🗊Презентация Эволюция звезд. Д.С. Насонов

Категория: Астрономия
Нажмите для полного просмотра!
Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №1Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №2Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №3Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №4Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №5Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №6Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №7Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №8Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №9Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №10Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №11Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №12Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №13Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №14Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №15Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №16Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №17Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №18Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №19Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №20Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №21Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №22Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №23Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №24Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №25Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №26Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №27Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №28Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №29Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №30Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №31Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №32Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №33Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №34Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №35Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №36Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №37Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №38Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №39Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №40Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №41Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №42Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №43Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №44Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №45Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №46Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №47Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №48Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №49Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №50Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №51Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №52Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №53Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №54Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №55Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №56Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №57Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №58Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №59Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №60Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №61Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №62Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №63Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №64Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №65Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №66Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №67Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №68Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №69Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №70Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №71Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №72Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №73Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №74Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №75Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №76Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №77Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №78
Скачать

Содержание ▲

Вы можете ознакомиться и скачать презентацию на тему Эволюция звезд. Д.С. Насонов. Доклад-сообщение содержит 78 слайдов. Презентации для любого класса можно скачать бесплатно. Если материал и наш сайт презентаций Mypresentation Вам понравились – поделитесь им с друзьями с помощью социальных кнопок и добавьте в закладки в своем браузере.

Слайды и текст этой презентации

Слайд 1


Эволюция звезд Д.С. Насонов, 19.01.2019. Диаграмма ГР. Двумерная классификация звезд. Соотношения масса-светимость и радиус-светимость. Эволюция звезд. Характерные времена эволюции. Конечные стадии эволюции звезд: Белые карлики, черные дыры, нейтронные звезды. Пульсары. Гравитационный радиус. Эддингтоновская светимость. Эволюция шаровых и рассеянных звездных скоплений.
Описание слайда:
Эволюция звезд Д.С. Насонов, 19.01.2019. Диаграмма ГР. Двумерная классификация звезд. Соотношения масса-светимость и радиус-светимость. Эволюция звезд. Характерные времена эволюции. Конечные стадии эволюции звезд: Белые карлики, черные дыры, нейтронные звезды. Пульсары. Гравитационный радиус. Эддингтоновская светимость. Эволюция шаровых и рассеянных звездных скоплений.

Слайд 2


Вступительные замечания
Описание слайда:
Вступительные замечания

Слайд 3


Наблюдаемые параметры звезд Блеск (звездная величина и ее изменения): Изменение блеска в 100 раз = изменение зв. вел. на 5m. Цвет («количество света» на разных длинах волн) Изменение положения со временем (параллакс + собственное движение -> расстояние + скорость) Спектр (физические параметры, хим. состав, скорость вдоль луча зрения, …) Поляризация света звезды (магнитное поле, отраженный свет)
Описание слайда:
Наблюдаемые параметры звезд Блеск (звездная величина и ее изменения): Изменение блеска в 100 раз = изменение зв. вел. на 5m. Цвет («количество света» на разных длинах волн) Изменение положения со временем (параллакс + собственное движение -> расстояние + скорость) Спектр (физические параметры, хим. состав, скорость вдоль луча зрения, …) Поляризация света звезды (магнитное поле, отраженный свет)

Слайд 4


Как измерить цвет?
Описание слайда:
Как измерить цвет?

Слайд 5


Призма и Дифракционная решетка Изобретение спектроскопа – 1814 год Создание дифракционной решетки – 1821 (1785) Объяснение природы темных линий в спектре Солнца – 1859 год
Описание слайда:
Призма и Дифракционная решетка Изобретение спектроскопа – 1814 год Создание дифракционной решетки – 1821 (1785) Объяснение природы темных линий в спектре Солнца – 1859 год

Слайд 6


Спектр лампы накаливания
Описание слайда:
Спектр лампы накаливания

Слайд 7


Спектр светодиодной лампы
Описание слайда:
Спектр светодиодной лампы

Слайд 8


Спектр Веги
Описание слайда:
Спектр Веги

Слайд 9


Как светят нагретые тела
Описание слайда:
Как светят нагретые тела

Слайд 10


Абсолютно черное тело
Описание слайда:
Абсолютно черное тело

Слайд 11


Гарвардская спектральная классификация
Описание слайда:
Гарвардская спектральная классификация

Слайд 12


История Изначально в классификации буквы латинского алфавита располагались по порядку: от A до Q исключая J В 1897 году Антониа Мори из Гарвардской группы — «гарема Пикеринга» — поменяла местами классы B и A. Современный вид классификация приобрела благодаря Энни Кэннон из той же группы, расположившей спектры звезд южного неба по интенсивности водородных линий серии Бальмера.
Описание слайда:
История Изначально в классификации буквы латинского алфавита располагались по порядку: от A до Q исключая J В 1897 году Антониа Мори из Гарвардской группы — «гарема Пикеринга» — поменяла местами классы B и A. Современный вид классификация приобрела благодаря Энни Кэннон из той же группы, расположившей спектры звезд южного неба по интенсивности водородных линий серии Бальмера.

Слайд 13


Диаграмма Герцшпрунга-Рессела Э. Герцшпрунг
Описание слайда:
Диаграмма Герцшпрунга-Рессела Э. Герцшпрунг

Слайд 14


Диаграмма Г-Р для ближайших звезд Эйнар Герцшпрунг в 1905 и 1907 годах опубликовал таблицы параметров звезд В 1912 году Генри Норрис Расселл, используя все известные ему параллаксы звезд, построил диаграмму и выделил на ней две закономерности: Два класса звезд, выделяющихся на диаграмме, Герцшпрунг назвал гигантами и карликами Диаграмма Г-Р впервые напечатана в 1914 году
Описание слайда:
Диаграмма Г-Р для ближайших звезд Эйнар Герцшпрунг в 1905 и 1907 годах опубликовал таблицы параметров звезд В 1912 году Генри Норрис Расселл, используя все известные ему параллаксы звезд, построил диаграмму и выделил на ней две закономерности: Два класса звезд, выделяющихся на диаграмме, Герцшпрунг назвал гигантами и карликами Диаграмма Г-Р впервые напечатана в 1914 году

Слайд 15


Расселл, 1912 (1914)
Описание слайда:
Расселл, 1912 (1914)

Слайд 16


Эффекты светимости
Описание слайда:
Эффекты светимости

Слайд 17


Параметры звезд Для определения места звезды на диаграмме Г-Р необходимо знать 3 наблюдательных величины Это видимая звездная величина, параллакс и спектр (показатель цвета) Из-за сложности определения параллакса часто пользуются косвенными (т.е. не прямыми) методами оценки расстояния
Описание слайда:
Параметры звезд Для определения места звезды на диаграмме Г-Р необходимо знать 3 наблюдательных величины Это видимая звездная величина, параллакс и спектр (показатель цвета) Из-за сложности определения параллакса часто пользуются косвенными (т.е. не прямыми) методами оценки расстояния

Слайд 18


Диаграмма Г-Р: Спектр-Светимость или Цвет- Абсолютная Зв. Вел.
Описание слайда:
Диаграмма Г-Р: Спектр-Светимость или Цвет- Абсолютная Зв. Вел.

Слайд 19


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №19
Описание слайда:

Слайд 20


От облака к звезде на ГП
Описание слайда:
От облака к звезде на ГП

Слайд 21


Главная последовательность И ZAMS, Zero age main sequence, ГП нулевого возраста
Описание слайда:
Главная последовательность И ZAMS, Zero age main sequence, ГП нулевого возраста

Слайд 22


Вега (12.5 часов) и Солнце (25-34 сут) 20%
Описание слайда:
Вега (12.5 часов) и Солнце (25-34 сут) 20%

Слайд 23


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №23
Описание слайда:

Слайд 24


Конвекция и лучистый перенос У звезд разных масс различная температура в ядре, а, значит, разное строение Определяется это интенсивностью термоядерных реакций в ядре, которая сильно зависит от температуры Энергия переносится излучением при больших плотностях, когда кванты света многократно поглощаются и переизлучаются Энергия переносится конвекцией при перемешивании вещества – поднятии более горячих и опускании более холодных ячеек
Описание слайда:
Конвекция и лучистый перенос У звезд разных масс различная температура в ядре, а, значит, разное строение Определяется это интенсивностью термоядерных реакций в ядре, которая сильно зависит от температуры Энергия переносится излучением при больших плотностях, когда кванты света многократно поглощаются и переизлучаются Энергия переносится конвекцией при перемешивании вещества – поднятии более горячих и опускании более холодных ячеек

Слайд 25


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №25
Описание слайда:

Слайд 26


2015 год, Очный тур, 10-11 класс Солнце еще на протяжении 5 миллиардов лет будет светить как звезда главной последовательности, постепенно увеличивая свою светимость на 10% каждый миллиард лет. Определите светимость Солнца перед превращением его в красный гигант (в единицах современной светимости L0). Как далеко сдвинется зона жизни (зона обитаемости) в Солнечной системе к концу жизни Солнца? Принять текущие границы зоны жизни 0.8 — 1.1 а.е.
Описание слайда:
2015 год, Очный тур, 10-11 класс Солнце еще на протяжении 5 миллиардов лет будет светить как звезда главной последовательности, постепенно увеличивая свою светимость на 10% каждый миллиард лет. Определите светимость Солнца перед превращением его в красный гигант (в единицах современной светимости L0). Как далеко сдвинется зона жизни (зона обитаемости) в Солнечной системе к концу жизни Солнца? Принять текущие границы зоны жизни 0.8 — 1.1 а.е.

Слайд 27


Текущая потеря массы Солнцем примерно 5·10-12 масс Солнца в год. Если предположить, что рост темпа потери массы будет таким же как и рост светимости, какую часть массы Солнце потеряет до превращения в красный гигант?
Описание слайда:
Текущая потеря массы Солнцем примерно 5·10-12 масс Солнца в год. Если предположить, что рост темпа потери массы будет таким же как и рост светимости, какую часть массы Солнце потеряет до превращения в красный гигант?

Слайд 28


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №28
Описание слайда:

Слайд 29


Становление теории внутреннего строения звезд «При температурах порядка 40 млн градусов в звездах должны идти ядерные реакции! Если вы считаете, что это слишком низкая температура – поищите место горячее!» Туннельный эффект объяснил правоту Эддингтона. Полное объяснение механизма «горения» звезд было опубликовано в 1929 г Р.Аткинсоном и Ф.Хоутермансом
Описание слайда:
Становление теории внутреннего строения звезд «При температурах порядка 40 млн градусов в звездах должны идти ядерные реакции! Если вы считаете, что это слишком низкая температура – поищите место горячее!» Туннельный эффект объяснил правоту Эддингтона. Полное объяснение механизма «горения» звезд было опубликовано в 1929 г Р.Аткинсоном и Ф.Хоутермансом

Слайд 30


Предел Эддингтона –
Описание слайда:
Предел Эддингтона –

Слайд 31


Наблюдаемый предел Хэмпфри-Дэвидсона (1979)
Описание слайда:
Наблюдаемый предел Хэмпфри-Дэвидсона (1979)

Слайд 32


Диаграмма ГР для близких звезд: линии равных радиусов
Описание слайда:
Диаграмма ГР для близких звезд: линии равных радиусов

Слайд 33


Размеры звезд и бурых карликов
Описание слайда:
Размеры звезд и бурых карликов

Слайд 34


Звезды, планеты и бурые карлики (пределы снизу)
Описание слайда:
Звезды, планеты и бурые карлики (пределы снизу)

Слайд 35


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №35
Описание слайда:

Слайд 36


Время жизни на ГП звезд различных масс
Описание слайда:
Время жизни на ГП звезд различных масс

Слайд 37


Время жизни на ГП звезд различных масс
Описание слайда:
Время жизни на ГП звезд различных масс

Слайд 38


Время жизни на ГП звезд различных масс
Описание слайда:
Время жизни на ГП звезд различных масс

Слайд 39


Время жизни на ГП звезд различных масс
Описание слайда:
Время жизни на ГП звезд различных масс

Слайд 40


Время жизни на ГП звезд различных масс
Описание слайда:
Время жизни на ГП звезд различных масс

Слайд 41


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №41
Описание слайда:

Слайд 42


Эволюция звезд
Описание слайда:
Эволюция звезд

Слайд 43


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №43
Описание слайда:

Слайд 44


Эволюционные треки
Описание слайда:
Эволюционные треки

Слайд 45


Различия возрастов звездных скоплений в ШЗС на ГП нет голубых звезд высокой светимости
Описание слайда:
Различия возрастов звездных скоплений в ШЗС на ГП нет голубых звезд высокой светимости

Слайд 46


Шаровое звездное скопление возрастом 14 млрд. лет! Больше возраста Вселенной?..
Описание слайда:
Шаровое звездное скопление возрастом 14 млрд. лет! Больше возраста Вселенной?..

Слайд 47


Эволюция звезд умеренных масс Звезд, образующих после себя БК – 97% Это звезды с массой от ~1–3 и до 8-ми солнечных (их примерно 90% от общего количества звезд массивнее Солнца) Самые маломассивные образуют гелиевые БК Звезда после исчерпания гелия в ядре (реакция He->C, O) не всегда способна к продолжению ядерных реакций: требуется температура в 1 миллиард градусов Некоторые «доживают» до реакций C -> Ne
Описание слайда:
Эволюция звезд умеренных масс Звезд, образующих после себя БК – 97% Это звезды с массой от ~1–3 и до 8-ми солнечных (их примерно 90% от общего количества звезд массивнее Солнца) Самые маломассивные образуют гелиевые БК Звезда после исчерпания гелия в ядре (реакция He->C, O) не всегда способна к продолжению ядерных реакций: требуется температура в 1 миллиард градусов Некоторые «доживают» до реакций C -> Ne

Слайд 48


Протопланетарные туманности Звезда уже почти сбросила оболочку Но оставшееся ядро (рождающийся белый карлик), сбрасывающее остатки оболочки, не успело разогреться и ионизовать туманность Короткая (~1000 лет) стадия после сброса оболочки, но перед ее ионизацией, называется протопланетарной (препланетарной) туманностью Ионизация начинается при температуре БК ~30000 K Известно несколько сотен ППТ
Описание слайда:
Протопланетарные туманности Звезда уже почти сбросила оболочку Но оставшееся ядро (рождающийся белый карлик), сбрасывающее остатки оболочки, не успело разогреться и ионизовать туманность Короткая (~1000 лет) стадия после сброса оболочки, но перед ее ионизацией, называется протопланетарной (препланетарной) туманностью Ионизация начинается при температуре БК ~30000 K Известно несколько сотен ППТ

Слайд 49


Планетарные туманности Представляют собой сброшенные оболочки проэволюционировавших звезд, светящиеся в отдельных спектральных линиях В отличие от ППТ, центральную звезду удается найти не всегда Но для ионизации туманности обязательно нужен центральный источник! Только у 1/4 ПТ найдены центральные источники
Описание слайда:
Планетарные туманности Представляют собой сброшенные оболочки проэволюционировавших звезд, светящиеся в отдельных спектральных линиях В отличие от ППТ, центральную звезду удается найти не всегда Но для ионизации туманности обязательно нужен центральный источник! Только у 1/4 ПТ найдены центральные источники

Слайд 50


Планетарные туманности За сравнительно небольшое время (примерно 10000 лет) планетарная туманность, став эффектным завершением жизненного цикла звезды, перестает быть видимой. Известно порядка 3-4*103 планетарных туманностей в Галактике Их число должно быть между 6600 и 46000. Если ориентироваться на плотность распределения уже найденных объектов в окрестностях Солнца, получится 13000-25000
Описание слайда:
Планетарные туманности За сравнительно небольшое время (примерно 10000 лет) планетарная туманность, став эффектным завершением жизненного цикла звезды, перестает быть видимой. Известно порядка 3-4*103 планетарных туманностей в Галактике Их число должно быть между 6600 и 46000. Если ориентироваться на плотность распределения уже найденных объектов в окрестностях Солнца, получится 13000-25000

Слайд 51


Планетарные туманности Ионизованный газ разлетается со скоростью несколько км/с, становясь все менее плотным Остаток звезды постепенно остывает В результате, свет центрального источника не в силах более ионизовать туманность Останется ли после Солнца планетарная туманность?
Описание слайда:
Планетарные туманности Ионизованный газ разлетается со скоростью несколько км/с, становясь все менее плотным Остаток звезды постепенно остывает В результате, свет центрального источника не в силах более ионизовать туманность Останется ли после Солнца планетарная туманность?

Слайд 52


Процессы в массивных звездах Ядерные реакции в массивных звездах могут идти до образования «ядерной золы» - железа Уже на этом этапе появляется «звездный ветер» Дальше – неминуемая остановка и коллапс, наблюдаемый как взрыв сверхновой II типа
Описание слайда:
Процессы в массивных звездах Ядерные реакции в массивных звездах могут идти до образования «ядерной золы» - железа Уже на этом этапе появляется «звездный ветер» Дальше – неминуемая остановка и коллапс, наблюдаемый как взрыв сверхновой II типа

Слайд 53


За какими типами звезд нам нужно следить, если мы желаем увидеть развитие взрыва сверхновой с самого начала?
Описание слайда:
За какими типами звезд нам нужно следить, если мы желаем увидеть развитие взрыва сверхновой с самого начала?

Слайд 54


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №54
Описание слайда:

Слайд 55


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №55
Описание слайда:

Слайд 56


Типичный эволюционный трек
Описание слайда:
Типичный эволюционный трек

Слайд 57


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №57
Описание слайда:

Слайд 58


Суперсверхгигант
Описание слайда:
Суперсверхгигант

Слайд 59


Сравнительные размеры
Описание слайда:
Сравнительные размеры

Слайд 60


Белый карлик имеет массу 0.6 масс Солнца, светимость 0.001 светимости Солнца и температуру, вдвое большую температуры Солнца. Во сколько раз его средняя плотность выше солнечной?
Описание слайда:
Белый карлик имеет массу 0.6 масс Солнца, светимость 0.001 светимости Солнца и температуру, вдвое большую температуры Солнца. Во сколько раз его средняя плотность выше солнечной?

Слайд 61


Вырожденный газ Белый карлик – фактически, обнажившееся ядро звезды, в котором прекратились ядерные реакции Если масса БК превысит предел Чандрасекара в ~1.4 массы Солнца, в процессе коллапса (и нейтронизации вещества) рождается нейтронная звезда (самое плотное вещество во Вселенной) или черная дыра В НЗ ядра атомов «вплотную» (насколько позволяет квантовая физика) прилегают друг к другу Есть ли протоны в нейтронной звезде?
Описание слайда:
Вырожденный газ Белый карлик – фактически, обнажившееся ядро звезды, в котором прекратились ядерные реакции Если масса БК превысит предел Чандрасекара в ~1.4 массы Солнца, в процессе коллапса (и нейтронизации вещества) рождается нейтронная звезда (самое плотное вещество во Вселенной) или черная дыра В НЗ ядра атомов «вплотную» (насколько позволяет квантовая физика) прилегают друг к другу Есть ли протоны в нейтронной звезде?

Слайд 62


«Краб» Сверхновая 1054 года - прародитель Крабовидной туманности (Китай, Япония) M1 известна с 18 века Отождествлена в 20-х годах 20-го века 1963 – радиоизлучение, 1964 – рентген 1968 – открытие пульсара в Крабе
Описание слайда:
«Краб» Сверхновая 1054 года - прародитель Крабовидной туманности (Китай, Япония) M1 известна с 18 века Отождествлена в 20-х годах 20-го века 1963 – радиоизлучение, 1964 – рентген 1968 – открытие пульсара в Крабе

Слайд 63


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №63
Описание слайда:

Слайд 64


Скорость расширения Крабовидной туманности Размер (радиус) «Краба»: 2.5 угл минут = 5 св. лет Время расширения туманности: 2006–1054=952 ≈ 103 лет 1 год = 365*24*3600 = 31536000 ≈ 3*107 с Скорость света: C=3*105 км/с Вопрос: Какова скорость расширения? Решение: v = s/t = 5 * 3*105 * 3*107 км / 103* 3*107с = 1500 км/с
Описание слайда:
Скорость расширения Крабовидной туманности Размер (радиус) «Краба»: 2.5 угл минут = 5 св. лет Время расширения туманности: 2006–1054=952 ≈ 103 лет 1 год = 365*24*3600 = 31536000 ≈ 3*107 с Скорость света: C=3*105 км/с Вопрос: Какова скорость расширения? Решение: v = s/t = 5 * 3*105 * 3*107 км / 103* 3*107с = 1500 км/с

Слайд 65


Нейтронные звезды Предсказание – Л.Ландау, 1931 Обоснование существования – Бааде, Цвикки, 1934 Наблюдения появились в радиодиапазоне (1965-1967) Наблюдения в оптике – последние десятилетия
Описание слайда:
Нейтронные звезды Предсказание – Л.Ландау, 1931 Обоснование существования – Бааде, Цвикки, 1934 Наблюдения появились в радиодиапазоне (1965-1967) Наблюдения в оптике – последние десятилетия

Слайд 66


Спектр нейтронной звезды
Описание слайда:
Спектр нейтронной звезды

Слайд 67


Может ли нейтронная звезда считаться переменной?
Описание слайда:
Может ли нейтронная звезда считаться переменной?

Слайд 68


Эффекты ОТО: мы видим более половины поверхности НЗ!
Описание слайда:
Эффекты ОТО: мы видим более половины поверхности НЗ!

Слайд 69


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №69
Описание слайда:

Слайд 70


Рентгеновские пульсары Тесная двойная система: нейтронная звезда и нормальная звезда.
Описание слайда:
Рентгеновские пульсары Тесная двойная система: нейтронная звезда и нормальная звезда.

Слайд 71


Массы нейтронных звезд в двойных системах
Описание слайда:
Массы нейтронных звезд в двойных системах

Слайд 72


Массы НЗ и ЧД в двойных системах
Описание слайда:
Массы НЗ и ЧД в двойных системах

Слайд 73


Радиус Шварцшильда и горизонт событий 1915 – первое точное решение уравнений Эйнштейна: гравитационное поле не вращающегося, сферически симметричного тела.
Описание слайда:
Радиус Шварцшильда и горизонт событий 1915 – первое точное решение уравнений Эйнштейна: гравитационное поле не вращающегося, сферически симметричного тела.

Слайд 74


Почти все системы с ЧД
Описание слайда:
Почти все системы с ЧД

Слайд 75


Эволюция звезд. Д.С. Насонов, слайд №75
Описание слайда:

Слайд 76


Строение звезд разной массы
Описание слайда:
Строение звезд разной массы

Слайд 77


Эволюция Солнца
Описание слайда:
Эволюция Солнца

Слайд 78


Звезда с M = 7 Mo
Описание слайда:
Звезда с M = 7 Mo

Скачать

Похожие презентации
Mypresentation.ru
Загрузить презентацию