Урок 29.05.2020
Тема: «Повторение»
1. Задание: просмотреть видеоурок на повторение.
2. Задание: пройти по ссылке и ответить на вопросы теста, результат прислать мне.
https://moeobrazovanie.ru/viktoriny/test_po_astronomii_11_klass.html
Д/з нет.
Урок 22.05.20.
Тема: «Одиноки ли мы во Вселенной?»
Задание: посмотреть фильм по данной теме.
Д/з: §28 прочитать.
Урок 15.05.20.
Тема: «Современные основы космологии»
Задание: пройти по ссылке и ответить на онлайн-тест.
Опирайтесь на материал учебника, § 27.
Д/з: § 27 прочитать, ответить на вопросы после параграфа.
Урок 08.05.20.
Тема: «Космология начала 20 века»
I.
Изучение
нового материала
Сегодня мы познакомимся со строением астрономической
Вселенной и определим место нашей планеты Земля во Вселенной. Вселенная
является предметом исследования космологии.
Вспомним, какие разделы астрономии знаем и сегодня
остановимся на разделе космология.
Астрономия (от
греческого ἀστρο «звезда» и νόμος «закон») - наука о Вселенной, изучающая
расположение, движение, структуру, происхождение и развитие небесных тел и их систем.
Астрономия – парадоксальная наука, которую человечество
создало словно назло самому себе. Она дает возможность нам с помощью наблюдений
и вычислений буквально каждый день делать все новые и новые открытия, и именно
они заставляют нас понимать, что мы не знаем ровным счетом ничего о Вселенной,
о звездах и даже о ближайших к нам планетах Солнечной системы. Сегодня
существуют различные разделы астрономии, среди которых основными являются
следующие:
Ø галактическая астрономии,
Ø внегалактическая астрономии,
Ø физика звезд,
Ø астрофизика,
Ø экзобиология,
Ø астрохимия,
Ø космология,
Ø космогония.
Астрофизика - раздел астрономии, изучающих
физические свойства астрономических объектов.
Космология – теоретическая астрофизика,
изучающая строение и эволюцию Вселенной в целом (от греческого космос - мир,
Вселенная и логос - учение). В компетенцию космологии входит и их движение (разбегание)
объяснение наблюдаемого распределения галактик в пространстве.
Во времена
Античности и Средневековья полагали, что Вселенная не изменяется. Копернику - Вселенная представлялась замкнутым
пространством, которое ограничено особой сферой неподвижных звезд. Движения
небесных тел всегда являются круговыми и равномерными. Звёзды застыли на своих местах,
наблюдались только периодические движения в Солнечной системе. Большое значение
имело открытие И. Ньютоном закона всемирного тяготения.
Согласно
закону всемирного тяготения, что в конечной вселенной всё её вещество за
ограниченный промежуток времени должно стянуться в единую тесную систему, тогда
как в бесконечной Вселенной вещество под действием тяготения собирается в
некоторых ограниченных объёмах - «островах», равномерно заполняет Вселенную.
Проблема получила название фотометрического парадокса.
Почему небо
тёмное ночью?
Фотометрический
парадокс, или парадокс темного ночного неба, заключающийся в том, что в
бесконечной Вселенной существует нескончаемое количество звезд, сумма яркостей
которых должна образовывать бесконечную яркость. Иными словами, ночное небо
было бы полностью покрыто яркими звездами, а в реальности оно тёмное, так как
количество звезд и галактик исчислимо.
С открытием общей
теории относительности А. Эйнштейном, в которой обобщил теорию тяготения И.
Ньютона для массивных тел и скоростей движения вещества, сравнимых со
скоростями света. Согласно этой теории время не имеет абсолютного характера, а
движение и распределение материи в пространстве нельзя рассматривать в отрыве
от геометрических свойств пространства и времени. Гравитационное поле представляет
собой искривление пространства – времени, создавая массивными телами.
Впервые космологическую модель
Вселенной в рамках ОТО рассмотрел советский математик А. Фридман.
Вселенная Фридмана одна из
космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям ОТО, первая из
нестационарных моделей Вселенной. Модель Фридмана в 1922г. описывает однородную
изотропную в общем случае нестационарную Вселенную с веществом,
обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной. Эта
работа учёного стала первым основным теоретическим развитием ОТО после работ
Эйнштейна 1915—1917 гг.
При
расширении Вселенной скорость разбегания галактик должна быть пропорционально
расстояниям до них - вывод подтверждённый Э. Хабблом, открытием красного
смещения в спектрах галактик.
Если средняя плотность Вселенной
больше критической (ρ>ρкр), то в будущем расширение Вселенной
сменится сжатием, а при средней плотности, равной или меньшей критической (ρ≤ρкр),
расширение не прекратится. Средняя плотность вещества, сосредоточенная в виде
звезд в галактиках, равна приблизительно 2•10-30кг/см3,
что почти в 5 раз меньше критической. Мы
не знаем средней плотности вещества во всей Вселенной. Но учёные могут
подсчитать в доступной ее части – в метагалактики.
Делать окончательные выводы о
бесконечном расширении Вселенной пока преждевременно, так как некоторые
астрономы высказывают предположение о существовании в галактиках вещества,
которое пока еще не обнаружено. Эта «скрытая масса» может изменить оценку
принятой сейчас средней плотности вещества во Вселенной. Поэтому точного ответа
на вопрос о будущем Вселенной в настоящее время не имеется.
Наблюдение за возрастом Вселенной пока не позволяют нам с определенностью сказать о
характере будущего расширения Вселенной, то время, когда в прошлом это
расширение началось, можно с помощью закона Хаббла.
Эти рассуждения применимы для любой
галактики. Таким образом, около 13 млрд. лет назад все вещество метагалактики было
сосредоточено в небольшом объеме и плотность вещества была настолько высокой,
что ни галактик, ни звезд не существовало.
Пока не ясны ни физические
процессы, протекавшие до этого сверхплотного состояния вещества, ни причины
вызвавшие расширение Вселенной. Ясно одно, что со временем расширение привело к
значительному уменьшению плотности вещества и на определенном этапе расширения
стали формироваться галактики и звезды.
Некоторые видят в наблюдаемом
разбегании галактик аналогию с разлетом вещества во время взрыва, поэтому
описанная теория расширения Вселенной получила название теории
Большого взрыва, а время
Tв=1/Н=13 млрд. лет,
прошедшее с начала
этого взрыва, называют возрастом
Вселенной.
Расширение Вселенной
и связанное с ним наблюдение разбегающихся галактик объясняет отсутствие
фотометрического парадокса. Свет далёких галактик и звёзд испытывает красное
смещение. Энергия световых квантов уменьшается, меньше света проходит от этих
галактик. Этим объясняется, что небо ночью тёмное.
II.
Д/з:
§ 27 прочитать, вопросы 1, 2 после параграфа
Урок 24.04.20.
Тема: «Другие галактики»
I.
Тест: Галактики и виды галактик
1.Галактикой называется система из звезд, межзвездного газа и пыли,
темной материи. Верно ли это утверждение:
1.Да 2.Нет
2. Галактики вращаются вокруг:
1.Солнца 2.
Планет. 3. Общего центра тяжести
3. В чем измеряется расстояние между
галактиками?
1.год
2.век. 3.световой год
4.Примерное количество галактик во
Вселенной на сегодняшний день
1. 500 2.
300 3. 1011
5. Выберите правильное утверждение. Существуют три основных вида галактик:
1. Эллиптические, спиральные, неправильные.
2.круговые, правильные, параллельные.
3. шарообразные, сферические, конусовидные.
6.Является ли галактикой Млечный путь?
1. нет 2.да
7. На что приходится около 90 % масс
галактик
1. на пыль.
2. На газ. 3. На темную материю
и энергию
8. Доля эллиптических галактик в общем
числе галактик в наблюдаемой части Вселенной
1. 90 %
2.25 % 3.1 %
9. К какому виду галактик относится наша
Галактика?
1. эллиптическая
2. Спиральная. 3. Неправильная
10. Доля линзообразных галактик
1.1%
2. 15 % 3.20 %
II.
Изучение нового материала
Эволюция
звезд, это - изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее
рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного
топлива и конечную стадию угасания.
Горение
водорода в ядре продолжается до тех пор, пока не истощатся запасы топлива. В
течение этой фазы звезда находится на главной последовательности диаграммы
Герцшпрунга-Рессела. Здесь масштабы времени резко уменьшаются с увеличением
массы. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет 10 млрд.
лет (около половины которого уже прошло). Когда при исчерпании всего топлива
горение водорода в ядре прекращается, в структуре звезды происходят
фундаментальные изменения, связанные с потерей источника энергии. Звезда уходит
с главной последовательности в область красных гигантов. Рост температуры и
плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых может (в зависимости от
массы) активироваться новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия
(тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных
гигантов и сверхгигантов. При температурах порядка 108 K кинетическая энергия
ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера:
два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного
изотопа бериллия Be8: He4 + He4 = Be8.Большая часть Be8 снова распадается на
две альфа-частицы, но при столкновении Be8 с высокоэнергетической
альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C12: Be8 + He4 = C12
+ 7,3 МэВ.
Протозвезда. Звезды
образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных
молекулярных облаках (если его масса не менее 2000 масс Солнца. Т=10К). Поэтому
звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Гигантские
молекулярные облака с массами, большими 105 M (их известно более 6 000),
содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области
звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно
сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них
образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении
остатков вспышек сверхновых , спиральные волны плотности и звездный ветер от
горячих ОВ-звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков
через фрагментацию облака (появление глоб) к звездам возрастает в миллионы раз,
а плотность – в 1020 раз, увеличивается скорость вращения.
Стадия развития
звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников
энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»).
Звезда. Ядро
втягивает все, или почти все вещество, сжимается и когда температура внутри
превысит 10 млн.К, начинается процесс выгорания водорода (термоядерная
реакция). Для звезд с M? от самого начала прошло 60 млн.лет, а для звезд с 10M?
прошло 300000 лет. При массе ядра не превосходящей 0,08 массы Солнца,
температуры такой не достигнет, возникнет коричневый карлик, который не
попадает на главную последовательность, постепенно погаснет и в конце
рассеется.
Звезда
на главной последовательности. Находится пока внутри происходит термоядерная
реакция выгорания водорода в ядре, что зависит от массы. Время жизни самое
долгое в эволюции. Для звезд разной массы: M=0,8M? ?=20 млрд.лет, M=M? ?=10
млрд.лет, M=1,5M? ?=1,5 млрд.лет, M=2,0M? ?=0,8 млрд.лет
После
того как звезда израсходует содержащийся в центральной части водород, гелиевое
ядро начнет сжиматься, его температура повысится настолько, что начнутся
реакции с большим энерговыделением (при температуре 2•107 К начинается горение
гелия - составляет по времени десятую часть горения Н). В прилегающем к ядру
слое, как правило, остается водород, возобновляются протон-протонные реакции,
давление в оболочке существенно повышается, и внешние слои звезды резко
увеличиваются в размерах. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда начинает
смещаться вправо – в область красных гигантов, увеличиваясь примерно в размере
в 50 раз. Звезды скромных размеров, включая и Солнце, в конце жизни, после
стадии красного гиганта сжимаются, сбрасывают оболочку (до 30% массы -
образуется планетарная туманность), превращаясь в белые карлики, имеющие массу,
не превышающую 1,2 M?, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно,
плотность в миллион раз больше солнечной. Белый карлик продолжает слабо
светиться еще очень долго, пока его тепло не израсходуется полностью, и он
превратится в мертвого черного карлика.
II.
Д/з: §26 прочитать, ответить устно на вопросы 1-6 после параграфа.
Урок 17.04.20.
Тема: «Наша Галактика»
Цель урока: повторить материал о нашей Галактике, дать
представление о многообразии галактик во Вселенной.
I.
Повторение
- Подняв
глаза в осеннюю безлунную ночь, мы увидим необычное красивое зрелище. Что
мы увидим? И что вы можете сказать о нём?
- Мы
начали с вами разговор о Галактике, о нашей Галактике. А что входит в нашу
Галактику? (Звёзды и звёздные скопления, туманности, космические лучи,
магнитные и гравитационные поля)
- Что
вы можете сказать о строении Галактики? И что в ней происходит?
II.
Изучение нового материала
Галактики – это большие звездные системы, в которых звезды связаны
друг с другом силами гравитации. Существуют галактики, включающие триллионы
звезд. Наша Галактика – Млечный Путь – также достаточно велика: ее масса
равняется приблизительно двумстам миллиардам масс Солнца. Самые маленькие
галактики содержат в миллион раз меньше звезд.
Предполагают, что современные галактики
образуются в результате слияния и объединения своеобразных строительных блоков
из звезд, газа и пыли. По одной из гипотез галактики образуются слиянием таких
блоков из гигантских сверхскоплений, меньших по количеству звезд и размерам,
чем обычные галактики, но больших, чем обычные скопления. Космическим
телескопом им. Хаббла обнаружены большие концентрации таких галактик на далеких
расстояниях. Спектральные наблюдения на десятиметровом телескопе им. Кека
на Гавайских островах также позволили доказать, что галактики формируются из
более мелких скоплений (блоков). Многообразие форм галактик поражает.
В 1784 году французский астроном Шарль Мессье составил первый
каталог из 108 туманных объектов,
доступных для наблюдений на инструментах того времени. Только 11 объектов
из этого каталога оказались газовыми туманностями, остальные – шаровыми и
рассеянными скоплениями и галактиками. И тем не менее только в двадцатых годах
XX века американский астроном Эдвин Хаббл, наблюдая за цефеидами в
туманности Андромеды, пришел к выводу, что она внегалактический объект, и
доказал существование галактик. (
Эта классификация отражает не только особенности их видимой формы,
но и свойства входящих в них звезд. Эллиптические галактики состоят из очень
старых звезд, в неправильных галактиках основной вклад в излучение дают звезды,
существенно моложе Солнца, а в спиральных галактиках характер спектра выдает
присутствие звезд всех возрастов.
Эллиптические
галактики
Эллиптические галактики составляют примерно 25 % от общего числа галактик высокой
светимости. Такая галактика выглядит как сфера или эллипсоид, диск в ней
практически полностью отсутствует. Эллиптические галактики, как и сферические
компоненты у галактик других типов, почти лишены межзвездного газа (не считая
разреженного и очень горячего газа, заполняющего всю галактику), а
следовательно и молодых звезд.
Звезды эллиптических галактик
обращаются вокруг центра галактики очень медленно (скорость вращения обычно не
превышает нескольких десятков км/с). Таким образом, эллиптические
галактики – это системы с низким удельным моментом импульса.
Существует
промежуточный тип между спиральными и эллиптическими – это линзовидные галактики. У
них есть гало и диск, но нет спиральных рукавов.
Спиральные
галактики
В
1845 году английский астроном лорд Росс обнаружил целый класс «спиральных
туманностей». Природа этих туманностей была установлена лишь в начале
XX века. Было доказано, что спиральные туманности – это огромные звездные
системы, похожие на нашу Галактику
и удаленные от нее на миллионы световых лет. С тех
пор их и стали называть галактиками.
Неправильные
галактики
При
исследовании неба с помощью телескопов обнаружено множество галактик
неправильной, клочковатой формы. Около
половины вещества в них – межзвездный газ. Подобные галактики называются неправильными. К этому
классу относятся около 5 % всех галактик.
Ближайшими к
нам и самыми яркими на небе галактиками являются Магеллановы
Облака. Они хорошо видны в Южном полушарии
невооруженным глазом как два туманных облака, подобно Млечному Пути. Свет от
Большого Магелланового Облака идет к нам 170 тысяч лет, от Малого –
200 тысяч лет.
Встречаются
среди галактик и карликовые, которые не вписываются в классификацию Хаббла. Они
в десятки раз меньше по размерам обычных галактик. Выделено 4 типа
подобных образований: карликовые эллиптические
, карликовые сфероидальные, карликовые неправильные.
Галактик со спиральными ветвями среди карликов не встречается. Скорее всего,
для образования спиралей нужен массивный звездный диск, а масса карликовых
галактик недостаточна для этого
Галактический
каннибализм
В середине XX столетия крупные телескопы выявили,
что 5–10 % от общего числа галактик имеет весьма странный, искаженный вид,
так что их трудно классифицировать по Хабблу. Иногда такие галактики окружены
светящимся гало либо связаны звездной перемычкой. Иногда от галактик на сотни
тысяч световых лет отходят длинные хвосты. В некоторых системах обращает на
себя внимание сложный характер внутреннего движения межзвездного газа.
Если
галактики в своем движении близко походят друг к другу, то они могут испытывать
сильное гравитационное взаимодействие на расстоянии, даже не соприкасаясь. При
взаимном проникновении галактики могут даже слиться друг с другом за несколько
сотен миллионов лет.
Наша
Галактика также захватывает карликовую галактику, находящуюся на расстоянии
всего в 60 тысяч световых лет. Через сотню миллионов лет звезды этой
карликовой галактики станут звездами нашей Галактики.
Магеллановы
Облака также разрушаются, находясь
неподалеку от нашей Галактики. По подсчетам астрономов в ближайшие
10 миллиардов лет Млечный Путь полностью поглотит все вещество
Магеллановых Облаков.
Звездный «каннибализм» – обычное
явление в жизни галактик. Процессы поглощения галактик не сопровождаются
катастрофическими звездными столкновениями, так как межзвездные расстояния
очень велики по сравнению с размерами самих звезд. Однако процесс
звездообразования может стать более эффективным, так как формируются массивные
облака газа и под действием гравитации их скорости возрастают.
III.
Домашняя работа: §25 прочитать.
Урок 15.04.20.
Тема: «Эволюция звезд»
Цель: рассмотреть физические характеристики звезд;
познакомиться со связью между разными
характеристиками звезд.
1. Изучение нового материала
ДИАГРАММА СПЕКТР – СВЕТИМОСТЬ
Солнце по физическим параметрам относится к средним звездам — оно имеет
среднюю температуру, среднюю светимость и т. Д
Астрономы решили проверить, много ли в космосе
таких звезд, как наше Солнце. Для этой цели Э. Герцшпрунг (1873—1967) и Г. Рессел
(1877—1955) предложили диаграмму, на которой можно
обозначить место каждой звезды, если известны ее температура и
светимость. Ее назвали диаграмма
спектр-светимость, или диаграмма Герцшпрунга-Рессела.
Она имеет вид графика, на котором по оси абсцисс отмечают спектральный
класс или температуру звезды, а по оси ординат — светимость. Если Солнце —
средняя звезда, то на диаграмме должно быть
скопление точек вблизи того места,
которое занимает Солнце. То есть
большинство звезд должны быть желтого цвета с такой же светимостью, как Солнце.
Каково же было удивление астрономов,
когда оказалось, что в космосе не
нашли звезды, которую можно считать копией Солнца. Большинство звезд на
диаграмме оказались в узкой полосе.
которую называют главной последовательностью. Диаметры звезд главной последовательности отличаются в несколько раз, а
их светимость по закону Стефана-Больцмана определяется температурой поверхности.
Большинство звезд (около 90 %), располагаются на
диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью.
Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний
правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности
относится Солнце, светимость которого принимают за единицу.
Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам,
располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым
карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.
В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности
– нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода
в термоядерных реакциях. Главная
последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые
большие по массе звезды располагаются в верхней части главной
последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе
звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности.
Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности
меньшим содержанием металлов.
Большую часть своей жизни звезда проводит на главной
последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие
параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого
состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение
короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной
последовательности.
Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют
свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет.
Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами.
Стадии эволюции звезды после главной
последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными
гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро
увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции
отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рессела. Каждая звезда проводит на главной
последовательности около 90% времени своей жизни. В этот период основными
источниками энергии звезды являются термоядерные реакции превращения водорода в
гелий в её центре. Исчерпав данный источник, звезда смещается в область
гигантов, где проводит около 10% времени своей жизни. В это время основным
источником выделения энергии звезды является превращение водорода в гелий в
слое, окружающем плотное гелиевое ядро. Это так называемая стадия красного гиганта.
II. Закрепление
нового материала
Тест «Звезды»
1. Массивные звезды ранних спектральных классов, в
сотни тысяч раз превышающие светимость Солнца называются:
А) голубые сверхгиганты;
Б) красные сверхгиганты;
В) сверхновые;
Г) красными гигантами.
2. Наше звезда Солнце является:
А) звездой главной последовательности, спектрального класса G 2;
Б) красным гигантом спектрального класса М 2;
В) красным карликом спектрального класса М 2;
Г) белым карликом.
3. Звезды поздних спектральных классов с низкой
светимостью называются:
А) красные гиганты;
Б) красные карлики;
В) белые карлики;
Г) субкарлики.
4. Наиболее распространенный тип звезд среди ближайших
к нашей звезде:
А) голубые сверхгиганты;
Б) красные сверхгиганты;
В) красные карлики;
Г) белые карлики.
5. Самые горячие звезды главной последовательности
имеют температуру:
А) 1000 000 000 К;
Б) 60 000 К;
В) 20 000 К;
Г) 10 000 К.
6. Давление и температура в центре звезды определяется
прежде всего:
А) светимостью;
Б) температурой атмосферы;
В) химическим составом;
Г) массой.
7. Скорость эволюции звезды зависит прежде всего от:
А) светимости;
Б) массы;
В) температуры поверхности;
Г) химического состава.
8. В чем коренное отличие звезд от планет?
А) в светимости;
Б) в массе;
В) в размерах;
Г) в плотности.
9. Распределение энергии в спектре и наличие линий
поглощения различных элементов используют для определения:
А) массы космического объекта;
Б) времени эволюции;
В) температуры;
Г) расстояния.
10. Если звезды
нанести на диаграмму спектр–светимость (Герцшпрунга–Рессела), то большинство из
них будут находиться на главной последовательности. Из этого вытекает, что:
А) на главной последовательности концентрируются самые молодые звезды;
Б) продолжительность пребывания на стадии главной последовательности
превышает время эволюции на других стадиях;
В) это является чистой случайностью и не объясняется теорией эволюцией
звезд;
Г) на главной последовательности концентрируются самые старые звезды;
Домашнее задание:
ответить на вопросы теста, выслать мне в вк. §23, 24 прочитать; знать основные
характеристики звезд.
Урок 10.04.2020
Тема: «Переменные и нестационарные звезды»
Цель: рассмотреть периодичность звезд; разновидность звезд.
I.
Изучение нового материала
II.
Самостоятельная работа (по материалам
учебника, п. 24)
Переменные и нестационарные звезды.
1. Пульсирующие звезды, которые периодически изменяют линейные размеры,
называются…
1) цефеиды 2)
пульсары 3) новые звезды 4) сверхновые звезды
2. Что остается на месте вспышки сверхновой звезды?
1) нейтронная звезда (пульсар) и
туманность 2) белый карлик
3) красный гигант
4) черная дыра
3. У каких переменных колебания
блеска от 1m до
1,5m?
1) у затменно-переменных звезд 2) у цефеид
3) у новых звезд 4) у
долгопериодических звезд
4. Насколько возрастает блеск при вспышке новой звезды?
1) на 4-5 звездных величин
2) на 12-13 звездных величин
3) на 20-30 звездных величин
4) на 1-2 звездные величины
5. Какие характеристики звезд можно определить, исследуя двойные звезды?
1) массу, а в случае если звезда является затменной, то и размеры 2) блеск
3) температуру, размеры и светимость 4) температуру и
светимость
6. Чем можно объяснить изменение яркости новых звезд?
1) главным образом, изменением массы звезды
2) главным образом, изменением размеров звезды
3) главным образом, изменением плотности звезды
4) главным образом, изменением температуры звезд
7. Каков источник энергии, дающий возможность светить звездам главной
последовательности?
1) реакции ядерного синтеза, в которых водород превращается в гелий 2) «горение» гелия
3) гравитационное сжатие газопылевого облака 4)
химические реакции
8. Что такое белый карлик?
1) это огромное вращающееся, сжимающееся газообразное облако, образующееся
внутри существующих в космосе облаков газа (в основном водорода) и пыли
2) маленькая плотная (умирающая) звезда низкой светимости с высокой
поверхностной температурой, типичный размер ее равен размеру Земли, а масса
равна солнечной
3) звезда сверхплотной массы, возникшая в результате гравитационного
коллапса; ее не может покинуть ни свет, ни вещество, ни сигнал любого типа
4) остаток центральной части некогда взорвавшейся звезды
9. Что является конечной стадией эволюции звезд, масса которых
значительно превышает солнечную?
1) белый карлик 2)
коричневый карлик 3)
пульсар 4) черная дыра
10. Какова температура звезды по сравнению с температурой Солнца (6000
К), если ее размеры такие же, как у Солнца, а светимость больше Солнечной в 16
раз?
11. Вычислите сумму масс двойной звезды α Кентавра (р = 0,76''), если спутник , находящийся от главной звезды
на расстоянии 17,65'', имеет период обращения около 80 лет.
III.
Домашнее задание: п. 24 прочитать, пересказать.
Самостоятельную
выслать мне в вк.
Комментариев нет:
Отправить комментарий