Определение химического состава, скоростей и температуры небесных светил

Определение химического состава, скоростей и температуры небесных светил

Определение химического состава, скоростей и температуры небесных светил

Рады приветствовать Вас!

К Вашим услугам - качественный товар различных ценовых категорий.

Качественная поддержка 24 часа в сутки!

Мы ответим на любой ваш вопрос и подскажем в выборе товара и района!

Наши контакты:

Telegram:

https://t.me/happystuff


ВНИМАНИЕ!!! В Телеграмм переходить только по ссылке, в поиске много Фейков!


Внимание! Роскомнадзор заблокировал Telegram ! Как обойти блокировку:

http://telegra.ph/Kak-obojti-blokirovku-Telegram-04-13-15

















В основе определения химического состава звезд лежит спектральный анализ позволяющий идентифицировать сплошные спектры тел, а так же эмиссионные спектры и спектры поглощения элементов входящих в состав небесных тел. Как правило, наличие в спектре линий некоторого химического элемента говорит о том, что он имеется в исследуемом теле. Измеряя энергию, излучаемую или поглощаемую в данной спектральной линии, вычисляют количество атомов и тем самым массу той части вещества, которая создает излучение. Если эта масса составляет главную долю всей массы наблюдаемого объекта с известными размерами, то легко найти его плотность. Плотность вещества, точнее, давление в нем, сказывается на форме отдельной спектральной линии, особенно вдали от ее центра в так называемых крыльях. Это так же может быть использовано для определения плотности. Как правило, в данной спектральной линии наблюдается свечение или поглощение лишь части атомов, принадлежащих данному телу. Поэтому для определения плотности вещества необходимо предварительно изучить его химический состав. В спектрах подавляющего большинства космических объектов наблюдаются линии водорода. Водород — наиболее распространенный химический элемент в природе. Второе место по распространенности в природе после водорода занимает гелий, хотя принадлежащие ему спектральные линии наблюдаются значительно реже. Для правильного определения химического состава необходимо учитывать, что некоторые атомы могут находиться в ненаблюдаемых или трудно наблюдаемых состояниях, как, например, в случае, когда все возбуждаемые спектральные линии находятся в далеком ультрафиолете. Некоторые тела например, звезды определенных типов обладают теми или иными особенностями химического состава. Однако большинство остальных объектов состоит примерно из одних и тех же относительных количеств известных химических элементов. Поэтому можно говорить о среднем космическом содержании элементов, о котором обычно судят по относительному числу атомов, находящихся в каком-либо объеме. Методы определения температуры в астрофизике. Температура — является универсальной мерой тепловой энергии. Поэтому является основной характеристикой звезд. Ее определение — одна из труднейших астрофизических задач. Принципиально можно выделить 2 метода определения температуры. Рассмотрим основные методы определения температур: Определение температуры по ширине спектральных линий. В следствие хаотичного движения частиц составляющих звезд, всегда можно выделить группы частиц движущихся вдоль луча зрения, к наблюдателю и от него. А так же частицы движения в направлении перпендикулярном лучу зрения. Для частиц движущихся вдоль луча зрения будет наблюдаться эффект Доплера, приводящий к доплеровскому уширению спектральных линий излучения тела, как правило температуру рассчитывают через параметры полуширины спектральной линии. Этот метод основан на сравнении теоретических расчетах спектра излучения данного тела с результатами наблюдений. Изучение и измерение мощности излучения звезд энергетической светимости звезд позволяет на основании закона Стефана-Больцмана определить энергетическую температуру. На основании закона Вина можно определить цветовую температуру. По аналогии можно определить и яркостную температуру. Под яркостною температурой понимают температуру такого абсолютно черного тела, каждый квадратный сантиметр которой на некоторой длине волны излучает такой же поток энергии, как и данное тело на той же длине волны. Название галактик определяется комбинацией букв определяющих название каталога и комбинацией цифр определяющих номер галактики в данном каталоге. Строение галактик изучают по их фотографиям, в результате внешнему виду галактики делятся на эллиптические, спиральные, неправильные и пекулярные. Яркость плавно увеличивается от периферии к центру, а внутренняя структура, как правило, отсутствует. Типичными представителями являются наша Галактика и туманность Андромеды. В отличие от эллиптических галактик, в них наблюдается структура в виде характерных спиральных ветвей. Различаются два типа спиралей. У каждой спиральной галактики различают степень развитости спиральных рукавов, которые обозначают малыми лат. Буквами — а - самые развитые четкие , -b, - с,…. Наиболее удобным для исследования спиральной структуры галактик соответствует объектам, у которого плоскость центрального уплотнения расположена перпендикулярно лучам зрения наблюдателя. Примером галактик этого типа являются Магеллановы Облака,. Галактики не имеют спиралевидных рукавов и характеризуются отсутствием центральных уплотнений и симметричной структуры, а также низкой светимостью и относительно высоким содержанием нейтрального водорода, 4 Пекулярные галактики Р. Так называются галактики, которые обладают теми или иными особенностями, не позволяющими отнести их ни к одному из перечисленных выше классов. Пример, галактики открытые в последнее время. Внегалактические туманности имеют непрерывные спектры с линиями поглощения, напоминающие спектры звезд, чаще всего спектральных классов A, F или G, на которые иногда накладываются эмиссионные линии, характерные для свечения газовых туманностей. Неправильные галактики по спектру, как правило, напоминают звезды спектральных классов А и F, спиральные — F и G , а эллиптические — G и К. Это означает, что в спиральных и неправильных галактиках содержится относительно много молодых горячих звезд ранних спектральных классов, в то время как эллиптические галактики состоят из старых звезд поздних спектральных классов, подобно сферической подсистеме нашей Галактики. Большой интерес представляют взаимодействующие галактики, состоящие из двух и более до 8 звездных систем — компонентов. Компоненты соединены между собой полосами светлой материи или оказываются погруженными в облако звезд, создающих вокруг них как бы туман. Галактики, даже одного и того же типа, могут сильно различаться по своим размерам, светимостям, массам и другим характеристикам. У большинства галактик нет резких границ и звездная плотность постепенно убывает с расстоянием от центра, результат определения видимых их размеров зависит от того, до какой предельной поверхностной яркости они наблюдаются. В наиболее крупных спиральных и эллиптических галактиках звезды наблюдаются на расстояниях кпс от центра. Карликовые системы характеризуются расстояниями меньшими на порядок. Неправильные галактики раз в слабее. Сравнивая смещение спектральных линий в различных частях одной и той же внегалактической туманности или измеряя расширение линий во всем ее спектре, можно обнаружить, что галактики вращаются. Периоды вращения внешних частей галактик оказываются порядка 10 8 лет. Центральные части галактик, как правило, вращаются с одной угловой скоростью, то есть как твердые тела. Направление вращения спиральных галактик происходит, по-видимому, в сторону закручивания спиральных ветвей. Массы галактик определяются на основании скоростей вращения внешних их частей. Для грубой оценки массы предполагается, что это вращение происходит по закону Кеплера. Их можно оценивать схожим образом. Как и в случае звезд имеется определенная зависимость между массой галактики и их светимостью. Данная зависимость позволит по сравнению светимости определить массы галактик. Для эллиптических галактик это отношение составляет несколько десятков. Массы большинства наблюдаемых галактик заключены в пределах 10 9 12 масс Солнца. В центральных областях галактики сосредоточены как правило наиболее молодые и горячие звезды причем в спектрах центральных сгущений, наряду с эмиссионными линиями, наблюдаются спектры с широким поглощением. Широкие эмиссионные линии не могут быть связаны с излучением газово-пылевых туманностей, возникают гипотезы о наличии в ядрах галактик объекта ов , не звездной природы, обладающих большими запасами энергии. В центральных областях некоторых галактик наблюдается движение газа в виде отдельных облаков, причем скорости эти облаков составляют 10 6 м в секунду. Сейфертовские галактики — галактики с движением газовых облаков. Известны галактики из внутренних областей которых происходят выбросы вещества. Сгустки вещества наиболее интересны в плане изучения космологических вопросов, так как хранят в себе информацию о структурах галактик в далеком прошлом. Радиоволны в той или иной степени излучают все галактики. Однако у большинства обычных галактик на радиоизлучение приходится лишь ничтожная доля всей их мощности, в то время как поток радиоволн от некоторых галактик оказывается сравнимым с мощностью их оптического излучения. Такие галактики называются радиогалактиками. Мощность их радиоизлучения часто в тысячи и десятки тысяч раз больше, чем у обычных галактик. Примером очень мощной радиогалактики галактика в созвездии Лебедя, называемым Лебедь-А. Расстояние до источника Лебедь-А составляет Мпс. Мощность его радиоизлучения в шесть раз превышает мощность всех остальных объектов радиоизлучения. Изучено более подобных объектов, названных квазарами квазизвездными радиоисточниками. Такие же оптические объекты, но не обладающие сильным радиоизлучением, были открыты в г. По физической структуре квазары напоминают ядра галактик лишенных внешней структуры, что позволяет сделать вывод о том что квазары являются эволюционной стадией развития галактик. Обычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов, часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик. Наша Галактика входит в состав так называемой Местной группы, включающей в себя три гигантские спиральные галактики наша Галактика, туманность Андромеды и туманность в созвездии Треугольника , а также более 15 карликовых эллиптических и неправильных галактик, крупнейшими из которых являются Магеллановы Облака. В среднем размеры скоплений галактик составляют около 3 Мпс. В отдельных случаях диаметр их может превышать Мпс. Они делятся на рассеянные неправильные и сферические правильные скопления. Есть основания полагать, что скопления галактик в свою очередь также распределены неравномерно. Согласно некоторым исследованиям, окружающие нас скопления и группы галактик образуют грандиозную систему — Сверхгалактику. Масса нашей Сверхгалактики должна составлять около 10 15 масс Солнца, а ее диаметр порядка 50 Мпс. Луна как космическое тело. Ближайшее к Земле небесное тело, естественный спутник нашей планеты. Второй по яркости объект после Солнца, и 5 по величине спутник. Это единственное небесное тело на котором побывал человек. Она обращается вокруг Земли на расстоянии тыс. Диаметр Луны лишь в 4 раза меньше земного, он равен км. Масса Луны в 81 раз меньше массы земли. На лунной поверхности сила тяготения в шесть раз меньше, чем на Земле. Сила тяготения настолько слаба, что весь воздух и вся вода, которые были на Луне, улетучились в космос. Гравитационные силы между Землёй и Луной вызывают морские приливы и отливы. Она примерно соответствует плотности верхней оболочки Земли - ее коры. У Луны нет естественных спутников. Луна постоянно обращена к Земле одной и той же своей стороной. Правда, она немного колеблется, поэтому с Земли иногда можно видеть дополнительные участки поверхности Луны; в результате наблюдают почти три пятых лунного глобуса. Обратная сторона Луны в основном покрыта горами. Суточная до 1 градуса и физическая до 2 о либрация возникают из-за суточного вращения Земли и вследствие неравномерного гравитационного притяжения к Земле. Атмосферы на Луне нет. Небо над Луной всегда черное, даже среди дня, из-за отсутствия воздуха. Звуковые волны в вакууме не распространяются, так что на Луне царит полная тишина. На один оборот вокруг Земли по эллиптической орбите Луна затрачивает 27,3 сут. Такой промежуток времени называется сидерическим или звездным месяцем. Луна обращается по орбите вокруг Земли, и тем самым угол между Землёй, Луной и Солнцем изменяется; мы наблюдаем это явление как цикл лунных фаз. Период времени между последовательными новолуниями составляет 29,5 дней часов и называется синодический месяц. Луна состоит из коры толщина 50 км , верхней мантии, средней мантии, нижней мантии астеносферы и ядра из жидкого железа. Поверхность Луны покрыта так называемым реголитом — смесью тонкой пыли и скалистых обломков, образующихся в результате столкновений метеороидов с лунной поверхностью. Луна не имеет магнитного поля. В мантии залегают очаги лунотрясений сейсмическая активность: Поверхность Луны можно разделить на два типа: Воды на луне нет. Особенно большое значение для понимания природы Луны имела доставка на Землю образцов лунного грунта. Их анализ доказал полное отсутствие в поверхностном слое Луны органических соединений. Изучение лунного грунта дало возможность установить точный химический состав лунных пород и их возраст. Выяснилось, что возраст Луны и Земли одинаков: Это Пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения. Движение компонентов двойных звезд происходит в соответствии с законами Кеплера оба компонента описывают в пространстве подобные то есть с одинаковым эксцентриситетом эллиптические орбиты вокруг общего центра масс. Существуют тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами. В зависимости от размеров и расположения орбит в пространстве, а также от расстояния от нас двойные звезды изучают разными методами. Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды в отдельности. Огромная роль изучения двойных звезд, состоит в определении массы звезды, необходимой для исследования внутреннего строения и атмосферы звезды. Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп или сфотографировать, называют визуально-двойными звездами. Среди наблюдаемых двойных звезд не все образуют физические пары. Иногда звезды, хотя и кажутся близкими на небе, на самом деле лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют громадные расстояния. Это оптические двойные звезды. Другой тип двойных составляют те звезды, у которых плоскости орбит близки к направлению луча зрения. При движении такие звезды попеременно загораживают друг друга, поэтому блеск системы временно ослабевает. Это затменно-двойные звезды затменно-переменные. Звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей — спутником. Затменно-двойных открыто уже более Если компоненты двойной звезды очень близки между собой и достаточно ярки, то можно сфотографировать их спектры и подметить периодическое расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Звезды, двойственность которых может быть установлена только на основании спектральных наблюдений, называются спектрально-двойными. Если один из компонентов — слабая звезда, то наблюдается лишь периодическое колебание положения одиночных линий. Оно свидетельствует об орбитальном движении компонентов вокруг их общего центра масс. Их известно около Тесные двойные системы представляют собою такие пары звезд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами, при этом существенную роль начинают играть приливные взаимодействия между компонентами. Изучать двойные звезды начал английский астроном Гершель в конце 18 в. При этом наблюдаются комбинированные системы. Например, компонент визуально-двойной звезды сам оказывается спектрально-двойной или затменно-двойной звездой и т. К перечисленным видам двойных можно присоединить еще звезды со сложным спектром. Это свидетельствует о том, что компоненты — звезды разных спектральных классов. Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением. Это так называемые широкие пары. При помощи многоцветной фотоэлектрической фотометрии можно обнаружить двойственность звезды, которая иначе ничем себя не проявляет. Кроме того, существуют звезды с невидимыми спутниками, которые также могут быть причислены к двойным звездам. Лишь у нескольких десятков визуально-двойных пар надежно вычислены элементы орбит. Их периоды обращения составляют от нескольких лет до нескольких сотен лет. По одной оси откладывается масса, а по другой — светимость. Светимость увеличивается пропорционально кубу массы. Хочу больше похожих работ Главная Опубликовать работу О сайте. Деятельностный подход на уроке астрономии на тему: Я считаю предмет астрономии очень важным для изучения в средней школе. Древнейшая наука непостижимым образом связывает воедино все естественнонаучные Нас всегда радует и пугает бездонный мир ночного неба, на котором мерцают маленькие звездочки, движутся размеренно по своим законам планеты, неожиданн Мифы, отраженные в небе. За неделю до урока класс разбивается на групп. Каждая группа получает задание составить рассказ, презентацию, сделать набор иллюстраций, небольшой Малые тела Солнечной системы 4. Однажды великого мыслителя Сократа спросили о том, что, по его мнению, легче всего в жизни. Он ответил, что легче всего — поучать других Сохрани ссылку на реферат в одной из сетей: Атомов гелия в космосе раз в 10 меньше, чем водорода. Галактики виды, структура, движение. Квазары В г. Пространственное распределение галактик Обычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов, часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик. Двойные звездные системы Это Пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения. Чтобы установить природу странных небесных тел , сфотографировали их спектр. Астрономия изучает природу небесных тел. Выдающийся русский астрофизик Ф. Бредихин — гг Возникла астрофизика , получившая особенно Астрофизика изучает строение, физические Космогония рассматривает вопросы происхождения и эволюции небесных тел , в том числе

Трамадол в Лысьве

Как узнают химический состав небесных тел

Купить Гарсон Суворов

Купить Метод Богородицк

Купить методон в Воронеж-45

§13.1. Применение спектрального анализа

Спайс россыпь в Билибине

Positive45 biz

Купить закладки лирика в Кулебаки

Урок 18. Спектральный анализ в астрономии

Настойка конопли — Википедия

Где купить гашиш в екатеринбурге

Купить жидкий экстази Судогда

Шпаргалки по химии

Купить закладки стаф в Гусиноозерске

Определение химического состава, скоростей и температуры небесных светил

Купить Белый Чапаевск

IV. Методы астрофизических исследований

Nolvit спб

Определение Химического Состава Небесных Тел

Купить Гашиш в Асино

Купить lsd в Лодейное Поле

Купить Гашиш Шумиха

IV. Методы астрофизических исследований

Купить закладки наркотики в Белоусовом

Закладки в Ельне

Купить DOMINO Сельцо

Определение химического состава, скоростей и температуры небесных светил

Закладки стаф в Междуреченске

222rc biz покупка в обход

Купить Кристалы в Устюжне

Купить ЛЁД Полысаево

Скорость челябинск закладки

Определение химического состава, скоростей и температуры небесных светил

Купить закладки трамадол в Ак-довураке

Определение химического состава, скоростей и температуры небесных светил