- Основные характеристики звёзд

Презентация "Основные характеристики звёзд" по физике – 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

Презентацию на тему "Основные характеристики звёзд" можно скачать абсолютно бесплатно на нашем сайте. Предмет проекта: Физика. 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 24 слайд(ов).

Слайды презентации

Основные характеристики звезд
Слайд 1

Основные характеристики звезд

Расстояния до звезд
Слайд 2

Расстояния до звезд

Для сравнительно близких звезд расстояние определяется методом параллакса. Он известен более 2 тыс. лет, а к звездам его стали применять 160 лет назад.
Слайд 3

Для сравнительно близких звезд расстояние определяется методом параллакса. Он известен более 2 тыс. лет, а к звездам его стали применять 160 лет назад.

Вы едете в поезде и смотрите в окно... Мелькают столбы, стоящие вдоль рельсов. Медленнее убегают назад постройки, расположенные в нескольких десятках метров от железнодорожного полотна. И уже совсем медленно, нехотя отстают от поезда домики, рощи, которые вы видите вдали, где-то у горизонта... Почем
Слайд 4

Вы едете в поезде и смотрите в окно... Мелькают столбы, стоящие вдоль рельсов. Медленнее убегают назад постройки, расположенные в нескольких десятках метров от железнодорожного полотна. И уже совсем медленно, нехотя отстают от поезда домики, рощи, которые вы видите вдали, где-то у горизонта... Почему это так происходит? На этот вопрос дает ответ . В то время как направление на 1 звезду при перемещении наблюдателя из первого положения во второе изменяется на большой угол p1 направление на 2 звезду изменится на значительно меньший угол р2. А из этого следует, что величиной углового смещения предмета, которое называют параллактическим смещением , можно характеризовать расстояние до предмета - чем больше расстояние , тем меньше смещение. Поэтому далекие звезды при наблюдении С Земли , движущейся вокруг Солнца , практически остаются на своем месте, смещаются только близко расположенные звезды.

Вывод : Чем больше расстояние до звезды , тем меньше его параллак- тическое смещение.Зная параллак- тическое смещение можно определить расстояние до звезд.

Для определения расстояний до звезд определяют малые угловые смещения звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть разное время года. p
Слайд 5

Для определения расстояний до звезд определяют малые угловые смещения звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть разное время года.

p

Угол , под которым со звезды виден радиус земной орбиты , называется параллаксом.  r. = 1 а.е.( астрономическая единица ) = 150000000 км.
Слайд 6

Угол , под которым со звезды виден радиус земной орбиты , называется параллаксом.

 r

= 1 а.е.( астрономическая единица ) = 150000000 км.

Параллаксы звезд очень малы , они измеряются ни в радианах , ни в градусах , а в секундах.
Слайд 7

Параллаксы звезд очень малы , они измеряются ни в радианах , ни в градусах , а в секундах.

Расстояние от Солнца до ближайшей звезды (Проксима Центавра) составляет примерно 1,3 парсека; · Расстояние от Солнца до центра нашей Галактики — около 8 кпк; · Диаметр нашей Галактики приблизительно 30 кпк; · Расстояние до туманности Андромеды 0,77 Мпк; · Ближайшее крупное скопление галактик, скопле
Слайд 8

Расстояние от Солнца до ближайшей звезды (Проксима Центавра) составляет примерно 1,3 парсека; · Расстояние от Солнца до центра нашей Галактики — около 8 кпк; · Диаметр нашей Галактики приблизительно 30 кпк; · Расстояние до туманности Андромеды 0,77 Мпк; · Ближайшее крупное скопление галактик, скопление Девы, находится на расстоянии 18 Мпк; · До горизонта наблюдаемой Вселенной — около 4 Гпк. · Расстояние в 10 пк луч света преодолевает за 32 года, 7 месяцев и 6 дней. 1 пк — за 3,26 года (для сравнения — от Солнца до Земли луч света доходит примерно за 8,31 минуты).

Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом определения расстояний до звезд, однако он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пк. Слишком малые смещения положения звезд надо измерять – меньше одной сотой доли секунды дуги!
Слайд 9

Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом определения расстояний до звезд, однако он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пк. Слишком малые смещения положения звезд надо измерять – меньше одной сотой доли секунды дуги!

Температура звезд
Слайд 10

Температура звезд

Температура звезд определяется с помощью закона Вина : Закон Вина : Длина волны , на которую приходится максимум излучения нагретого тела , обратно пропорциональна абсолютной температуре. Солнце является желтой звездой , для него
Слайд 11

Температура звезд определяется с помощью закона Вина :

Закон Вина : Длина волны , на которую приходится максимум излучения нагретого тела , обратно пропорциональна абсолютной температуре.

Солнце является желтой звездой , для него

Светимость звезд
Слайд 12

Светимость звезд

Как и Солнце , звезды освещают Землю , но из –за огром- ного расстояния до Земли , освещенность , которую они создают на Земле , на много порядков меньше солнечной освещенности. L - светимость звезды. Е - освещенность , которую создает звезда на поверх- ности Земли. r - расстояние от Земли до звезды
Слайд 13

Как и Солнце , звезды освещают Землю , но из –за огром- ного расстояния до Земли , освещенность , которую они создают на Земле , на много порядков меньше солнечной освещенности.

L - светимость звезды

Е - освещенность , которую создает звезда на поверх- ности Земли.

r - расстояние от Земли до звезды.

Для Солнца :

До Земли доходит лишь одна двухсотмиллиардная доля энергии Солнца

Массы звезд
Слайд 14

Массы звезд

Массы всех звезд лежат в следующих пределах: Массы звезд зависят от их светимости – чем больше свети – мость , тем больше масса звезды. Отсюда , сравнивая свети – мость звезды и Солнца можно получить следующую формулу :
Слайд 15

Массы всех звезд лежат в следующих пределах:

Массы звезд зависят от их светимости – чем больше свети – мость , тем больше масса звезды. Отсюда , сравнивая свети – мость звезды и Солнца можно получить следующую формулу :

Спектральная классификация звезд
Слайд 16

Спектральная классификация звезд

Цвет звезды зависит от температуры , в зависимости от температуры и цвета все звезды разбили на 7 классов : O , B , A , F , G , K , M
Слайд 17

Цвет звезды зависит от температуры , в зависимости от температуры и цвета все звезды разбили на 7 классов : O , B , A , F , G , K , M

Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, к
Слайд 18

Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода. Температура звёзд 35 000 К. Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато- белый, температура 25 000 К. Типичная звезда – a Девы (Спика). Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый, температура 10 000 К. Типичные звезды: a Лиры (Вега) и a Большого Пса (Сириус). Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый, температура 7500 К. Типичная звезда – a Малого Пса (Процион). Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый, температура 6000 К. Типичный пример – Солнце. Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у a Волопаса (Арктур) и a Тельца (Альдебаран). Температура 4000 К. Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Цвет звёзд красный, температура 3000 К. Типичная звезда – a Ориона (Бетельгейзе).

Среди звезд встречаются гиганты и карлики. Самые большие среди них - красные гиганты, которые, несмотря на свое слабое излучение с квадратного метра поверхности, светят в 50000 раз мощнее Солнца. Самые крупные гиганты в 2400 раз больше Солнца. Внутри у них могла бы разместиться наша Солнечная систем
Слайд 19

Среди звезд встречаются гиганты и карлики. Самые большие среди них - красные гиганты, которые, несмотря на свое слабое излучение с квадратного метра поверхности, светят в 50000 раз мощнее Солнца. Самые крупные гиганты в 2400 раз больше Солнца. Внутри у них могла бы разместиться наша Солнечная система вплоть до орбиты Сатурна. Но существует множество звезд карликов. Это в основном красные карлики с диаметром в половину и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца. Солнце по своему размеру является средней звездой, таких звезд в нашей галактике миллиарды. Особое место занимают среди звезд белые карлики.

Источники энергии звезд
Слайд 20

Источники энергии звезд

Что питает звезды? За счет чего звезды расходуют такие чудовищные количества энергии? В разное время выдвигались разные гипотезы. Так, было мнение, что энергия Солнца поддерживается падением на него метеоритов. Но их должно было бы сыпаться на Солнце значительно много, что заметно увеличивало бы его
Слайд 21

Что питает звезды? За счет чего звезды расходуют такие чудовищные количества энергии? В разное время выдвигались разные гипотезы. Так, было мнение, что энергия Солнца поддерживается падением на него метеоритов. Но их должно было бы сыпаться на Солнце значительно много, что заметно увеличивало бы его массу. Энергия Солнца могла бы пополняться за счет его сжатия. Однако, если бы Солнце было некогда бесконечно большим, то и в этом случае его сжатия до современного размера хватило бы на поддержание энергии всего лишь в течение 20 миллионов лет. Между тем доказано, что земная кора существует и освещается Солнцем гораздо дольше. Наконец, физика атомного ядра указала источник звездной энергии, хорошо согласующийся с данными астрофизики и, в частности, с выводом о том, что большую часть массы звезды составляет водород. Теория ядерных реакций привела к выводу, что источником энергии в большинстве звезд, в том числе и в Солнце, является непрерывное образование атомов гелия из атомов водорода. Когда весь водород превратится в гелий, звезда может еще существовать за счет превращения гелия в более тяжелые элементы, вплоть до железа.

Время жизни Солнца. На Солнце в результате термоядерной реакции из 1кг. водорода образуется 0,99 кг. гелия: Δm =0,01 кг При этом выделяется энергия : Рассчитаем энергию , которая выделится при полном сгора- нии водорода на Солнце: Рассчитаем время жизни Солнца:
Слайд 22

Время жизни Солнца

На Солнце в результате термоядерной реакции из 1кг. водорода образуется 0,99 кг. гелия: Δm =0,01 кг При этом выделяется энергия :

Рассчитаем энергию , которая выделится при полном сгора- нии водорода на Солнце:

Рассчитаем время жизни Солнца:

Скорости звезд
Слайд 23

Скорости звезд

Эффект Доплера: ∆λ/λ0═V/C. Определение скорости звезд и направления их движения. Линии в спектре звезды, приближающейся к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра ( звезда становится более синей ), а линии в спектре удаляющегося источника – к красному концу спектра ( звезда более красная ),
Слайд 24

Эффект Доплера: ∆λ/λ0═V/C

Определение скорости звезд и направления их движения

Линии в спектре звезды, приближающейся к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра ( звезда становится более синей ), а линии в спектре удаляющегося источника – к красному концу спектра ( звезда более красная ), причем относительное смещение линий равно отношению скорости источника к скорости света

Список похожих презентаций

Солнце - основные характеристики

Солнце - основные характеристики

Звезда по имени солнце. Солнце — центральная и единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты ...
Основные представления ядерной физики

Основные представления ядерной физики

Закономерности квантовой механики. Уравнение Шредингера и его следствия. Квантование момента. Решение уравнения Дирака. Античастицы Вывести дома. ...
Основные физические величины системы СИ

Основные физические величины системы СИ

Цель работы: Подготовить информационный материал для изучения темы «Основные физические величины системы СИ» по физике в интерактивной форме. Задачи: ...
Основные понятия и определения, теплопроводность

Основные понятия и определения, теплопроводность

В зависимости от времени теплообмен может быть: стационарным, если температурное поле меняется во времени; стационарно-периодическим (тепловолны), ...
Основные понятия механического движения

Основные понятия механического движения

Основные понятия механического движения. Презентацию приготовил учитель МОУ Купавинская СОШ №22 Черепанова Светлана Викторовна. Механическое движение ...
Основные понятия и законы динамики

Основные понятия и законы динамики

Галилео Галилей (1564-1642). На основе экспериментальных исследований движения шаров по наклонной плоскости. Скорость любого тела изменяется только ...
Основные понятия и законы электростатики

Основные понятия и законы электростатики

Электромагнитные силы – силы притяжения и отталкивания, возникающие между электрически заряженными частицами и телами. Электродинамика – раздел физики, ...
Основные направления эконофизики. Фрактальный анализ финансовых рядов

Основные направления эконофизики. Фрактальный анализ финансовых рядов

Эконофизика. Этапы развития. 1995 1997 2001 2002 2009 Настоящее время. Появление термина для обозначения работ специалистов по статфизике в области ...
Основные положения МКТ

Основные положения МКТ

Молекулярно-кинетическая теория. учение о строении и свойствах вещества на основе представления о существовании атомов и молекул как наименьших частиц ...
Основные единицы СИ

Основные единицы СИ

Система Интернациональная. СИ (SI, фр. Le Système International d'Unités), (Система Интернациональная) — международная система единиц, современный ...
Основные законы электротехники

Основные законы электротехники

65 I11 – 25 I22 – 30I33 = 80 – 25 I22 – 75 I22 – 35I33 = – 50 – 30 I33 – 35 I11 – 85I22 = 60. Решить систему трех уравнений с тремя неизвестными с ...
Основные газовые законы

Основные газовые законы

Цели урока:. изучить газовые законы; научиться объяснять законы с молекулярной точки зрения; изображать графики процессов; продолжить обучение решать ...
Основные акустические опасные факторы воздействия на человека

Основные акустические опасные факторы воздействия на человека

Актуальность темы «Шум и его влияние на организм. Предупреждение вредного действия шума на производстве» очень высока, так как развитие промышленности ...
Оптика. Основные законы геометрической оптики

Оптика. Основные законы геометрической оптики

Основные законы геометрической оптики. Закон прямолинейного распространения света Закон отражения света Закон преломления света. относительный показатель ...
Звук и его характеристики

Звук и его характеристики

План урока:. Что такое звук Источники звука и скорость его распространения Связь между физическими характеристиками звука и субъективным его восприятием. ...
Основные положения МКТ

Основные положения МКТ

Доказательство существования молекул: 1.Броуновское движение. . Доказательство существования молекул: 2. электронный микроскоп. Размеры молекул. Доказательство ...
Основные понятия и величины, характеризующие волны

Основные понятия и величины, характеризующие волны

Тема: Основные понятия и величины, характеризующие волны. Цель: ? Морские волны служат хорошим примером колебательных движений и наглядно демонстрируют ...
Основные положения МКТ

Основные положения МКТ

1.Все вещества состоят из мельчайших частиц(молекул, атомов ,элементарных частиц) 2. Частицы движутся 3. Частицы взаимодействуют. Вещество состоит ...
Основные понятия и законы динамики

Основные понятия и законы динамики

Относительность движения. Задание: Выяснить - в чём основное отличие геоцентрической и системы от гелиоцентрической? Аристотель 384 - 322 г. до н. ...
Основные положения МКТ

Основные положения МКТ

Молекулярно- кинетическая теория объясняет свойства макроскопических тел и тепловые процессы, протекающие в них, на основе представлений о том, что ...

Конспекты

Основные сведения о строении атома

Основные сведения о строении атома

Конспект урока с применением ЛСМ (логико-смысловой модели). Тема «Основные сведения о строении атома». . 11 класс (базовый уровень). Цель: ...
Основные положения молекулярно-кинетической теории и ее опытное подтверждение.Масса и размеры молекул

Основные положения молекулярно-кинетической теории и ее опытное подтверждение.Масса и размеры молекул

Бегимбаева Жумагуль Купжасаровна. Учитель физики сш №5. Актюбинская область. . Города Шалкар. Тема урока:. "Основные положения ...
Основные положения молекулярно-кинетической теории

Основные положения молекулярно-кинетической теории

Обобщающий урок по теме «Основные положения молекулярно-кинетической теории». Цель урока. : обобщение знаний по основным положениям МКТ. Задачи ...
Основные положения молекулярно – кинетической теории

Основные положения молекулярно – кинетической теории

Тема: Основные положения молекулярно – кинетической теории. Цель урока. : 1.Учащиеся смогут описывать тепловые явления с помощью статического метода, ...
Большой взрыв. Основные этапы эволюции Вселенной

Большой взрыв. Основные этапы эволюции Вселенной

. Предмет физика. 11 кл. Тема:. Большой взрыв. Основные этапы эволюции Вселенной. . . Цель:. Обучающая :. познакомить учащихся. с понятием ...
Атмосферное давление. Основные пояса атмосферного давления на Земле

Атмосферное давление. Основные пояса атмосферного давления на Земле

Разработка урока для 6 класса. . Учитель Загария Ирина Владимировна. СОШ № 34 г. Енакиево Донецкая область Украина. Тема:. Атмосферное давление. ...

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.

Информация о презентации

Ваша оценка: Оцените презентацию по шкале от 1 до 5 баллов
Дата добавления:1 сентября 2018
Категория:Физика
Содержит:24 слайд(ов)
Поделись с друзьями:
Скачать презентацию
Смотреть советы по подготовке презентации