خلاصه: تکامل و ساختار کهکشان. ماهیت فیزیکی ستاره ها

توزیع رنگ ها در طیف = K O F G G S F = می توانید مثلاً از متن به یاد بیاورید: چگونه یک بار ژاک زنگ شهر یک فانوس را شکست. اسحاق نیوتن (1643-1727) در سال 1665 نور را به یک طیف تجزیه کرد و ماهیت آن را توضیح داد. ویلیام ولاستون خطوط تاریک در طیف خورشیدی را در سال 1802 مشاهده کرد و در سال 1814 آنها به طور مستقل توسط جوزف فون فرانهوفر (1787-1826، آلمان) کشف و به تفصیل شرح داده شدند (آنها خطوط فراونهوفر نامیده می شوند) 754 خط در طیف خورشیدی. در سال 1814 او ابزاری برای مشاهده طیف ها ایجاد کرد - یک طیف سنجی. در سال 1959، G. KIRCHHOF، با همکاری R. BUNZEN از سال 1854، تجزیه و تحلیل طیفی را کشف کرد، و طیف را پیوسته نامید و قوانین تجزیه و تحلیل طیفی را فرموله کرد، که به عنوان مبنایی برای ظهور اخترفیزیک عمل کرد: 1. یک جامد گرم شده، طیف پیوسته 2. گاز داغ یک طیف انتشار می دهد. 3. گاز قرار داده شده در مقابل منبع داغتر خطوط جذب تیره ایجاد می کند. W. HEGGINS اولین کسی بود که از یک طیف نگار برای شروع طیف سنجی ستاره ها استفاده کرد. در سال 1863 او نشان داد که طیف خورشید و ستارگان اشتراکات زیادی دارند و تابش مشاهده شده آنها توسط ماده داغ ساطع می شود و از لایه های پوشاننده گازهای جذب کننده سردتر می گذرد.

ماهیت فیزیکی ستارگان ... doc

تصاویر

موضوع: ماهیت فیزیکی ستارگان. پیشرفت درس: I. مطالب جدید 1. طیف ستارگان توزیع رنگ ها در طیف = K O F G G S F = می توانید به عنوان مثال از متن یاد بگیرید: چگونه یک بار ژاک زنگ شهر یک فانوس را شکست. اسحاق نیوتن (16431727) در سال 1665 نور را به یک طیف تجزیه کرد و ماهیت آن را توضیح داد. ویلیام ولاستون در سال 1802 خطوط تاریک را در طیف خورشیدی مشاهده کرد و در سال 1814 توسط جوزف فون فرانهوفر (17871826، آلمان) به طور مستقل کشف و به تفصیل شرح داده شد (آنها خطوط فرانهوفر نامیده می شوند) 754 خط در طیف خورشیدی. در سال 1814 او یک ابزار طیف سنجی برای مشاهده طیف ها ایجاد کرد. در سال 1959، G. KIRCHHOF، با همکاری R. BUNZEN از سال 1854، تجزیه و تحلیل طیفی را کشف کرد، و طیف را پیوسته نامید و قوانین تجزیه و تحلیل طیفی را فرموله کرد، که به عنوان مبنایی برای ظهور اخترفیزیک عمل کرد: 1. یک جامد گرم شده، طیف پیوسته 2. گاز داغ یک طیف انتشار می دهد. 3. گاز قرار داده شده در مقابل منبع داغتر خطوط جذب تیره ایجاد می کند. W. HEGGINS اولین کسی بود که از یک طیف نگار برای شروع طیف سنجی ستاره ها استفاده کرد. در سال 1863 او نشان داد که طیف خورشید و ستارگان اشتراکات زیادی دارند و تابش مشاهده شده آنها توسط ماده داغ ساطع می شود و از لایه های پوشاننده گازهای جذب کننده سردتر می گذرد. طیف ستارگان پاسپورت آنها با شرح تمام الگوهای ستاره ای است. با طیف یک ستاره، می توانید درخشندگی، فاصله تا ستاره، دما، اندازه، ترکیب شیمیایی اتمسفر آن، سرعت چرخش حول محور آن، ویژگی های حرکت حول مرکز ثقل مشترک را دریابید. 2. رنگ ستارگان COLOR خاصیت نور برای القای حس بصری خاصی مطابق با ترکیب طیفی تابش منعکس شده یا ساطع شده است. نور با طول موج های مختلف  احساسات رنگ های مختلف را تحریک می کند: از 380 تا 470 نانومتر بنفش و آبی، از 470 تا 500 نانومتر - سبز آبی، از 500 تا 560 نانومتر - سبز، از 560 تا 590 نانومتر - زرد نارنجی، از 590. تا 760 نانومتر - قرمز. با این حال، رنگ تابش پیچیده به طور منحصر به فرد توسط ترکیب طیفی آن تعیین نمی شود. چشم به طول موج حامل حداکثر انرژی λmax = b/T حساس است (قانون وین، 1896). در آغاز قرن بیستم (1903-1907) اینار هرتزسپرونگ (18731967، دانمارک) اولین کسی بود که رنگ صدها ستاره درخشان را تعیین کرد. 3. دمای ستارگان

ارتباط مستقیم با رنگ و طبقه بندی طیفی. اولین اندازه گیری دمای ستارگان در سال 1909 توسط ستاره شناس آلمانی J. Scheiner انجام شد. درجه حرارت از طیف ها با استفاده از قانون وین تعیین می شود [سطح بیشتر ستارگان از 2500 کلوین تا 50000 کلوین است. اگرچه، برای مثال، ستاره HD 93129A اخیراً کشف شده در صورت فلکی Poppa دمای سطحی 220،000 کلوین دارد! سردترین ستاره انار (m Cephei) و Mira (o Ceti) دمایی برابر با 2300K دارند و e Aurigae A 1600 K. T = b که b = 0.2897 * 107 Å.K ثابت وین است]. درجه حرارت قابل مشاهده λ max 4. طبقه بندی طیفی در سال 1862 آنجلو سکی (18181878، ایتالیا) اولین ستاره های کلاسیک طیفی را بر اساس رنگ ارائه کرد که 4 نوع را نشان می دهد: سفید، زرد، قرمز، بسیار قرمز طبقه بندی طیفی هاروارد برای اولین بار در فهرست هنری دریپر ارائه شد. طیف (1884)، تحت رهبری E. Pickering تهیه شد. تعیین حروف طیف ستارگان گرم تا سرد به این صورت است: O B A F G K M. زیر کلاس‌هایی بین هر دو کلاس معرفی شدند که با اعداد 0 تا 9 تعیین می‌شدند. در سال 1924، طبقه‌بندی سرانجام توسط آن کانن ایجاد شد. O5 = 40000 K A0 = 11000 B0 = 25000 M0 = 3600 K F0 = 7600 G0 = 600 K0 = 5120 K K 0 زرد F G KK قرمز نارنجی K M آبی O c. 30000K سفید V av0K av.608 av. 0.5500K avg.4100K avg.2800K ترتیب طیف ها را می توان با اصطلاح به خاطر آورد: = یک انگلیسی تراشیده خرما را مانند هویج می جوید = خورشید - G2V (V یک طبقه بندی بر اساس درخشندگی است، یعنی توالی). این رقم از سال 1953 اضافه شده است. | جدول 13 - طیف ستارگان در آنجا نشان داده شده است |. 5. ترکیب شیمیایی ستارگان که توسط طیف تعیین می شود (شدت خطوط فرانهوفر در طیف) تنوع طیف ستارگان در درجه اول با دمای متفاوت آنها توضیح داده می شود، علاوه بر این، شکل طیف به فشار و چگالی بستگی دارد. از فوتوسفر، وجود میدان مغناطیسی، ویژگی ها ترکیب شیمیایی... ستارگان عمدتاً از هیدروژن و هلیوم (9598 درصد جرم) و سایر اتم‌های یونیزه شده تشکیل شده‌اند، در حالی که ستاره‌های سرد دارای اتم‌های خنثی و حتی مولکول‌هایی در جو هستند. 6. درخشندگی ستارگان ستارگان انرژی را در کل محدوده طول موج ساطع می کنند و درخشندگی L = Tσ 44 Rπ 2 کل قدرت تابش یک ستاره است. L = 3.876 * 1026W/s. در سال 1857، نورمن پوگسون در آکسفورد فرمول L1 / L2 = 2.512M2M1 را ایجاد کرد. با مقایسه ستاره با خورشید، فرمول L / L = 2.512 MM را به دست می آوریم، از این رو لگاریتم logL = 0.4 (M M) به دست می آید. تداخل سنج مایکلسون قطر زاویه ای برای اولین بار 1920 = آلبرت مایکلسون و فرانسیس پیس اندازه گیری شد. Orion Betelgeuse 3 دسامبر α

2) از طریق درخشندگی ستاره L = 4 Rπ 2 Tσ 4 در مقایسه با خورشید. 3) با توجه به مشاهدات خورشیدگرفتگی یک ستاره توسط ماه، اندازه زاویه ای با دانستن فاصله تا ستاره تعیین می شود. ستارگان بر اساس اندازه آنها تقسیم می شوند (نام: کوتوله ها، غول ها و ابرغول ها توسط هنری راسل در سال 1913 معرفی شدند، و در سال 1905 توسط Einar Hertzsprung کشف شدند، با معرفی نام "کوتوله سفید")، از سال 1953 به: غول ها (III) معرفی شدند. زیرغول ها (IV) ابرغول ها (I)   غول های درخشان (II)     کوتوله های دنباله اصلی (V)   زیرکوتوله ها (VI) کوتوله های سفید (VII) اندازه ستارگان از 1014 متر تا 10 متر متفاوت است. ستاره m Cephei قطر 1.6 میلیارد کیلومتر دارد. ابرغول سرخ e Aurigae A دارای ابعاد 2700R 5.7 میلیارد کیلومتر است! لیتن و ستارگان گرگ475 زمین کمترو ستاره های نوترونی 10 15 کیلومتر اندازه دارند. 8. جرم ستارگان یکی از مهمترین خصوصیات ستارگان است که بیانگر تکامل آن است یعنی. تعریف می کند مسیر زندگیستاره ها. روش‌های تعیین: 1. وابستگی جرم-درخشندگی که توسط اخترفیزیکدان A.S. ادینگتون (18821942، انگلستان). L m≈ 3.9 ρ ρ α = 6.4 * 10 2. استفاده از 3 قانون کپلر بهبود یافته در صورتی که ستارگان از نظر فیزیکی دوتایی باشند (§26) از نظر تئوری، جرم ستارگان 0.005M است (حد کومار 0.08M) 105 50-10 102–103 0.000001 104–105 105 106<0,000001 0,001

شرح ارائه برای اسلایدهای جداگانه:

1 اسلاید

توضیحات اسلاید:

کوتوله سفید، داغترین سحابی شناخته شده و سیاره ای NGC 2440، 05/07/2006 طبیعت فیزیکی ستاره ها

2 اسلاید

توضیحات اسلاید:

طیف λ = 380 ∻ 470 نانومتر - بنفش، آبی؛ λ = 470 ∻ 500 نانومتر - سبز آبی؛ λ = 500 ∻ 560 نانومتر - سبز؛ λ = 560 ∻ 590 نانومتر - زرد نارنجی λ = 590 ∻ 760 نانومتر - قرمز. توزیع رنگ ها در طیف = K O F G G S F به یاد داشته باشید که: چگونه یک بار ژاک زنگ شهر، فانوس را شکست. در سال 1859، G.R. Kirchhoff (1824-1887، آلمان) و R.V. Bunsen (1811-1899، آلمان) تجزیه و تحلیل طیفی را کشف کردند: گازها همان طول موج هایی را جذب می کنند که در حالت گرم تابش می کنند. ستارگان دارای خطوط تیره (Fraunhofer) در پس زمینه طیف های پیوسته هستند - اینها طیف های جذبی هستند. در سال 1665، اسحاق نیوتن (1727-1643) طیف تابش خورشید را به دست آورد و ماهیت آنها را توضیح داد و نشان داد که رنگ یک ویژگی ذاتی نور است. در سال 1814، جوزف فون فرانهوفر (1787-1826، آلمان) 754 خط در طیف خورشیدی (به نام او) را کشف، تعیین و تا سال 1817 با جزئیات توصیف کرد و در سال 1814 یک ابزار طیف‌سنجی برای مشاهده طیف‌ها ایجاد کرد. طیف سنجی Kirchhoff-Bunsen

3 اسلاید

توضیحات اسلاید:

طیف ستارگان طیف ستارگان پاسپورت آنها با شرح تمام الگوهای ستاره ای است. با طیف یک ستاره، می توانید درخشندگی، فاصله تا ستاره، دما را دریابید.مطالعه طیف های ستاره ای پایه و اساس اخترفیزیک مدرن است. طیف نگار خوشه باز "هیادس". ویلیام هگینز (1824-1910، انگلستان) ستاره شناس، اولین کسی که از طیف نگار استفاده کرد، طیف سنجی ستارگان را آغاز کرد. در سال 1863 او نشان داد که طیف خورشید و ستارگان اشتراکات زیادی دارند و تابش مشاهده شده آنها توسط ماده داغ ساطع می شود و از لایه های پوشاننده گازهای جذب کننده سردتر می گذرد. طیف ترکیبی تابش ستاره. بالاتر از "طبیعی" (قابل مشاهده در طیف سنجی)، در زیر - وابستگی شدت به طول موج. اندازه، ترکیب شیمیایی جو آن، سرعت چرخش حول یک محور، ویژگی های حرکت حول مرکز ثقل مشترک.

4 اسلاید

توضیحات اسلاید:

ترکیب شیمیایی ترکیب شیمیایی توسط طیف (شدت خطوط فراونهوفر) تعیین می شود که به دما، فشار و چگالی فوتوسفر و وجود میدان مغناطیسی نیز بستگی دارد. ستارگان از همان عناصر شیمیایی شناخته شده در زمین تشکیل شده اند، اما عمدتاً هیدروژن و هلیوم (95-98٪ جرم) و سایر اتم های یونیزه شده، در حالی که ستاره های سرد دارای اتم های خنثی و حتی مولکول هایی در جو هستند. با افزایش دما، ترکیب ذرات موجود در جو یک ستاره ساده تر می شود. تجزیه و تحلیل طیفی ستارگان کلاس های O، B، A (T از 50000 تا 10000 درجه سانتیگراد) نشان می دهد که در اتمسفر آنها خطوط یونیزه هیدروژن، هلیوم و یون های فلزی، در کلاس K (50،000C) رادیکال ها از قبل یافت شده اند، و در کلاس M (38000C) - مولکول های اکسید. ترکیب شیمیایی یک ستاره تأثیر عواملی را منعکس می کند: ماهیت محیط بین ستاره ای و آن واکنش های هسته ای که در یک ستاره در طول زندگی آن ایجاد می شود. ترکیب اولیه ستاره نزدیک به ترکیب ماده بین ستاره ای است که ستاره از آن سرچشمه گرفته است. بقایای ابرنواختر NGC 6995 یک گاز درخشان داغ است که پس از انفجار یک ستاره 20 تا 30 هزار سال پیش شکل گرفته است. چنین انفجارهایی به طور فعال فضا را با عناصر سنگین غنی کردند که متعاقباً سیارات و ستارگان نسل بعدی از آنها شکل گرفتند.

5 اسلاید

توضیحات اسلاید:

رنگ ستارگان در 1903-1907. Einar Hertzsprung (1873-1967، دانمارک) اولین کسی بود که رنگ صدها ستاره درخشان را تعیین کرد. ستاره ها رنگ های متنوعی دارند. Arcturus دارای رنگ زرد نارنجی، Rigel آبی مایل به سفید، Antares قرمز روشن است. رنگ غالب در طیف یک ستاره به دمای سطح آن بستگی دارد. پوشش گاز یک ستاره تقریباً مانند یک ساطع کننده ایده آل (یک جسم کاملاً سیاه) رفتار می کند و به طور کامل از قوانین کلاسیک تابش توسط M. Planck (1858-1947)، J. Stephen (1835-1893) و W. Wien (1864) پیروی می کند. -1928)، که دمای بدن و ماهیت تابش آن را مرتبط می کند. قانون پلانک توزیع انرژی در طیف یک جسم را توصیف می کند و نشان می دهد که با افزایش دما، شار تابش کل افزایش می یابد و حداکثر در طیف به سمت امواج کوتاه تغییر می کند. در طول مشاهدات آسمان پرستاره، آنها ممکن است متوجه شده باشند که رنگ (خاصیت نور برای ایجاد حس بصری خاص) ستاره ها متفاوت است. رنگ و طیف ستارگان به دمای آنها بستگی دارد. نور با طول موج های مختلف احساسات رنگ های مختلف را تحریک می کند. چشم به طول موج حامل حداکثر انرژی λmax = b/T حساس است (قانون وین، 1896). مانند جواهرات، ستارگان خوشه باز NGC 290 با رنگ های مختلف می درخشند. عکس توسط CT im. هابل، آوریل 2006

6 اسلاید

توضیحات اسلاید:

دمای ستارگان دمای ستارگان رابطه مستقیمی با رنگ و طیف دارد. اولین اندازه گیری دمای ستارگان در سال 1909 توسط اخترشناس آلمانی جولیوس شاینر (1858-1913) انجام شد که نورسنجی مطلق 109 ستاره را انجام داد. دما از طیف ها با استفاده از قانون وین λmax.Т = b تعیین می شود که در آن b = 0.289782.107 Å. К ثابت وین است. Betelgeuse (تصویر از تلسکوپ هابل). در چنین ستارگان سردی با T = 3000K، تابش در ناحیه طیفی قرمز غالب است. طیف چنین ستارگانی حاوی خطوط بسیاری از فلزات و مولکول ها است. دمای اکثر ستاره ها 2500 کلوین است<Т< 50000К Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А - 1600 К.

7 اسلاید

توضیحات اسلاید:

طبقه بندی طیفی در سال 1866 آنجلو سکی (1818-1878، ایتالیا) اولین ستاره های کلاسیک طیفی را بر اساس رنگ: سفید، زرد، قرمز داد. طبقه بندی طیفی هاروارد برای اولین بار در کاتالوگ طیف های ستاره ای توسط هنری دریپر (1837-1882، ایالات متحده آمریکا) ارائه شد که تحت رهبری E. Pickering (1846-1919) تا سال 1884 تهیه شد. همه طیف ها بر اساس شدت خط مرتب شدند (بعداً در ترتیب دما) و با حروف به ترتیب حروف الفبا از ستاره های گرم به سرد تعیین شدند: ستاره های OBAFGK M. - کاتالوگ HD.

8 اسلاید

توضیحات اسلاید:

طبقه بندی طیفی مدرن دقیق ترین طبقه بندی طیفی توسط سیستم MK که توسط W. Morgan و F. Keenan در رصدخانه یرکس در سال 1943 ایجاد شد، نشان داده شده است، جایی که طیف ها هم از نظر دما و هم در درخشندگی ستارگان مرتب شده اند. کلاس‌های درخشندگی به‌علاوه معرفی شدند که با اعداد رومی مشخص شده‌اند: Ia، Ib، II، III، IV، V و VI، به ترتیب نشان‌دهنده اندازه ستاره‌ها. کلاس های اضافی R، N و S طیف های مشابه K و M را نشان می دهند، اما با ترکیب شیمیایی متفاوت. بین هر دو کلاس، زیر کلاس‌هایی معرفی شده‌اند که با اعداد 0 تا 9 مشخص می‌شوند. برای مثال، طیف نوع A5 در وسط بین A0 و F0 قرار دارد. حروف اضافی گاهی اوقات ویژگی های ستاره ها را مشخص می کنند: "d" - یک کوتوله، "D" - یک کوتوله سفید، "p" - یک طیف عجیب و غریب (غیر معمول). خورشید ما متعلق به کلاس طیفی G2 V است

9 اسلاید

توضیحات اسلاید:

10 اسلاید

توضیحات اسلاید:

درخشندگی ستارگان در سال 1856 نورمن پوگسون (1829-1891، انگلستان) فرمولی برای درخشندگی ها بر حسب قدر مطلق M (یعنی از فاصله 10 عددی) ایجاد کرد. L1 / L2 = 2.512 M2-M1. خوشه باز Pleiades شامل ستارگان داغ و درخشان بسیاری است که در همان زمان از ابری از گاز و غبار تشکیل شده اند. مه آبی که Pleiades را همراهی می کند غبار پراکنده ای است که نور ستارگان را منعکس می کند. برخی از ستاره ها درخشان تر می درخشند، برخی دیگر ضعیف تر. درخشندگی - قدرت تابش یک ستاره کل انرژی است که یک ستاره در 1 ثانیه ساطع می کند. [J / s = W] ستارگان در کل محدوده طول موج انرژی ساطع می کنند L = 3.846.1026 W / s با مقایسه یک ستاره با خورشید، L / L = 2.512 M-M یا logL = 0.4 (M) دریافت می کنیم.  -M) درخشندگی ستارگان: 1،3.10-5L

11 اسلاید

توضیحات اسلاید:

اندازه ستارگان را تعیین کنید: 1) اندازه گیری مستقیم قطر زاویه ای یک ستاره (برای ≥2.5 متر درخشان، ستاره های نزدیک، بیش از 50 اندازه گیری شده) با استفاده از تداخل سنج مایکلسون. برای اولین بار در 3 دسامبر 1920، قطر زاویه ای ستاره Betelgeuse (α Orion) = A. Michelson (1852-1931، ایالات متحده آمریکا) و F. Pease (1881-1938، ایالات متحده آمریکا) اندازه گیری شد. 2) از طریق درخشندگی ستاره L = 4πR2σT4 در مقایسه با خورشید. به استثنای نادر، ستاره ها به عنوان منابع نقطه ای نور مشاهده می شوند. حتی بزرگ ترین تلسکوپ ها نیز نمی توانند دیسک های خود را ببینند. ستارگان از سال 1953 بر اساس اندازه خود به دو دسته تقسیم می شوند: ابرغول ها (I) غول های درخشان (II) غول ها (III) زیرغول ها (IV) دنباله اصلی کوتوله ها (V) کوتوله های فرعی (VI) کوتوله های سفید (VII) نام های کوتوله ها، غول ها و ابرغول ها هنری راسل را در سال 1913 معرفی کردند و در سال 1905 توسط Einar Hertzsprung کشف کردند و نام "کوتوله سفید" را معرفی کردند. ابعاد ستارگان 10 کیلومتر

12 اسلاید

توضیحات اسلاید:

جرم ستارگان یکی از مهم ترین ویژگی های ستاره ها که نشان دهنده تکامل آن است، تعیین مسیر زندگی یک ستاره است. روش های تعیین: 1. وابستگی جرم-درخشندگی L≈m3.9 2. سومین قانون کپلر تصفیه شده در سیستم های فیزیکی دوتایی از لحاظ نظری، جرم ستارگان 0.005M است.

13 اسلاید

طبیعت ستاره ها. در طول رصد آسمان پرستاره، می توانید متوجه شوید که رنگ ستاره ها متفاوت است. با توجه به رنگ فلز داغ، می توان دمای فوتوسفر آن را قضاوت کرد. خورشید یک ستاره زرد است. ستارگان با دمای 3500-4000 کلوین به رنگ قرمز هستند. طیف اکثر ستارگان طیف های جذبی هستند: خطوط تیره در پس زمینه طیف پیوسته قابل مشاهده است. توالی طبقات طیفی منعکس کننده تفاوت رنگ و دمای ستارگان است. تنوع طیف های ستاره ای با این واقعیت توضیح داده می شود که ستارگان دماهای متفاوتی دارند. علاوه بر دما، شکل طیف ستاره با فشار و چگالی گاز در فتوسفر آن، وجود میدان مغناطیسی و ویژگی‌های ترکیب شیمیایی آن تعیین می‌شود.

اسلاید 5از ارائه "نجوم به عنوان یک علم"... حجم آرشیو با ارائه 391 کیلوبایت است.

نجوم درجه 11

خلاصه ای از ارائه های دیگر

"انسانیت در فضا" - کیهانی شدن تولید چیست؟ «..اکنون مردم ضعیف هستند، اما حتی در آن زمان هم سطح زمین را دگرگون می کنند. مشکلات جهانی ماهواره های مصنوعی زمین. آیا ورود انسان به فضا تصادفی بود؟ "به جلو و فقط به جلو!". بشریت. E. Tsiolkovsky. "توجه، صحبت می کند و فضا را نشان می دهد!"

"منشاء جهان" - کهکشان ها از صدها میلیارد ستاره تشکیل شده اند. گورچاکوا تاتیانا 11 کلاس "A". کیهان چگونه به وجود آمد؟ خلقت جهان توسط خداوند در 6 روز. کیهان فضایی در حال انبساط است که با ساختاری اسفنجی و توده ای پر شده است. نظریه انفجار بزرگ. نظریه های منشأ جهان: ستارگان بیشتر از هیدروژن ساخته شده اند. ساختار جهان هستی. عصر کیهان. جهانی بی پایان تپنده. آفرینش گرایی هدف:

"نجوم سیارات غول پیکر" - تیتان. در مجموع، اورانوس 15 ماهواره شناخته شده دارد.<- Силикатные соединения. Железное ядро. Уран. Ледяная кора Каллисто имеет очень большую толщину. Левитан Е. П. 2000 год. Интерес вызывает Миранда.

"سیارات" - درباره مریخ. پلوتون در اساطیر یونان خدای عالم اموات است. ترکیب زمین توسط: آهن (34.6٪)، اکسیژن (29.5٪)، سیلیکون (15.2٪)، منیزیم (12.7٪) غالب است. عکس های عطارد. درباره زمین. به لطف اثر گلخانه ای، زهره به شدت داغ می شود. قمرهای عطارد. سیاره تیر. زحل، ششمین سیاره از خورشید، دارای یک سیستم حلقه ای شگفت انگیز است. ویژگی های زهره.

"فرضیه های منشا منظومه شمسی" - اما لاپلاس مفروضات هموطن خود بوفون را می دانست و از آن انتقاد می کرد. حدس بوفون پتروا رجینا، 11 cl. بقیه توسعه جهان بدون مشارکت خالق صورت می گیرد. منظومه شمسی چیست؟ منظومه شمسی. فرضیه کانت. اینگونه بود که اولین تراکم ماده در آشوب ظاهر شد.

"سیاره ها و ماهواره های آنها" - قمر زحل فوبوس به دور سیاره در جهت مخالف می چرخد. فقط قسمت قابل مشاهده ماه از زمین مشاهده می شود. در سمت چپ یک بازالت 1.5 کیلوگرمی از یکی از دریاهای قمری قرار دارد. گوشته متوسط ​​حدود 600 کیلومتر ضخامت دارد. سطح این ماهواره سبک است و حدود 80 درصد از نور خورشید را منعکس می کند. یاپتوس چگالی ماهواره بسیار زیاد است - 3.04 گرم بر سانتی متر مکعب. سنگ های روی ماه حدود 4.4 میلیارد سال پیش جامد شدند. حلقه های اورانوس عملا سیاه هستند: آلبدو 0.03 است.

ماهیت فیزیکی ستارگان

• رنگ و دمای ستارگان.

• طیف و ترکیب شیمیایی ستارگان

• درخشندگی ستارگان

• شعاع ستارگان

• انبوهی از ستاره ها

• میانگین چگالی ستاره ها

• نمودار طیف-درخشندگی

• اطلاعات کلی در مورد خورشید

• داده های خورشید

طیف و ترکیب شیمیایی ستارگان

• ستاره شناسان با رمزگشایی طیف ستارگان مهم ترین اطلاعات را در مورد ماهیت ستارگان به دست می آورند. طیف اکثر ستارگان، مانند طیف خورشید، طیف های جذبی هستند. طیف های مشابه ستارگان به هفت کلاس طیفی اصلی گروه بندی می شوند. آنها با حروف بزرگ الفبای لاتین مشخص می شوند:

O-B-A-F-G-K-M و به ترتیبی چیده شده اند که هنگام عبور از چپ به راست، رنگ ستاره از نزدیک به آبی (کلاس O)، سفید (کلاس A)، زرد (کلاس G)، قرمز (کلاس M) تغییر می کند. در نتیجه در همان جهت از کلاسی به کلاس دیگر دمای ستارگان کاهش می یابد. در هر کلاس، یک تقسیم به 10 زیر کلاس دیگر وجود دارد. خورشید متعلق به کلاس طیفی G2 است.

• اساساً، جو ستارگان دارای ترکیب شیمیایی مشابهی است: فراوان ترین عناصر موجود در آنها، مانند خورشید، هیدروژن و هلیوم

درخشندگی ستارگان

• ستارگان، مانند خورشید، انرژی در محدوده تمام طول موج امواج الکترومغناطیسی ساطع می کنند. درخشندگی (L) قدرت تابش کل یک ستاره را مشخص می کند و یکی از مهم ترین ویژگی های آن را نشان می دهد. درخشندگی متناسب با مساحت سطح ستاره (یا مربع شعاع) و چهارمین توان دمای مؤثر فتوسفر است.

• L = 4πR ^ 2T ^ 4

شعاع ستارگان.

شعاع ستارگان را می توان از فرمول تعیین درخشندگی ستارگان تعیین کرد. ستاره شناسان با تعیین شعاع بسیاری از ستارگان متقاعد شدند که ستارگانی وجود دارند که پراکندگی آنها به شدت با اندازه خورشید متفاوت است. بزرگترین اندازه ها در ابرغول ها شعاع آنها صدها برابر خورشید است. ستارگانی که شعاع آنها ده ها برابر شعاع خورشید است، غول نامیده می شوند. ستارگان از نظر اندازه نزدیک به خورشید یا کوچکتر از خورشید کوتوله هستند. در میان کوتوله ها ستارگانی وجود دارند که کوچکتر از زمین یا حتی ماه هستند. ستاره هایی با اندازه های کوچکتر نیز کشف شده اند.

انبوهی از ستاره ها

• جرم یک ستاره یکی از مهم ترین ویژگی های آن است. جرم ستارگان متفاوت است. با این حال، بر خلاف درخشندگی ها و اندازه ها، جرم ستارگان در محدوده های نسبتاً باریکی محدود می شود: پرجرم ترین ستارگان معمولاً تنها ده ها برابر بزرگتر از خورشید هستند و کوچکترین جرم ستاره ها در حد 0.06 MΘ هستند.

میانگین چگالی ستاره ها

از آنجایی که اندازه ستارگان به طور قابل توجهی بیشتر از جرم آنها متفاوت است، پس میانگین چگالی ستارگان با یکدیگر بسیار متفاوت است.در غول ها و ابرغول ها چگالی بسیار کم است. با این حال، ستاره های بسیار متراکم وجود دارد. اینها شامل کوتوله های سفید کوچک هستند. چگالی عظیم کوتوله های سفید با خواص ویژه ماده این ستارگان توضیح داده می شود که توسط هسته های اتمی و الکترون های جدا شده از آنها نشان داده می شود. فاصله بین هسته های اتم در ماده کوتوله های سفید باید ده ها بار و حتی صدها برابر کمتر از جامدات و مایعات معمولی باشد. حالت تجمعی که این ماده در آن قرار دارد را نمی توان مایع یا جامد نامید، زیرا اتم های کوتوله های سفید از بین می روند. این ماده شباهت کمی به گاز یا پلاسما دارد. و با این حال آن را "گاز" می دانند.

نمودار طیف-درخشندگی

در آغاز این قرن، ستاره شناس هلندی E. Hertzsprung (1873-1967) و ستاره شناس آمریکایی H. Russell (1877-1957) به طور مستقل کشف کردند که بین طیف ستارگان و درخشندگی آنها ارتباط وجود دارد. این وابستگی که با مقایسه داده های مشاهده ای به دست می آید، با یک نمودار نشان داده می شود. هر ستاره مربوط به نقطه ای از نمودار است که به آن نمودار «طیف-درخشندگی» یا نمودار هرتسسپرونگ-راسل می گویند. اکثریت قریب به اتفاق ستارگان به دنباله اصلی تعلق دارند که از ابرغول های داغ تا کوتوله های قرمز سرد را شامل می شود. با نگاهی به دنباله اصلی، می بینید که هر چه ستارگان مربوط به آن داغتر باشند، درخشندگی بیشتری دارند. از دنباله اصلی، غول‌ها، ابرغول‌ها و کوتوله‌های سفید در قسمت‌های مختلف نمودار دسته‌بندی شده‌اند.

اطلاعات کلی در مورد خورشید

• خورشید نقش استثنایی در حیات زمین دارد. کل جهان ارگانیک سیاره ما وجود خود را مدیون خورشید است.

• خورشید تنها ستاره منظومه شمسی است که منبع انرژی روی زمین است. این یک ستاره نسبتاً رایج در جهان است که از نظر خصوصیات فیزیکی (جرم، اندازه، دما، ترکیب شیمیایی) منحصر به فرد نیست.

• خورشید - انرژی را در محدوده های مختلف امواج الکترومغناطیسی ساطع می کند.

• منبع انرژی خورشید و ستارگان واکنش های گرما هسته ای است که در روده آنها رخ می دهد.

داده های خورشید

• اختلاف منظر افقی - 8.794 ثانیه

• میانگین فاصله از زمین 1.496 * 10 ^ 8 کیلومتر

• قطر خطی 1.39 * 10 ^ 6 کیلومتر

• وزن 2 * 10 ^ 30 کیلوگرم

• میانگین چگالی 1.4 * 10 ^ 3 kg / m ^ 3

• شتاب سقوط آزاد 274 متر بر ثانیه

• درخشندگی 3.8 * 10 ^ 26 وات

• قدر ظاهری -26.8 ^ m

• قدر مطلق + 4.8 ^ m

• کلاس طیفی G2

• فاصله از خورشید تا مرکز GALAXY 10 ^ 4 pc

شعر V. Khodasevich را به یاد بیاورید

• ستاره در حال سوختن است، اتر در حال لرزش است، شبی در پرواز آروکس وجود دارد، چگونه تمام این جهان، هدیه باورنکردنی خود را دوست نداشته باشیم؟

• تو به من پنج احساس اشتباه دادی

• تو به من زمان و مکان دادی،

• در MAREVA OF ARTS بازی می کند

• روح من پایدار است.

• و من از هیچ می آفرینم

• دریاها، صحراها، کوههای شما،

• جلال برای خورشید تو،

• نماهای بسیار کور.

• و به طور ناگهانی شوخی را نابود کنید

• این همه دیوانه خوش شانس،

• چگونه یک کودک کوچک از زمین بلند می شود

• قلعه ساخته شده از نقشه ها.