i lang tid praktisk talt uten å endre sin posisjon på spekteret - lysstyrke diagram. Strålingen støttes av termonukleære reaksjoner.
Oppholdstiden til en stjerne i hovedsekvensen bestemmes av dens opprinnelige masse.
"Burnout" av hydrogen forekommer bare i stjernens sentrale regioner.
Hva vil skje med stjernen når alt hydrogenet i kjernen "brenner ut"? Stjernens kjerne vil begynne å krympe, og temperaturen vil stige. En veldig tett varm region av helium dannes. Stjernen "svulmer" som en gang og begynner å "stige ned" fra hovedsekvensen og passerer inn i regionen med røde giganter. Videre viser det seg at gigantiske stjerner med et lavere innhold av tunge elementer vil ha høyere lysstyrke i samme størrelse.

Hva er en stjerne? De steg opp over dinosaurene, over den store isbreen, over de egyptiske pyramidene under konstruksjon. De samme stjernene pekte veien til de fønikiske navigatørene og Columbus 'karaveller, tenkte på Hundreårskrigen og eksplosjonen av en atombombe i Hiroshima fra høyde. Noen mennesker så i dem øynene til gudene og gudene selv, andre så sølvspiker som ble drevet inn i himmelens krystallkuppel, og atter andre - hull som himmelsk lys strømmer gjennom.

"Dette rommet, det samme for alle, ble ikke skapt av noen av gudene, ingen av mennesker, men det har alltid vært, er og vil være en evig levende ild, som regelmessig tennes, regelmessig slukkes." (Heraclitus of Efesus) Heraclitus of Efesus (f. Omkring f.Kr. Død ukjent)

Vi er heldige - vi lever i et relativt rolig område av universet. Kanskje er det takket være dette at livet på jorden oppsto og eksisterer i en så enorm (etter menneskelig målestokk) periode. Men sett fra studiet av stjerner er dette faktum irriterende. For mange Parsecs rundt er det bare svake og uuttrykkelige lysarmaturer, som solen vår. Og alle de sjeldne stjernetypene er veldig langt borte. Tilsynelatende er dette grunnen til at mangfoldet i stjernenes verden forble skjult for det menneskelige øye så lenge.

Hovedkarakteristikkene til en stjerne er dens strålekraft, masse, radius, temperatur og kjemiske sammensetning av atmosfæren. Å vite disse parametrene, kan du beregne stjernens alder. Disse parametrene varierer over et veldig bredt spekter. Videre er de innbyrdes forbundne. Stjernene med høyest lysstyrke har den høyeste massen, og omvendt.

Tar målinger fra stjernene. Strålende Det første en person legger merke til når han observerer nattehimmelen, er stjernenes forskjellige lysstyrke. Den tilsynelatende lysstyrken til stjerner er estimert i stjernestørrelser. Synlig glans er en enkel å måle, viktig, men langt fra uttømmende karakteristikk. For å etablere en stjernes lysstyrke - lysstyrke, må du vite avstanden til den.

Avstand til stjerner Avstand til et fjernt objekt kan bestemmes uten å fysisk nå det. Det er nødvendig å måle retningene til dette objektet fra begge ender av det kjente segmentet (basis), og deretter beregne dimensjonene til trekanten dannet av endene av segmentet og det fjerne objektet. Dette kan gjøres fordi en trekant har en side (basis) og to tilstøtende vinkler. For målinger på jorden kalles denne metoden triangulering.

Jo større grunnlag, jo mer nøyaktig måleresultatet. Avstandene til stjernene er store at grunnlinjelengden må overstige jordens dimensjoner, ellers vil målefeilen være større enn den målte verdien. Hvis du gjør to observasjoner av samme stjerne med et intervall på flere måneder, viser det seg at han undersøker det fra forskjellige punkter i jordens bane - og dette er allerede et anstendig grunnlag.

Retningen til stjernen vil endre seg: den vil skifte litt mot bakgrunnen til fjernere stjerner og galakser. Denne forskyvningen kalles parallaks, og vinkelen som stjernen har beveget seg på himmelsfæren kalles parallaks. Fra geometriske betraktninger er det tydelig at den er nøyaktig lik vinkelen som disse to punktene på jordens bane ville være synlige fra siden av stjernen, og avhenger både av avstanden mellom punktene og av deres orientering i rommet.

Lysstyrke Da avstandene til lyse stjerner ble målt, ble det tydelig at mange av dem var betydelig lysende enn solen. Hvis solens lysstyrke tas som en, vil for eksempel strålekraften til 4 lyseste stjerner på himmelen, uttrykt i solens lysstyrke, være: Sirius 22L Canopus 4700L Arcturus 107L Vega 50L

Farge og temperatur En av de lett målte stjernekarakteristikkene er farger. Akkurat som et glødende metall endrer fargen avhengig av graden av oppvarming, så indikerer fargen på en stjerne alltid temperaturen. I astronomi brukes en absolutt temperaturskala, hvis trinn er en kelvin - det samme som i den vanlige Celsius-skalaen, og begynnelsen av skalaen forskyves med -273.

Harvard Spectral Classification Spectral Class Effective Temperature, K Color O Blue B White-blue B White F Yellow-white G Yellow K Orange M Red

De hotteste stjernene er alltid blå og hvite, de mindre varme er gule, de kalde er rødlige. Men selv de kaldeste stjernene har en temperatur på 2-3 tusen Kelvin - varmere enn noe smeltet metall. O - hypergiants (stjerner med høyest lysstyrke); Ia lyse superkjemper; Ib - svakere superkjemper; II lyse giganter; III normale giganter; IV subgiants; V-dverger (hovedsekvensstjerner).

Stjernestørrelser Hvordan vet jeg størrelsen på en stjerne? Månen kommer astronomer til hjelp. Den beveger seg sakte mot bakgrunnen til stjerner, og blokkerer i sin tur lyset som kommer fra dem. Selv om stjernens vinkelstørrelse er ekstremt liten, tilslører ikke månen den umiddelbart, men på noen få hundredeler eller tusendeler av et sekund. I henhold til varigheten av prosessen med å redusere lysstyrken til en stjerne når den dekkes av månen, bestemmes stjernens vinkelstørrelse. Og å vite avstanden til stjernen, er det lett å få de virkelige dimensjonene fra vinkelstørrelsen.

Målinger har vist at de minste stjernene som er observert i optiske stråler - de såkalte hvite dvergene - har flere tusen kilometer i diameter. Dimensjonene til de største - røde superkjempene - er slik at hvis det var mulig å plassere en slik stjerne i stedet for Solen, ville de fleste planetene i solsystemet være inne i den.

Mass of a Star Mass er den viktigste egenskapen til en stjerne. Jo mer materie som samles i en stjerne, jo høyere er trykket og temperaturen i sentrum, og dette bestemmer praktisk talt alle de andre egenskapene til stjernen, så vel som egenskapene til livets vei. Direkte estimater av masse kan bare gjøres på grunnlag av loven om universell gravitasjon

Ved å analysere de viktigste egenskapene til stjerner, sammenligne dem med hverandre, var forskere i stand til å fastslå hva som er utilgjengelig for direkte observasjoner: hvordan stjerner arrangeres, hvordan de dannes og endres i løpet av livet, hva de blir til, med bortkastede energireserver .

Balanse i stjernen. Tyngdekraften til de øvre lagene balanseres av gasstrykket, som øker fra periferien til sentrum. Grafen viser avhengigheten av trykk (p) av avstanden til sentrum (R). Stjernene vil ikke forbli for alltid de samme som vi ser dem nå. Nye stjerner blir stadig født i universet, og gamle dør.

Stjernen avgir energi generert i sitt indre. Temperaturen i stjernen er fordelt slik at energien som mottas fra det underliggende laget i hvilket som helst lag i hvert øyeblikk, er lik energien gitt til laget over. Hvor mye energi som genereres i midten av en stjerne, må den samme mengden sendes ut av overflaten, ellers blir balansen forstyrret. Dermed tilsettes strålingstrykket til gasstrykket.

Hertzsprung - Russell-diagram På slutten av XIX - begynnelsen av XX-tallet. Astronomi har tatt med fotografiske metoder for å kvantifisere den tilsynelatende lysstyrken til stjerner og deres fargeegenskaper. I 1913 sammenlignet den amerikanske astronomen Henry Russell lysstyrken til forskjellige stjerner med spektraltypene. På diagrammet for spektrum-lysstyrke plottet han alle stjerner med avstander som var kjent på den tiden.

KONSTELLASJONER

Kolesova Zh.V., fysikklærer, videregående skole i landsbyen Burasy

KONSTELLASJONER

Stjernehimmel

Universet er selvfølgelig uendelig, og stjernene er dets befolkning. ... Og stjernene på himmelen skinner sterkt, for alltid, og vi observerer dem uendelig ... Forsker Mikhail Lomonosov Tross alt tenkte han også på disse stjernene, så på, drømte om å oppdage og oppdaget nye ting innen vitenskapen! I dag beundrer vi universet og studerer stjerneklar himmel. Vi retter blikket mot stjernene, vi ser i det fjerne, vi studerer stjernene.

Stjernehimmel

I eldgamle tider delte våre forfedre stjernehimmelen i tydelig skillebare kombinasjoner av stjerner, som ble kalt konstellasjoner. Navnene på konstellasjonene var assosiert med myter, navn på guder, navn på enheter og mekanismer.

Konstellasjoner

Moderne astronomer deler hele himmelen i 88 konstellasjoner, hvor grensene er trukket i form av brutte linjer langs buene av himmelparalleller. navnene på konstellasjonene og deres grenser ble etablert bare på 30-tallet av det tjuende århundre.

Big Dipper

Den allmektige Gud Zeus ble forelsket i den vakre nymfen Calisto. For å kvitte Calisto med sin sjalu kone Hera, forvandlet Zeus sin elskede til Big Bear og løftet henne opp til himmelen. Sammen med henne ble Zeus til en bjørn og hennes elskede hund - dette er Ursa Minor

Ursa Minor

Denne konstellasjonen er også kjent fordi den siste stjernen i "halen" til Ursa Minor er den berømte North Star, stjernen til sjømenn og reisende. Nordstjernen er nesten alltid på samme sted, mens resten av stjernene kretser rundt den på himmelen

Constellation orion

I gresk mytologi var Orion sønn av broren til Zeus the Thunderer - Poseidon. Da Orion vokste opp, ble han en stor jeger. Men gudinnen Hera var sint på Orion for hans ord om at han kunne beseire ethvert dyr, og sendte Skorpionen på ham, fra hvis giftige bitt Orion døde. Hera førte Skorpionen til himmelen. Gudinnen Artemis ba Asclepius om å gjenopplive Orion, men Zeus selv forhindret dette. Så ba Artemis Zeus om å overføre Orion til himmelen.

Skorpion konstellasjon

Hera førte Skorpionen til himmelen. Zeus medliden med den store jegeren og plasserte stjernebildene Orion og Skorpionen på himmelen slik at jegeren alltid kan komme vekk fra forfølgeren sin

Constellations of the Dogs (Large and Small)

Ordet ferie er assosiert med konstellasjonen Canis Major. Fakta er at prestene i det gamle Egypt nøye noterte øyeblikket da flommen i Nilen begynte, og deretter sommervarmen. Sirius, som steg opp ved daggry i juli (for den nordlige halvkule), varslet de varmeste sommerdagene. På latin høres ordet "hund" ut som "canis". Derfor ble perioden med sommervarme og hvile fra jordbruksarbeid blant romerne kalt "ferie" - "hundedager".
I følge en gammel gresk myte er konstellasjonen oppkalt etter den minste av de to hundene i Orion, på den andre - til ære for hunden Odysseus, som trofast ventet på ham.

Lysbilde nummer 10

Constellation Corona North

Skjønnheten Ariadne, bortført av Theseus og nådeløst forlatt av ham på kysten, hulket høyt og ropte til himmelen for å få hjelp. Til slutt kom Bacchus til henne og, forelsket i skjønnheten, tok henne som sin kone. Northern Crown er en bryllupsgave plassert på himmelen.

Lysbilde nummer 11

Stjernebildene Cepheus og Cassiopeia

I uminnelige tider hadde den mytiske etiopiske kongen Kefeus en vakker kone, dronning Cassiopeia. En gang hadde hun uforsiktighet å skryte av skjønnheten til datteren Andromeda i nærvær av nereidene, de mytiske innbyggerne i havet. De misunnelige nereidene klaget til havguden, Poseidon, og han sendte et forferdelig monster som fortærte folk til bredden av Etiopia

Lysbilde nummer 12

Stjernebilder Perseus og Andromeda

På råd fra oraklet ble Cepheus tvunget til å gi opp sin elskede datter for å bli spist. Han lenket henne til en kyststein, og Andromeda begynte å vente på hennes død. Men helten Perseus, som fløy inn på den bevingede hesten Pegasus, reddet henne.

Lysbilde 13

Constellation enhjørning

I gamle tider kjempet enhjørninger med løver om makt. Disse kampene ville ha fortsatt til i dag hvis folk ikke hadde grepet inn i saken. Noen sa at enhjørningshornet kurerer alle sykdommer, og de begynte å arrangere rundturer på dette stolte dyret. Unicorn forsvarte seg dyktig og kunne motstå mange jegere og hundepakker på en gang. Folk lærte at det voldsomme dyret mister sin kampentusiasme i nærvær av en jente. Han går bort til henne og legger hodet på fanget hennes som et tamt dyr. Jegerne begynte å sette en jente i en skogglans, som en vakker hvit enhjørning alltid kom ut til. Det var da de alle hoppet ut skrikende fra buskene og begynte å slå med spydene ...
Dette fortsatte til den siste enhjørningen forsvant fra jordens overflate. Kanskje han gikk til himmelen for å se på folk derfra med anger.

Stjernebildet Unicorn er oppkalt etter Unicorn - et symbol på renhet og hengivenhet

Lysbilde nummer 14

Constellation giraffe

Konstellasjonen Giraffe dukket opp på kart relativt nylig: i 1624 markerte den tyske astronomen Jacob Bartsch grensene for denne konstellasjonen.
I de dager var dyresiraffen med en uvanlig lang nakke et så eksotisk dyr, nesten mytisk, at Barch satte den på himmelens kart over den tiden.

Stjerner

Stjerner er mystiske lysarmaturer. Stjerneklar verden rundt oss er overraskende mangfoldig. Livet til stjernene er det samme. Masse av en stjerne. Når hydrogenet stort sett brenner ut, trekker stjernen seg enda mer sammen. Nøytronstjerner. Stjerner som ligner på solen vår er hovedpopulasjonen. Nøytronstjernen er komprimert. Antall galakser i universet er estimert til 200 millioner. Star Altair. 3C58 - Rest av en ny stjerne. Rester etter utbruddet av en ny stjerne. Super gigantisk stjerne. Ung pulsar. En stjerne i Eta Carinae-tåken. NGC 1850. Stjerneklynge. M19-klyngen (NGC 6273). M50 er en svak stjerneklynge. - Stars.pptx

Stjernehimmel

Univers. Mennesket har alltid blitt tiltrukket av himmelen, i lang tid drømte han om å gå opp i verdensrommet. Stjerner på himmelen. Sent på kvelden ser du mange stjerner på himmelen. Konstellasjoner. Stjernene på himmelen er gruppert. Gruppene av stjerner kalles konstellasjoner. Hva er konstellasjonene du kjenner. Oppgave for unge astronomer. Ancient Greek legend. En legende har kommet ned til oss fra de gamle grekerne. Planeter. Planeten jorden. Jorden er menneskets habitat. Jorden er den tredje planeten fra solen i solsystemet. Jordens alder er omtrent 4,5 milliarder år. Jordens skjell. Måne. I 1609 så Galileo først på månen gjennom et teleskop. Solen. - Stjerner 1.ppt

Stjerner på himmelen

Historien om navnene på stjerner og konstellasjoner. Utviklingen av stjernene. Myter i astronomi. Generelle kjennetegn ved stjernene. Livssyklusen til en stjerne. Temperatur bestemmer fargen på en stjerne og dens spektrum. Kjemisk oppbygning. Stjernens radius. Stjernens overflate er 4 R 2. Historien til konstellasjonene er veldig interessant. Det er mange konstellasjoner - 88. Vinterhimmelen er den rikeste av lyse stjerner. Hva fortalte de gamle grekerne om bjørn? Det er mange sagn om Ursa Major og Ursa Minor. Big Dipper. "Burnout" av hydrogen. - Stjerner 2.ppt

Avstander til stjernene

Avstander til stjernene. Begrepet parallaks er assosiert med navnet på en av de grunnleggende enhetene i astronomi - parsec. 1 parsek \u003d 3,26 lysår \u003d 206 265 astronomiske enheter \u003d 3,083 1015 m. For små forskyvninger i stjernenes posisjon må måles - mindre enn en hundredels sekund av buen! Avstanden til stjernene kan estimeres ved hjelp av spektral parallaksemetoden. Spektrallinjer kan brukes til å estimere lysstyrken til en stjerne, og deretter finne avstanden til den. Superkjempen i stjernebildet Skorpionen er Antares. Hipparchus-satellitten bestemte avstander til stjerner med høy nøyaktighet. Hipparchus. De lyseste stjernene i antikken ble kalt stjerner av første størrelse. - Stjerner 3.ppt

Stjerner og konstellasjoner

Stjernehimmel. På en skyfri og måneløs natt kan man skille rundt 3000 stjerner langt fra bosetninger. Hele himmelsfæren inneholder omtrent 6000 stjerner som er synlige for det blotte øye. Stjerneklar himmel i regionen av stjernebildet Auriga. Den mest kjente gruppen av stjerner på den nordlige halvkule er Big Dipper's Bucket. Gamle astronomer delte stjernehimmelen inn i konstellasjoner. Hipparchus. Ptolemaios. For tusenvis av år siden ble lyse stjerner tradisjonelt kombinert i former, som ble kalt konstellasjoner. Constellations Ophiuchus and Serpent fra atlaset til Flamsteed. Bilder av konstellasjoner fra det gamle atlaset til Hevelius. Kalv. Hval. Cassiopeia. - Stjerner 4.ppt

Verden av stjerner

Verden av stjerner. K.E. Tsiolkovsky. Stjerner. Solen. Fødsel av en stjerne. Stjerner er superkjemper. Stjerner er dverger. Stjernens temperatur. Stjernens lysstyrke. Lysår. Konstellasjoner. Kart over stjernehimmelen på den nordlige halvkule. Kart over stjernehimmelen på den sørlige halvkule. Stjerneklynge. Orientering av stjernene. Zodiac Belt. Væren. Kalv. Tvillinger. Kreps. En løve. Jomfruen. Vekten. Skorpionen. Skytten. Steinbukken. Vannmannen. Fisk. Stjernebildene til Ursa Minor. Constellation Hercules. Constellation Cepheus. Constellation Bootes. Constellation Perseus. Stjernebildet Auriga. Constellation Cygnus. Constellation Aries. Constellation Cetus. Constellation Pegasus. Constellation Orion. - World of stars.ppt

Stjernehimmel

Stjernehimmel. Himmelskule. Gamle astronomer. Lyse stjerner. Stjernebildebilder. Plott av himmelsfæren. Johann Bayer. Lyse stjerner. Stjernene var de viktigste landemerkene. Greske alfabetbokstaver. Big Dipper bøtte. Constellation Ursa Major. Stjerner. Vintertrekant. Nord-halvkule. - Stjerneklar himmel. Ppt

Kjennetegn på stjernene

Innhold. Hva er stjernene? Stjernene er glødende kuler med gass. På himmelen kan du se omtrent 4,5 tusen stjerner med det blotte øye. Stjernehimmel. Alle stjernene beveger seg over himmelen. Stjernens bevegelse. Polar Star. Kjennetegn på stjernene. Avstander til stjernene. Noen av stjernene nærmest jorden. Solen. Proxima Centauri. Sirius. Procyon. Parallaks metode. Farge. Temperatur. Spektrum. Lysstyrke L. Typer av stjerner. Hovedsekvensstjerner. Hovedsekvens stjernestruktur. Hertzsprung - Russell-diagram. Kjemper og superkjemper. Supergiant-stjerne. En stjerne med 10 ganger solens masse. - Kjennetegn ved stars.ppt

Hovedkarakteristikkene til stjernene

Hovedkarakteristikkene til stjernene. Avstander til stjernene. Avstanden bestemmes av parallaksmetoden. Avstand til stjernen. Små vinkelforskyvninger. Vinkelen som jordens bane er synlig fra stjernen. Parallaxene til stjernene er veldig små. Avstand fra solen til nærmeste stjerne. Parallaksemetoden er for tiden den mest nøyaktige metoden. Stjernens temperatur. Temperaturen på stjerner bestemmes ved hjelp av Wiens lov. Stjernens lysstyrke. I likhet med solen lyser stjerner opp jorden. Masser av stjerner. Spektral klassifisering av stjerner. Stjernens farge avhenger av temperaturen. Ioniserte heliumlinjer. - Hovedegenskaper ved stars.ppt

Masse av stjerner

Hovedkarakteristikkene til stjernene. Spektrum-lysstyrke diagram. Astronomer bygger gigantiske teleskoper for å fange svake utslipp fra stjerner. Hovedsekvens. Solen tilhører også stjernene i hovedsekvensen. Tettheten til hovedsekvensstjerner er sammenlignbar med soltettheten. Røde giganter. Superkjemper. Betelgeuse er en rød superkjempe. Hvite dverger. Et eksempel er stjernen Sirius B, en satellitt av Sirius. Massen er nesten lik solens og 2,5 ganger størrelsen på jorden. Massene av stjerner. Massene ble målt bare for stjerner som er en del av binære systemer. - Masse av stjerner.ppt

Evolusjon av stjerner

Utviklingen av stjernene. Universet er 98% stjerner. Stjerner er hovedelementet i galaksen. Stjerner er store baller av helium og hydrogen og andre gasser. Astronomer klarer ikke å spore livet til en eneste stjerne fra begynnelse til slutt. Hertzsprung-Russell-diagram. Stjernedannende regioner. Ørnetåken. Oriontåken. Gravitasjonskompresjon. Kompresjon er en konsekvens av gravitasjons ustabilitet, Newtons idé. Protostar. Når skyetettheten øker, blir den ugjennomsiktig for stråling. Evolusjonsgraf for en typisk stjerne. Kjemper og superkjemper. En hvit dverg i en sky av interstellært støv. - Kompresjonsstjerner.ppt

Stjernenes struktur

Stjerners fysiske natur. Masse. Størrelser. Lysstyrke. Temperatur (farge). Alder. Strukturen. Farge og temperatur på stjerner. Arcturus har en gul-oransje fargetone, Arcturus. Rigel. Antares. Stjernene har et bredt utvalg av farger. tverrstang hvit og blå, Antares knallrød. Ulike stjerner har maksimal stråling ved forskjellige bølgelengder. Harvard Spectral Classification of Stars. En. Barbert. Amerikansk. Datoer. Tygget. Gulrot. Klasse. effektiv temperatur K. Farge. Blå. Hvit - blå. Hvit. Gul - hvit. Gul. Oransje. Rød. Stjernens lysstyrke. Radier av stjerner. Stjerner. Sammenlignende størrelser på stjerner. - Stjernestruktur.ppt

Stjerner og deres struktur

Strukturen og evolusjonen til stjerner. Stjerner fra utartet materie. Degenerasjon. Trykk på en ikke-relativistisk degenerert elektrongass. Hvit dvergmassegrense. Begrensende antall fermioner. Sirius V. Relativitetsteori. Effektene av generell relativitet på jorden. Quark tilstand av saken. Systemer med to nøytronstjerner. BH og NS masser i binære systemer. Dimensjoner. Hot spot. Forhold i sentrum av solen. Høyde på en homogen atmosfære NZ. Termonuklear forbrenning av atmosfæren. Eksplosjoner av klassiske Novye på BC. Termonukleære eksplosjoner. Svingninger under termonukleære eksplosjoner. Spredende lagspektrum. - Stjerner og deres struktur. Ppt

Strukturen og evolusjonen til stjerner

Stjerner: struktur og evolusjon. Klassifisering av normale stjerner. Hertzsprung - Russell-diagram. Lysstyrkeklasser. Den indre strukturen til solen. Fysiske grunnlag for den indre strukturen til stjerner. Hydrostatisk balanse. Polytropisk modell. Spesielle tilfeller av polytropiske modeller. White Dwarf Theory. Den eksponerte kjernen til en stjerne. Sirius V. Strålingstransport i stjerner. Stoffets opasitet i det indre av stjerner. Stellar struktur ligninger. Solmodell. Forhold mellom masse og lysstyrke. Eddington lysstyrke. Kjernekraftkilder til stjerner. Atomreaksjoner i stjerner. Proton-protonsyklus. - Strukturen og evolusjonen til stars.ppt

Den fysiske naturen til stjerner

Stjerners fysiske natur. Vår sol er en gul stjerne, hvis temperatur på fotosfæren er omtrent 6000 K. Den samme fargen er Capella, hvis temperatur også er omtrent 6000 K. Fargen og spekteret av stjerner er relatert til temperaturen deres. I varmblå stjerner med temperaturer over 10 000–15 000 K er de fleste atomene ionisert. Fullt ioniserte atomer produserer ikke spektrale linjer; det er derfor få linjer i spektrene til slike stjerner. Pleiades åpne klynge inneholder mange lyse, varme stjerner som ble dannet samtidig fra en sky av gass og støv. Den blå disen som følger med Pleiadene, er spredt støv som reflekterer stjernelys. - Den fysiske naturen til stars.ppsx

Svarte hull

Sorte hull er sluttresultatet av aktiviteten til stjerner, hvis masse er fem eller flere ganger solens masse. Etter å ha brukt alle reservene av kjernefysisk drivstoff og opphør av reaksjoner, dør stjernen. Når en stjerne eksploderer, dukker det opp en supernova. Svart hullstruktur. Langt fra hullet bøyes strålene svakt. Hvis bjelken passerer veldig nær hullet, kan den fange den inn i en sirkulær bane eller suge den helt inn i seg selv. Singularitet - alt saken om et svart hull, samlet i et uendelig lite punkt. Begivenhetshorisonten er grensen til et svart hull. Astronomen Karl Schwarzschild, i de siste årene av sitt liv, beregnet gravitasjonsfeltet rundt en massevolum på null. - Svart hull. Ppt

Svarte hull i universet

Svarte hull og mørk materie. Sammensetningen av universet. Mørk materie. Klassifisering av mørk materie. Varm mørk materie. Kald mørk materie. Varm mørk materie. Vanskelighet. Svarte hull. En uhyggelig opplevelse. Region i rommet. Spørsmålet om den virkelige eksistensen av sorte hull. Kollapsende stjerner. Historien om begrepet sorte hull. Påvisning av sorte hull. Supermassive sorte hull. Primitive sorte hull. -

Lysbilde 1

Lysbilde 2

Lysbilde 3

Lysbilde 4

Lysbilde 5

Lysbilde 6

Lysbilde 7

Lysbilde 8

Lysbilde 9

Lysbilde 10

Lysbilde 11

Lysbilde 12

Presentasjonen på "Stars" kan lastes ned helt gratis på nettstedet vårt. Prosjektfag: Astronomi. Fargerike lysbilder og illustrasjoner vil hjelpe deg å engasjere klassekameratene eller publikum. For å se innholdet, bruk spilleren, eller hvis du vil laste ned rapporten - klikk på den tilsvarende teksten under spilleren. Presentasjonen inneholder 12 lysbilder.

Presentasjon lysbilder

Lysbilde 1

stjerner. Dobbeltstjerner. Stjernens bevegelse.

Fremført av Kirillova Anastasia

Lysbilde 2

Lysstyrken til noen stjerner er inkonsekvent og endres over bestemte tidsperioder - fra timer til uker eller til og med et år. Lysstyrken til en variabel stjerne kan bestemmes ved sammenligning med omkringliggende stjerner som har konstant lysstyrke. Hovedårsaken til den variable lysstyrken er endringen i stjernens størrelse på grunn av dens ustabilitet. De mest berømte er de pulserende stjernene i Cepheid-klassen, oppkalt etter deres prototype - stjernen Delta Cephei. Dette er gule superkjemper som pulserer noen få dager eller uker, og får lysstyrken til å endre seg.

Lysbilde 3

Viktigheten av slike stjerner for astronomer er at deres pulsasjonsperiode er direkte relatert til lysstyrke: de lyseste Cepheidene har den største pulsasjonsperioden. Derfor kan man observere lysstyrken nøyaktig når man observerer perioden med pepulering av Cepheidene. Ved å sammenligne den beregnede lysstyrken med lysstyrken til en stjerne som er synlig fra jorden, kan du bestemme hvor langt den er fra oss. Cepheids er relativt sjeldne. De vanligste typene av variable stjerner er røde giganter og superkjemper; alle av dem varierer i en eller annen grad, men de har ikke så tydelig periodisitet som Cepheidene. Det mest berømte eksemplet på en flyktig rød gigant er omicronen til Keith, kjent som Mira. Endringer i noen røde variable stjerner, som superkjempen Betelgeuse, har ikke noe mønster.

Lysbilde 4

Dobbeltformørkende stjerner tilhører en helt annen type variable stjerner. De består av to stjerner med sammenkoblede baner; den ene lukker den andre med jevne mellomrom fra oss. Hver gang en stjerne dverger til en annen, reduseres det synlige lyset fra stjernesystemet. Den mest kjente av disse er stjernen Algol, også kalt Beta Perseus.

Lysbilde 5

Det største inntrykket er produsert av variable stjerner, hvis lysstyrke endres plutselig og ofte veldig sterkt. De kalles novaer og supernovaer. Det antas at nova er to stjerner som er høyt plassert, hvorav den ene er en hvit dverg. Gass fra en annen stjerne blir dratt av en hvit dverg, eksploderer, og stjernens lys i en periode øker tusenvis av ganger. Når en nova eksploderer, blir den ikke ødelagt. Eksplosjoner av noen nye ble observert mer enn én gang, og muligens nye dukker opp igjen etter en stund. De nye er ofte de første som amatørastronomer legger merke til. Enda mer spektakulære er supernovaer - himmelsk katastrofe, som betyr død av en stjerne. Når en supernova eksploderer, blir stjernen revet i stykker og avslutter eksistensen, og eksploderer for en periode millioner ganger sterkere enn vanlige stjerner. Der det oppstår en supernovaeksplosjon, forblir rusk spredt i verdensrommet, slik som i Krabbe-tåken i konstellasjonen Tyren og i Veil-tåken i konstellasjonen Cygnus.

Lysbilde 6

Supernovaer er av to typer. En av dem er eksplosjonen av en hvit dverg i en dobbeltstjerne. En annen type er når en stjerne mange ganger større enn solen blir ustabil og eksploderer. Den siste supernovaen i galaksen ble observert i 1604, og en annen supernova brøt ut og var synlig for det blotte øye i den store magellanske skyen i 1987.

Lysbilde 7

Dobbeltstjerner

Solen er en enslig stjerne. Men noen ganger ligger to eller flere stjerner nær hverandre og dreier seg om hverandre. De kalles dobbelt- eller flere stjerner. Det er mange av dem i Galaxy. Så stjernen Mizar i konstellasjonen Ursa Major har en satellitt - Alcor. Avhengig av avstanden mellom dem, roterer binære stjerner seg raskt eller sakte rundt hverandre, og revolusjonsperioden kan variere fra flere dager til mange tusen år. Noen binære stjerner blir vendt mot jorden ved kanten av banen til banen deres, og deretter skygges en stjerne regelmessig av en annen. I dette tilfellet avtar stjernens samlede lysstyrke. Vi oppfatter dette som en endring i lysstyrken til en stjerne. For eksempel har "djevelstjernen" Algol i konstellasjonen Perseus vært kjent siden antikken som en variabel stjerne. Hver 69. time - dette er stjernens rotasjonsperiode i dette binære systemet - er det en formørkelse av en lysere stjerne av den kjøligere og mindre lyse naboen. Fra jorden oppfattes dette som en reduksjon i lysstyrken. Etter ti timer divergerer stjernene, og lysstyrken i systemet blir igjen maksimal.

Lysbilde 8

Binære stjerner er to (noen ganger tre eller flere) stjerner som kretser rundt et felles tyngdepunkt. Det er forskjellige binære stjerner: det er to like stjerner i et par, og det er forskjellige (som regel er det en rød gigant og en hvit dverg). Men, uavhengig av type, egner disse stjernene seg best for å studere: for dem, i motsetning til vanlige stjerner, ved å analysere deres interaksjon, kan du finne ut nesten alle parametere, inkludert masse, form på banene, og til og med grovt finne ut karakteristikkene til stjerner nær dem. Som regel har disse stjernene en noe langstrakt form på grunn av gjensidig tiltrekning. Mange slike stjerner ble oppdaget og studert i begynnelsen av dette århundret av den russiske astronomen S. N. Blazhko. Omtrent halvparten av alle stjernene i galaksen vår tilhører binære systemer, slik at binære stjerner som kretser rundt hverandre er ganske vanlige.

Lysbilde 9

Binære stjerner holdes sammen av gjensidig tyngdekraft. Begge stjernene i det binære systemet roterer i elliptiske baner rundt et punkt som ligger mellom dem og kalles tyngdepunktet til disse stjernene. Du kan tenke på dette som en støttepunkt hvis du ser for deg stjernene som sitter på en barnesving: hver på enden av et brett plassert på en tømmerstokk. Jo lenger stjernene er fra hverandre, jo lenger varer deres baner. De fleste binære stjerner er for nær hverandre til å kunne skilles individuelt, selv med de kraftigste teleskopene. Hvis avstanden mellom partnerne er stor nok, kan omløpstiden måles i år, og noen ganger et helt århundre eller enda mer. Binære stjerner som kan sees hver for seg, kalles synlige binærfiler.

Lysbilde 10

Lysbilde 11

Stjernens bevegelse.

På himmelen er høyre oppstigning og deklinasjon analoger av lengdegrad og breddegrad. Høyre oppstigning begynner på det punktet hvor solen krysser den himmelske ekvator nordover hvert år. Dette punktet, kalt vårjevndøgn, er det himmelske motstykket til Greenwich-meridianen på jorden. Høyre oppstigning måles østover fra vårjevndøgn i timer, fra 0 til 24. Hver time RA deles med 60 minutter, og hvert minutt med 60 sekunder. Deklinasjon er spesifisert i grader nord og sør for himmelens ekvator, fra 0 ved ekvator til + 90 ° ved den nordlige himmelspolen og til -90 ° ved den sørlige himmelspolen. Himmelpolene er plassert rett over jordpolene, og himmelekvator løper rett over hodet sett fra jordekvator. Dermed kan posisjonen til en stjerne eller annen gjenstand bestemmes nøyaktig fra høyre oppstigning og deklinasjon, så vel som fra koordinatene til et punkt på jordens overflate. Koordinatnett i R.A. timer og grader av deklinasjon er plottet opp på stjernekartene i denne boken.

Lysbilde 12

Romkartografer står imidlertid overfor to problemer som jordkartografer ikke gjør. Først beveger hver stjerne seg sakte i forhold til de omkringliggende stjernene (stjernens egen bevegelse). Med noen få unntak, som Barnards stjerne, er denne bevegelsen så treg at den bare kan bestemmes ved hjelp av spesielle målinger. Men etter mange tusen år vil denne bevegelsen føre til en fullstendig endring i den nåværende formen til konstellasjonene, noen av stjernene vil bevege seg til nabokonstellasjoner. Astronomer vil måtte revurdere den nåværende nomenklaturen for stjerner og konstellasjoner en dag. Det andre problemet er at det totale rutenettet skifter på grunn av at jorden wobler i rommet, kalt presesjon. Dette fører til at nullpunktet for høyre oppstigning gjør en fullstendig revolusjon på himmelen på 26 000 år. Koordinatene til alle punktene på himmelen endres gradvis, så vanligvis blir koordinatene til himmelobjekter gitt på en bestemt dato.