- Открытия в астрономии

Презентация "Открытия в астрономии" (8 класс) – проект, доклад

Слайд 1
Слайд 2
Слайд 3
Слайд 4
Слайд 5
Слайд 6
Слайд 7
Слайд 8
Слайд 9
Слайд 10
Слайд 11
Слайд 12
Слайд 13
Слайд 14
Слайд 15
Слайд 16
Слайд 17
Слайд 18
Слайд 19
Слайд 20
Слайд 21
Слайд 22
Слайд 23
Слайд 24
Слайд 25
Слайд 26
Слайд 27
Слайд 28
Слайд 29
Слайд 30
Слайд 31
Слайд 32
Слайд 33
Слайд 34
Слайд 35
Слайд 36
Слайд 37
Слайд 38
Слайд 39
Слайд 40
Слайд 41
Слайд 42
Слайд 43
Слайд 44
Слайд 45
Слайд 46
Слайд 47
Слайд 48
Слайд 49
Слайд 50
Слайд 51
Слайд 52
Слайд 53
Слайд 54
Слайд 55
Слайд 56
Слайд 57
Слайд 58
Слайд 59
Слайд 60
Слайд 61
Слайд 62
Слайд 63
Слайд 64
Слайд 65
Слайд 66
Слайд 67

Презентацию на тему "Открытия в астрономии" (8 класс) можно скачать абсолютно бесплатно на нашем сайте. Предмет проекта: Астрономия. Красочные слайды и иллюстрации помогут вам заинтересовать своих одноклассников или аудиторию. Для просмотра содержимого воспользуйтесь плеером, или если вы хотите скачать доклад - нажмите на соответствующий текст под плеером. Презентация содержит 67 слайд(ов).

Слайды презентации

История астрономии На пути к современной астрономии (начало XX века). Гарвардская классификация Анджело Секки (1818-1878) – Ватиканская обсерватория.
Слайд 1

История астрономии На пути к современной астрономии (начало XX века)

Гарвардская классификация Анджело Секки (1818-1878) – Ватиканская обсерватория.

Гарвардская классификация Анджело Секки (1818-1878) – Ватиканская обсерватория. К 1868 г. – им было изучено около 4000 звезд. 4 типа спектров, причем различия были и по цветам. 1. Белые или голубовато-белые – 4 сильные линии водорода и мало линий металлов. 2. Желтые – спектр как у Солнца. 3. Красные
Слайд 2

Гарвардская классификация Анджело Секки (1818-1878) – Ватиканская обсерватория. К 1868 г. – им было изучено около 4000 звезд. 4 типа спектров, причем различия были и по цветам. 1. Белые или голубовато-белые – 4 сильные линии водорода и мало линий металлов. 2. Желтые – спектр как у Солнца. 3. Красные – в спектре темные полосы (Антарес). 4. Очень красные – в спектре широкие очень темные полосы.

Гарвардская классификация Генри Дрепер (1837-1882) – (первая фотография туманности в Орионе, спектр Веги 1872 г., первая фотография хвоста кометы, первый спектр ядра кометы) – щелевой спектрограф - начало массовых снимков спектров. 1886 г. – фонд вдовы Дрепера для спектральных исследований.
Слайд 3

Гарвардская классификация Генри Дрепер (1837-1882) – (первая фотография туманности в Орионе, спектр Веги 1872 г., первая фотография хвоста кометы, первый спектр ядра кометы) – щелевой спектрограф - начало массовых снимков спектров. 1886 г. – фонд вдовы Дрепера для спектральных исследований.

Гарвардская классификация Гарвардская обсерватория Эдуард Чарльз Пикеринг (1846-1919) Директор Гарвардской обсерватории с 1877 г.
Слайд 4

Гарвардская классификация Гарвардская обсерватория Эдуард Чарльз Пикеринг (1846-1919) Директор Гарвардской обсерватории с 1877 г.

Гарвардская классификация
Слайд 5

Гарвардская классификация

Открытия в астрономии Слайд: 6
Слайд 6
Энн Кеннон (1863-1941) В Гарварде с 1896 г. Антониа Мори (1866-1952) В Гарварде 1888-1891 гг. Вильямина Флеминг (1857-1911) В Гарварде с 1879 г.
Слайд 7

Энн Кеннон (1863-1941) В Гарварде с 1896 г.

Антониа Мори (1866-1952) В Гарварде 1888-1891 гг.

Вильямина Флеминг (1857-1911) В Гарварде с 1879 г.

Генриетта Ливитт (1868-1921) В Гарварде с 1895 г. (северный пол. ряд)
Слайд 8

Генриетта Ливитт (1868-1921) В Гарварде с 1895 г. (северный пол. ряд)

Открытия в астрономии Слайд: 9
Слайд 9
Гарвардская классификация -----------------------------------------------------------------------. 1912
Слайд 10

Гарвардская классификация -----------------------------------------------------------------------

1912

Гарвардская классификация Цефеиды
Слайд 11

Гарвардская классификация Цефеиды

Открытия в астрономии Слайд: 12
Слайд 12
Открытия в астрономии Слайд: 13
Слайд 13
Гарвардская классификация Вильямина Флеминг (1857-1911) (Первоначально 16 классов – A, B, C,…,Q). Антониа Мори (1866-1952) (ширины линий – a, b, c). (первые спектральные двойные – Мицар в 1889 г. и β Aurigae в 1900 г.)
Слайд 14

Гарвардская классификация Вильямина Флеминг (1857-1911) (Первоначально 16 классов – A, B, C,…,Q). Антониа Мори (1866-1952) (ширины линий – a, b, c). (первые спектральные двойные – Мицар в 1889 г. и β Aurigae в 1900 г.)

Гарвардская классификация Энн Кэннон (1863-1941) – (O, B, A, F, G, K; O1-10, B1-10,…). В 1910 г. система принята МАС. Первый “Каталог Генри Дрепера” – 1890 г. Каталог спектров звезд – “Каталог Генри Дрепера” - HD – 1918-1924 гг. – 9 томов – 225 300 звезд.
Слайд 15

Гарвардская классификация Энн Кэннон (1863-1941) – (O, B, A, F, G, K; O1-10, B1-10,…). В 1910 г. система принята МАС. Первый “Каталог Генри Дрепера” – 1890 г. Каталог спектров звезд – “Каталог Генри Дрепера” - HD – 1918-1924 гг. – 9 томов – 225 300 звезд.

Гарвардская классификация 1885 г. – Иоганн Бальмер (1825-1893) – линии Hα, Hβ, Hγ и Hδ при n = 3, 4, 5, 6 УФ спектры Веги и хромосферы Солнца (Хёггинс и Дрепер) – линии – при n = 7, 8, 9 и т.д.
Слайд 16

Гарвардская классификация 1885 г. – Иоганн Бальмер (1825-1893) – линии Hα, Hβ, Hγ и Hδ при n = 3, 4, 5, 6 УФ спектры Веги и хромосферы Солнца (Хёггинс и Дрепер) – линии – при n = 7, 8, 9 и т.д.

Гарвардская классификация 1896 г. – Пикеринг – спектр ζ Кормы - линии как в серии Бальмера, но с n = 3½ , 4 ½ , 5 ½ , “Серия Пикеринга” – водород в необычных условиях. 1913 г. Нильс Бор (1885-1962) – модель атома – серия Пикеринга образуется атомами HeII.
Слайд 17

Гарвардская классификация 1896 г. – Пикеринг – спектр ζ Кормы - линии как в серии Бальмера, но с n = 3½ , 4 ½ , 5 ½ , “Серия Пикеринга” – водород в необычных условиях. 1913 г. Нильс Бор (1885-1962) – модель атома – серия Пикеринга образуется атомами HeII.

Гарвардская классификация 1920 г. - М. Саха – различия вызваны различиями температуры (разная степень ионизации). Основополагающая работа была отклонена из ApJ. Сесилия Пейн-Гапошкина. Звезды на 70% состоят из водорода и на 28% из гелия.
Слайд 18

Гарвардская классификация 1920 г. - М. Саха – различия вызваны различиями температуры (разная степень ионизации). Основополагающая работа была отклонена из ApJ. Сесилия Пейн-Гапошкина. Звезды на 70% состоят из водорода и на 28% из гелия.

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела Фотографические параллаксы с конца XIX в. С 1903 г. - Йеркская обсерватория – параллаксы → М 1910 г. - Генри Норрис Рессел (1877-1957) – корреляция между спектральным классом звезды и ее светимостью (абсолютной звездной велич
Слайд 19

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела Фотографические параллаксы с конца XIX в. С 1903 г. - Йеркская обсерватория – параллаксы → М 1910 г. - Генри Норрис Рессел (1877-1957) – корреляция между спектральным классом звезды и ее светимостью (абсолютной звездной величиной; звезды в окрестности Солнца).

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела 1905 г. - Эйнар Герцшпрунг (1873-1967) (Дания) – данные Гарвардской обсерватории – различия в ширинах линий одного и того же спектрального класса.
Слайд 20

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела 1905 г. - Эйнар Герцшпрунг (1873-1967) (Дания) – данные Гарвардской обсерватории – различия в ширинах линий одного и того же спектрального класса.

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела 1905 г. - Эйнар Герцшпрунг Собственные движения. O и B – собственные движения – малы. Статистически у звезд с узкими линиями светимость больше, чем у звезд с широкими линиями – две разные последовательности в пределах одного
Слайд 21

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела 1905 г. - Эйнар Герцшпрунг Собственные движения. O и B – собственные движения – малы. Статистически у звезд с узкими линиями светимость больше, чем у звезд с широкими линиями – две разные последовательности в пределах одного спектрального класса (гиганты и карлики). (m, CI) для Плеяд и Гиад.

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела 1910 г. - Генри Норрис Рессел. Случайное открытие БК. (Иванов, стр.2)
Слайд 22

Совершенствование спектральной классификации Диаграмма Герцшпрунга-Рессела 1910 г. - Генри Норрис Рессел. Случайное открытие БК. (Иванов, стр.2)

Первые эволюционные модели Рессел Эволюция за счет освобождения гравитационной энергии.
Слайд 23

Первые эволюционные модели Рессел Эволюция за счет освобождения гравитационной энергии.

Возраст звезд 1904 г. – Эрнест Резерфорд (1871-1937) – возраст горных пород (> 2 млрд. лет). 1924 г. – Эддингтон: L ~ m3 - для звезд ГП. Устойчивая масса
Слайд 24

Возраст звезд 1904 г. – Эрнест Резерфорд (1871-1937) – возраст горных пород (> 2 млрд. лет). 1924 г. – Эддингтон: L ~ m3 - для звезд ГП. Устойчивая масса

Возраст звезд Дж. Джинс – начальная масса Солнца – верхний предел. Далее она уменьшается за счет высвечивания энергии. Возраст – несколько триллионов лет! Длинная и короткая шкалы. Другие соображения – равнораспределение по энергиям. 68 визуально-двойных звезд – е от 0.4 до 0.6 (позже В.А. Амбарцумя
Слайд 25

Возраст звезд Дж. Джинс – начальная масса Солнца – верхний предел. Далее она уменьшается за счет высвечивания энергии. Возраст – несколько триллионов лет! Длинная и короткая шкалы. Другие соображения – равнораспределение по энергиям. 68 визуально-двойных звезд – е от 0.4 до 0.6 (позже В.А. Амбарцумян в 1937 г. опроверг этот вывод). 15 лет спор. (Климишин, стр.270)

Источники энергии Солнца 1837 г. – Джон Гершель и Клод Пулье – независимые оценки солнечной постоянной (Гершель – теплоты, получаемой Землей за год, хватит, чтобы растопить на ней слой льда толщиной в 36 м - оценка была занижена)! Вопрос: откуда Солнце черпает столько энергии (на Землю попадает 1/20
Слайд 26

Источники энергии Солнца 1837 г. – Джон Гершель и Клод Пулье – независимые оценки солнечной постоянной (Гершель – теплоты, получаемой Землей за год, хватит, чтобы растопить на ней слой льда толщиной в 36 м - оценка была занижена)! Вопрос: откуда Солнце черпает столько энергии (на Землю попадает 1/2000 000 000 часть).

Источники энергии Солнца Вопрос: откуда Солнце черпает столько энергии (на Землю попадает 1/2000 000 000 часть). Роберт Майер – 1842 г. – закон сохранения энергии. И именно он поставил вопрос об источниках солнечной энергии. Он же выдвинул гипотезу о нагреве Солнца за счет энергии падающих метеорито
Слайд 27

Источники энергии Солнца Вопрос: откуда Солнце черпает столько энергии (на Землю попадает 1/2000 000 000 часть). Роберт Майер – 1842 г. – закон сохранения энергии. И именно он поставил вопрос об источниках солнечной энергии. Он же выдвинул гипотезу о нагреве Солнца за счет энергии падающих метеоритов.

Источники энергии Солнца 1854 г. – Герман Гельмгольц – Солнце излучает энергию, освобождающуюся при его непрерывном сжатии. Количественно была разработана Кельвином, но получаемые времена противоречили данным геологии.
Слайд 28

Источники энергии Солнца 1854 г. – Герман Гельмгольц – Солнце излучает энергию, освобождающуюся при его непрерывном сжатии. Количественно была разработана Кельвином, но получаемые времена противоречили данным геологии.

Источники энергии звезд 1845 г. - Роберт Майер (1814-1878) – источник энергии – падающие метеориты. 1854 г. – Герман Гельмгольц (1821-1894) – гравитационная энергия. 1896 г. – открытие явления радиоактивности (в 1926 г. Дж. Джинс настаивал на этом). 1897 г. – открытие электрона. Аннигиляция материи
Слайд 29

Источники энергии звезд 1845 г. - Роберт Майер (1814-1878) – источник энергии – падающие метеориты. 1854 г. – Герман Гельмгольц (1821-1894) – гравитационная энергия. 1896 г. – открытие явления радиоактивности (в 1926 г. Дж. Джинс настаивал на этом). 1897 г. – открытие электрона. Аннигиляция материи (Дж. Лармор – 1900 г.; Дж. Джинс – 1904 г.).

Начало теоретической астрофизики: теория внутреннего строения звезд 1920–е гг. - Артур Эддингтон (1882-1944) – основы теории строения звезд. Звезды – газовые шары в состоянии равновесия. Высокая температура. Учитывал еще и уравнение энергетического равновесия. 1920-1930-е гг. доказал непригодность г
Слайд 30

Начало теоретической астрофизики: теория внутреннего строения звезд 1920–е гг. - Артур Эддингтон (1882-1944) – основы теории строения звезд. Звезды – газовые шары в состоянии равновесия. Высокая температура. Учитывал еще и уравнение энергетического равновесия. 1920-1930-е гг. доказал непригодность гравитационного сжатия как основного источника энергии. Считал, что необходимую энергию могут дать ядерные реакции. (Ефремов, стр. 46)

Начало теоретической астрофизики: теория белых карликов Субрахманьян Чандрасекар (1910-1995). Зависимость масса-радиус. 1929 г.
Слайд 31

Начало теоретической астрофизики: теория белых карликов Субрахманьян Чандрасекар (1910-1995). Зависимость масса-радиус. 1929 г.

Исследования туманностей и межзвездной среды Процессы взаимодействия между веществом и излучением (аппарат квантовой механики). Планетарные туманности (ПТ). Линии небулия. 1928 г. – Айра Боуэн (1898-1973) - две из линий небулия N1 и N2 – запрещенные переходы [OIII]. При маленькой плотности газа и ма
Слайд 32

Исследования туманностей и межзвездной среды Процессы взаимодействия между веществом и излучением (аппарат квантовой механики). Планетарные туманности (ПТ). Линии небулия. 1928 г. – Айра Боуэн (1898-1973) - две из линий небулия N1 и N2 – запрещенные переходы [OIII]. При маленькой плотности газа и маленькой плотности излучения.

Исследования туманностей и межзвездной среды Свен Росселанд (1894-1985) – присутствие эмиссионных линий в спектрах ПТ – флюоресценция 1931 г. - теорема Росселанда - 1→3→2→1 чаще в туманностях, подсвечиваемых звездой, чем 1→2→3→1 Занстра – метод определения температуры звезды, ионизующей газ. В.А. Ам
Слайд 33

Исследования туманностей и межзвездной среды Свен Росселанд (1894-1985) – присутствие эмиссионных линий в спектрах ПТ – флюоресценция 1931 г. - теорема Росселанда - 1→3→2→1 чаще в туманностях, подсвечиваемых звездой, чем 1→2→3→1 Занстра – метод определения температуры звезды, ионизующей газ. В.А. Амбарцумян – массы туманностей и температура газа (30-е гг.).

Исследования туманностей и межзвездной среды 1904 г. – Иоганнес Гартман (1865-1936) – спектр двойной звезды δ Ориона - линии Н и К (Ca II) не сдвигаются. Межзвездное облако. 1919 г. – межзвездные линии натрия. 1937 г. – калий, железо, титан и т.д. 1930 г. – Роберт Трюмплер (1886-1956) – по статистик
Слайд 34

Исследования туманностей и межзвездной среды 1904 г. – Иоганнес Гартман (1865-1936) – спектр двойной звезды δ Ориона - линии Н и К (Ca II) не сдвигаются. Межзвездное облако. 1919 г. – межзвездные линии натрия. 1937 г. – калий, железо, титан и т.д. 1930 г. – Роберт Трюмплер (1886-1956) – по статистике размеров рассеянных скоплений – межзвездное поглощение.

Пространственное распределение звезд в Галактике Якоб Каптейн (1851-1922) 1906 г. - план избранных площадок неба. 206 площадок. 1 град х 1 град. Звездные подсчеты, собственные движения, лучевые скорости, расстояния – по стат. зависимостям.
Слайд 35

Пространственное распределение звезд в Галактике Якоб Каптейн (1851-1922) 1906 г. - план избранных площадок неба. 206 площадок. 1 град х 1 град. Звездные подсчеты, собственные движения, лучевые скорости, расстояния – по стат. зависимостям.

Структура Галактики 1918-1919 гг. - Шепли
Слайд 36

Структура Галактики 1918-1919 гг. - Шепли

Спор о природе туманностей 26 апреля 1920 г. – Great Debate - Куртис - Шепли
Слайд 37

Спор о природе туманностей 26 апреля 1920 г. – Great Debate - Куртис - Шепли

Кинематика и динамика Галактики Бертил Линдблад (1895-1965) 1926 г. – по асимметрии распределения скоростей и собственных движений звезд – вращение Галактики. Скорости ШС – оценка массы Галактики. Понятие подсистем. Связь между структурой и кинематикой. Объяснил существование двух потоков; эллипсоид
Слайд 38

Кинематика и динамика Галактики Бертил Линдблад (1895-1965) 1926 г. – по асимметрии распределения скоростей и собственных движений звезд – вращение Галактики. Скорости ШС – оценка массы Галактики. Понятие подсистем. Связь между структурой и кинематикой. Объяснил существование двух потоков; эллипсоид скоростей.

Кинематика и динамика Галактики Ян Оорт (1900-1999) 1927 г. – по пространственному распределению лучевых скоростей звезд и собственным движениям – вращение дифференциальное. Открыл балдж Галактики.
Слайд 39

Кинематика и динамика Галактики Ян Оорт (1900-1999) 1927 г. – по пространственному распределению лучевых скоростей звезд и собственным движениям – вращение дифференциальное. Открыл балдж Галактики.

Крупные телескопы XVII в. – длиннофокусные рефракторы (хроматическая аберрация). XVIII в. – рефлекторы (зеркало из металла). XIX в. – двухлинзовые ахроматические объективы (Доллонд – 1757 г., Фраунгофер).
Слайд 40

Крупные телескопы XVII в. – длиннофокусные рефракторы (хроматическая аберрация). XVIII в. – рефлекторы (зеркало из металла). XIX в. – двухлинзовые ахроматические объективы (Доллонд – 1757 г., Фраунгофер).

Крупные телескопы Альван Кларк и сыновья
Слайд 41

Крупные телескопы Альван Кларк и сыновья

Крупные телескопы Альван Кларк и сыновья 1862 г. – 43 см – 18” (спутник Сириуса). 1873 г. – 66 см – 26” Вашингтонская обсерватория (1877 г. – Холл спутники Марса). 1885 г. – 76 см – 30” Пулковская обсерватория. 1888 г. – 91 см – Ликская обсерватория (19 попыток). 1896 г. – 102 см (40 дюймов) – Йеркс
Слайд 42

Крупные телескопы Альван Кларк и сыновья 1862 г. – 43 см – 18” (спутник Сириуса). 1873 г. – 66 см – 26” Вашингтонская обсерватория (1877 г. – Холл спутники Марса). 1885 г. – 76 см – 30” Пулковская обсерватория. 1888 г. – 91 см – Ликская обсерватория (19 попыток). 1896 г. – 102 см (40 дюймов) – Йеркская обсерватория.

Крупные телескопы 1896 г. – 102 см (40 дюймов) – Йеркская обсерватория
Слайд 43

Крупные телескопы 1896 г. – 102 см (40 дюймов) – Йеркская обсерватория

Крупные телескопы 1845 г. – Уильям Парсонс (лорд Росс) (1800-1867) – 183 см (72 дюйма), фокусное расстояние 15.8 м – металлическое зеркало. 1856 г. – Юстус Либих (Германия)	- химический способ серебрения зеркал рефлекторов – новая эра в телескопостроении (1929 г. – Д. Стронг – США – алюминирование з
Слайд 44

Крупные телескопы 1845 г. – Уильям Парсонс (лорд Росс) (1800-1867) – 183 см (72 дюйма), фокусное расстояние 15.8 м – металлическое зеркало. 1856 г. – Юстус Либих (Германия) - химический способ серебрения зеркал рефлекторов – новая эра в телескопостроении (1929 г. – Д. Стронг – США – алюминирование зеркал). 1879 г. - 91 см. Англия. 1985 г. – телескоп приобрел любитель астрономии Э. Кроссель. 1895 г. – Ликкская обсерватория (первая горная).

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон 1904
Слайд 45

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон 1904

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон Джордж Хейл (1868–1938)
Слайд 46

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон Джордж Хейл (1868–1938)

Крупные обсерватории Джордж Хейл (1868–1938) 1889 г. - спектрогелиограф – прибор, позволяющий фотографировать хромосферу Солнца (фотографии в спектральной линии – 2 щели). 1892 г. – первые фотографии протуберанцев. Предположение о наличии сильных магнитных полей в солнечных пятнах (доказал по зееман
Слайд 47

Крупные обсерватории Джордж Хейл (1868–1938) 1889 г. - спектрогелиограф – прибор, позволяющий фотографировать хромосферу Солнца (фотографии в спектральной линии – 2 щели). 1892 г. – первые фотографии протуберанцев. Предположение о наличии сильных магнитных полей в солнечных пятнах (доказал по зеемановскому расщеплению спектральных линий - 1908). Первые эксперименты по обнаружению общего магнитного поля Солнца.

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон
Слайд 48

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон

Открытия в астрономии Слайд: 49
Слайд 49
Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон 1908 г. - 150 см (60 дюймов). Диск – во Франции. Шлифовка – Джордж Уиллис Ричи (1864-1945). (Климишин, стр. 257 - 1) 1918 г. – 2.5 м (100 дюймов). Телескоп Гукера (сначала были деньги только на 84 дюйма). (Климишин, стр. 257 - 2)
Слайд 50

Крупные обсерватории Обсерватория Маунт-Вилсон 1908 г. - 150 см (60 дюймов). Диск – во Франции. Шлифовка – Джордж Уиллис Ричи (1864-1945). (Климишин, стр. 257 - 1) 1918 г. – 2.5 м (100 дюймов). Телескоп Гукера (сначала были деньги только на 84 дюйма). (Климишин, стр. 257 - 2)

Открытия в астрономии Слайд: 51
Слайд 51
Начало внегалактической астрономии Эдвин Пауэлл Хаббл (1889–1953)
Слайд 52

Начало внегалактической астрономии Эдвин Пауэлл Хаббл (1889–1953)

Начало внегалактической астрономии Эдвин Пауэлл Хаббл (1889–1953) Мир туманностей (The Realm of the Nebulae, 1936); Наблюдательный подход к космологии (The Observational Approach to Cosmology, 1937). Обнаружение цефеид в M 33 и M 31 – 1924 г. (первая цефеида в М 31 в 1923 г.). (Расстояние до М 31 –
Слайд 53

Начало внегалактической астрономии Эдвин Пауэлл Хаббл (1889–1953) Мир туманностей (The Realm of the Nebulae, 1936); Наблюдательный подход к космологии (The Observational Approach to Cosmology, 1937). Обнаружение цефеид в M 33 и M 31 – 1924 г. (первая цефеида в М 31 в 1923 г.). (Расстояние до М 31 – 285 кпк).

Начало внегалактической астрономии Камертон Хаббла (1925 г.)
Слайд 54

Начало внегалактической астрономии Камертон Хаббла (1925 г.)

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения С 1912 г. Вестон Слайфер (1875-1969) (Ловеловская обсерватория в Флагстаффе) – систематические определения лучевых скоростей спиральных туманностей (опорные точки – движение Солнца вокруг центра Галактики). 1914 г. – первое определение луче
Слайд 55

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения С 1912 г. Вестон Слайфер (1875-1969) (Ловеловская обсерватория в Флагстаффе) – систематические определения лучевых скоростей спиральных туманностей (опорные точки – движение Солнца вокруг центра Галактики). 1914 г. – первое определение лучевой скорости туманности Андромеды (24 дюйма – Ловелловская обсерватория). К 1925 г. – спектры 41 объекта. Почти все удаляются со скоростями от 375 до 1125 км/с, некоторые приближаются (М 31, М 33).

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения 1919 г. – К. Лундмарк – расстояние до туманностей по угловым размерам (оценив расстояние до М 31). 1924 г. – Курт Виртц (1876-1939) – чем меньше угловые размеры, тем больше скорость (согласуется с моделью де Ситтера). (коэффициент корреляци
Слайд 56

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения 1919 г. – К. Лундмарк – расстояние до туманностей по угловым размерам (оценив расстояние до М 31). 1924 г. – Курт Виртц (1876-1939) – чем меньше угловые размеры, тем больше скорость (согласуется с моделью де Ситтера). (коэффициент корреляции -0.455 !!!) 1925 г. – Лундмарк и Стрёмгрен не подтверждают.

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Хаббл – расстояния по сходным объектам (цефеиды, ярчайшие звезды, новые в максимуме блеска). Скорости измерял Милтон Хьюмасон (1891-1972). 1929 г. – 18 ближайших галактик.
Слайд 57

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Хаббл – расстояния по сходным объектам (цефеиды, ярчайшие звезды, новые в максимуме блеска). Скорости измерял Милтон Хьюмасон (1891-1972). 1929 г. – 18 ближайших галактик.

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Хаббл - 1929 г. – 18 ближайших галактик
Слайд 58

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Хаббл - 1929 г. – 18 ближайших галактик

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения
Слайд 59

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения

Первые космологические модели ОТО – Альберт Эйнштейн – 1906-1915 гг. 1917 г. – “Вопросы космологии и общей теории относительности”. Плотность и давление в каждой точке пространства Вселенной неизменны. Уравнения ОТО этому противоречили – Λ-член. 1917 г. (два месяца спустя) – В. де Ситтер – модель “п
Слайд 60

Первые космологические модели ОТО – Альберт Эйнштейн – 1906-1915 гг. 1917 г. – “Вопросы космологии и общей теории относительности”. Плотность и давление в каждой точке пространства Вселенной неизменны. Уравнения ОТО этому противоречили – Λ-член. 1917 г. (два месяца спустя) – В. де Ситтер – модель “пустой” Вселенной.

Первые космологические модели 1925 г. - Ж. Леметр - расширение непустой Вселенной 1927 г. - Ж. Леметр - "Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей". (В 1931 г. по инициативе Эддингтона статья Леметра была пер
Слайд 61

Первые космологические модели 1925 г. - Ж. Леметр - расширение непустой Вселенной 1927 г. - Ж. Леметр - "Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей". (В 1931 г. по инициативе Эддингтона статья Леметра была перепечатана в "Monthly Notices" и стала с тех пор широко цитироваться) 1922 г. – А.А. Фридман (1888-1925) – “О кривизне пространства”. 1923 г. – “О возможности мира с постоянной отрицательной кривизной”. Нестатические модели.

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Н = 500 км/(с Мпк) – 1929 г. Н = 535 км/(с Мпк) – 1935 г. (по 29 галактикам, в том числе в Деве – скорости до 1100 км/с). t = 1.8 млрд. лет (1929 г. Белопольский – “старение” фотонов).
Слайд 62

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Н = 500 км/(с Мпк) – 1929 г. Н = 535 км/(с Мпк) – 1935 г. (по 29 галактикам, в том числе в Деве – скорости до 1100 км/с). t = 1.8 млрд. лет (1929 г. Белопольский – “старение” фотонов).

Открытия в астрономии Слайд: 63
Слайд 63
Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения t = 1.8 млрд. лет (1929 г. Белопольский – “старение” фотонов). (Климишин, стр. 290 – хаббловская зависимость лучевая скорость-расстояние)
Слайд 64

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения t = 1.8 млрд. лет (1929 г. Белопольский – “старение” фотонов). (Климишин, стр. 290 – хаббловская зависимость лучевая скорость-расстояние)

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Хаббл понимал значение своего открытия (эффект де Ситтера), но вскоре потерял уверенность. (Ефремов, стр. 209)
Слайд 65

Начало наблюдательной космологии Открытие красного смещения Хаббл понимал значение своего открытия (эффект де Ситтера), но вскоре потерял уверенность. (Ефремов, стр. 209)

Изучение природы тел Солнечной системы – комет и астероидов Открытие Плутона (1930 г.)
Слайд 66

Изучение природы тел Солнечной системы – комет и астероидов Открытие Плутона (1930 г.)

Применение в астрометрии атомных часов, установление неравномерности вращения Земли, движения полюсов
Слайд 67

Применение в астрометрии атомных часов, установление неравномерности вращения Земли, движения полюсов

Список похожих презентаций

Новые открытия в астрономии

Новые открытия в астрономии

Найдена звезда- брат Солнца. Звезда не видна невооруженным глазом, но легко различима уже в бинокль. Она находится в созвездии Геркулеса на расстоянии ...
Достижения и открытия ломоносова в астрономии

Достижения и открытия ломоносова в астрономии

Михаил Васильевич Ломоносов родился 8 (19) ноября 1711 года в деревне Денисовка (ныне село Ломоносово) в семье помора. Холмогоры в начале XVIII века. ...
Открытия 20 века в области астрономии

Открытия 20 века в области астрономии

В первой половине 20 века, используя ядерную физику и квантовую механику, ученым удалось объяснить механизм свечения звезд, а затем описать их эволюцию. ...
Метеорология в астрономии

Метеорология в астрономии

Вступление. По большей части, не смотря на развитие космических средств, мы и теперь в основном ведем наблюдения с поверхности Земли. Вернее сказать, ...
Кафедра астрономии и геодезии ургу

Кафедра астрономии и геодезии ургу

История Кафедры. Была создана в 1932 году Первым заведующим кафедрой был С.В. Муратов (1881-1941) - страстный энтузиаст астрономии и прекрасный лектор ...
Викторина по астрономии

Викторина по астрономии

Солнце - это звезда. Как называется наша Галактика? Млечный Путь. Сколько планет в Солнечной системе имеют кольца? Четыре планеты. Кольца есть у Юпитера, ...
Что изучает астрономия. возникновение астрономии

Что изучает астрономия. возникновение астрономии

Астрономия - наука о расположении, строении, свойствах, происхождении, движении и развитии космических тел(звезд, планет, метеоритов …) образованных ...
Развитие астрономии в эпоху петра i

Развитие астрономии в эпоху петра i

1. Аннотация Немного о Петре I Введение Первый угломерный инструмент Роль «Великого посольства» Астрономическая обсерватория Сухаревской башни Роль ...
Предмет астрономии

Предмет астрономии

Слово астрономия происходит от двух греческих слов: а с т р о н – звезда, н о м о с – закон. Практическая потребность изучения звездного неба привела ...
Игра по астрономии «звездный марафон»

Игра по астрономии «звездный марафон»

Девиз игры: Космонавтом хочешь стать – Должен много, много знать! Любой космический маршрут Открыт для тех, кто любит труд. Только дружных звездолёт ...
Игра по астрономии

Игра по астрономии

Выберите номер вопроса. Вопрос №1 «…там огненны валы стремятся И не находят берегов; Там вихри пламени крутятся Борющись множество веков; Там камни, ...
Занимательные факты астрономии

Занимательные факты астрономии

Астрономия – наука, изучающая движение, строение и развитие небесных тел и их систем. Накопленные ею знания применяются для практических нужд человечества. ...
Достижения позиционной астрономии и небесной механики

Достижения позиционной астрономии и небесной механики

31. Малые планеты Франц Цах (1754-1832) – австрийский астроном – расчитал эфемериду гипотетической планеты. В 1796 г. на конференции в г. Готе предложил ...
Вопросы по астрономии

Вопросы по астрономии

Вопрос 1. В центре Земли, этот физический параметр любого тела равен нулю. Назовите этот параметр. Ответ: Вес. На любое тело в центре Земли действуют ...
Викторина по астрономии

Викторина по астрономии

Введение В ясную ночь, где бы мы ни находились, нам всегда кажется, что все небесные тела одинаково удалены от нас, словно они расположены на внутренней ...
Методы астрономии

Методы астрономии

Вспомогательные инструменты и методы астрономии Фотоэлектрические наблюдения Кривая блеска Алголя со вторичным минимумом (ApJ,vol. 32, p. 185, 1910) ...
Новости астрономии

Новости астрономии

План проекта:. Введение в предмет изучения. Астрономия в «прошлом» и её значение. Методы обучения. Астрономия «сегодня». Методы обучения. Предположения ...
История астрономии

История астрономии

“Ионийское пробуждение” Фалес из Милета (625-547 гг. до н.э.) первый ионийский ученый, один из “семи мудрецов” Путешествовал в Египет и был посвящен ...
История астрономии

История астрономии

Тридцатилетняя война (1618-1648) Франко-шведский период (1635-1648) Вступление Франции определило превосходство антигабсбургской коалиции. Вестфальский ...
История астрономии

История астрономии

Стоунхендж- обсерватория бронзового века. В плане Стоунхендж представляет собой ряд почти точных окружностей с общим центром, вдоль которых через ...

Советы как сделать хороший доклад презентации или проекта

  1. Постарайтесь вовлечь аудиторию в рассказ, настройте взаимодействие с аудиторией с помощью наводящих вопросов, игровой части, не бойтесь пошутить и искренне улыбнуться (где это уместно).
  2. Старайтесь объяснять слайд своими словами, добавлять дополнительные интересные факты, не нужно просто читать информацию со слайдов, ее аудитория может прочитать и сама.
  3. Не нужно перегружать слайды Вашего проекта текстовыми блоками, больше иллюстраций и минимум текста позволят лучше донести информацию и привлечь внимание. На слайде должна быть только ключевая информация, остальное лучше рассказать слушателям устно.
  4. Текст должен быть хорошо читаемым, иначе аудитория не сможет увидеть подаваемую информацию, будет сильно отвлекаться от рассказа, пытаясь хоть что-то разобрать, или вовсе утратит весь интерес. Для этого нужно правильно подобрать шрифт, учитывая, где и как будет происходить трансляция презентации, а также правильно подобрать сочетание фона и текста.
  5. Важно провести репетицию Вашего доклада, продумать, как Вы поздороваетесь с аудиторией, что скажете первым, как закончите презентацию. Все приходит с опытом.
  6. Правильно подберите наряд, т.к. одежда докладчика также играет большую роль в восприятии его выступления.
  7. Старайтесь говорить уверенно, плавно и связно.
  8. Старайтесь получить удовольствие от выступления, тогда Вы сможете быть более непринужденным и будете меньше волноваться.