Układ Słoneczny

Liczba slajdów:
25
Autor:
Nieznany
Rozmiar:
6.97 MB
Ilość pobrań:
2
Ilość wyświetleń:
336
Kategoria:
Układ Słoneczny - Slajd 24
Układ Słoneczny - Slajd 0
Układ Słoneczny - Slajd 1
Układ Słoneczny - Slajd 2
Układ Słoneczny - Slajd 3
Układ Słoneczny - Slajd 4
Układ Słoneczny - Slajd 5
Układ Słoneczny - Slajd 6
Układ Słoneczny - Slajd 7
Układ Słoneczny - Slajd 8
Układ Słoneczny - Slajd 9
Układ Słoneczny - Slajd 10
Układ Słoneczny - Slajd 11
Układ Słoneczny - Slajd 12
Układ Słoneczny - Slajd 13
Układ Słoneczny - Slajd 14
Układ Słoneczny - Slajd 15
Układ Słoneczny - Slajd 16
Układ Słoneczny - Slajd 17
Układ Słoneczny - Slajd 18
Układ Słoneczny - Slajd 19
Układ Słoneczny - Slajd 20
Układ Słoneczny - Slajd 21
Układ Słoneczny - Slajd 22
Układ Słoneczny - Slajd 23
Układ Słoneczny - Slajd 24
Układ Słoneczny - Slajd 0

Treść prezentacji

1
2
Pierwszym poważnym modelem opisującym powstanie Układu Słonecznego był model Kartezjusza czyli Rene Descartes (1595-1650). Zakładał on, że początkowo Wszechświat wypełniony był materią i eterem, których wspólny ruch zapoczątkował tworzenie się wirów. Te następnie rozpadały się na mniejsze, zbierały otaczającą materię i w efekcie utworzyły się poszczególne planety. Następnie w XVIII wieku zasugerowano (Georges Buffon), że planety powstały na skutek kolizji Słońca i komety skutkiem czego było wyrwanie części materii ze Słońca. Potem kometę, jako ciało o zbyt małej masie, zastąpiono blisko przelatującą gwiazdą. Dopiero James H. Jeans i Harold Jeffreys dopracowali ten model. Według nich w skutek blisko przechodzącej gwiazdy obok Słońca nastąpiło wyrwanie z niego znacznej ilości materii, uformowanej w kształcie cygara. Z tego tworu miały uformować się planety.
3
Wybuchy na Słońcu Obecnie uważa się, że zarówno wszystkie planety jak i Słońce powstało około 4,5 mld. lat temu w tym samym czasie. Ogromny obłok materii począł kurczyć się ku centrum pod wpływem własnej grawitacji. Ponadto centralne części zapadały się szybciej niż części zewnętrzne. W miarę coraz szybszego zapadania się obłoku, jego rotacja wzrastała zgodnie z zasadą zachowania momentu pędu. W pewnym momencie powstaje gęsty, szybko rotujący i ciągle kurczący się w centrum dysk. Jest to dysk protogwiazdowy. W centrum dysku powstaje protogwiazda. W momencie kiedy wartości ciśnienia i temperatury ustalą się, ustali się równowaga hydrostatyczna, protogwiazda przestaje się kurczyć, rozpoczynają się reakcje termojądrowe i powstaje gwiazda - powstało Słońce. Na tym etapie mamy gwiazdę centralną i rotujący wokół niej w równowadze hydrostatycznej dysk protoplanetarny. W miarę upływu czasu w dysku protoplanetarnym zaczyna dochodzić do lokalnych turbulencji, których opis fizyczny jest dosyć skomplikowany. Powstanie małych lokalnych turbulencji powoduje, że dysk traci stabilność i powstają duże kondensacje materii, które dały początek planetom. Na koniec dysk protoplastyczny zanikł.
4
5
- Wiadomości o Księżycu - przejście do poprzedniego slajdu - przejście do następnego slajdu - wyjście do podmenu
6
Proszę kliknąć na wybraną planetę.
7
Jest to planeta położona najbliżej Słońca. Nie posiada atmosfery. Powierzchnia planety jest podobna do powierzchni Księżyca - występują tam liczne kratery meteorytowe, urwiska i kaniony. Występują też równiny, które mogły powstać wskutek dawnej działalności wulkanicznej albo z powodu osadzania się pyłu po uderzeniu meteoru. Orbita Merkurego jest dość znacznie wydłużona. Peryhelium znajduje się w odległości 46 mln km, natomiast aphelium jest oddalone o 70 mln km od Słońca. Średnia odległość od Słońca 57,9 mln km Okres obiegu wokół Słońca 88 dni ziemskich Prędkość ruchu orbitalnego 47,9 kms Okres obrotu 58,7 dni ziemskich Średnica równikowa 4876 km Temperatura na powierzchni -180 do 430 Masa (Ziemia1) 0,055 Grawitacja (Ziemia1) 0,38 Liczba księżyców 0 Średnia gęstość: 3,34 gcm3
8
Druga planeta od Słońca. Większa część powierzchni planety jest pokryta lawą z powodu silnej działalności wulkanicznej. Cała planeta jest zasłonięta grubą warstwą chmur. Warunki panujące na planecie są ekstremalne: temperatura sięga 480C, ciśnienie przy powierzchni wynosi 90 atmosfer, duże ilości kwasu siarkowego. Poniżej warstwy chmur znajduje się atmosfera zbudowana w 96 z dwutlenku węgla, 3.5 z azotu i 0.5 z dwutlenku siarki i tlenku węgla. Wysoka temperatura jest spowodowana obecnością gęstych chmur (efekt cieplarniany). Generalnie chmury odbijają większą część promieniowania słonecznego (co powoduje, ze jest to najjaśniejszy obiekt na niebie; w maksimum blasku świeci ona z jasnością ok. -4.5 magnitudo). Reszta promieniowania, które przechodzi nie wraca i ogrzewa powierzchnię planety. Wenus jest jedną z dwóch planet, która obraca się wokół własnej osi w kierunku wstecznym. Średnia odległość od Słońca Okres obiegu wokół Słońca 108,2 mln km 224,7 dni ziemskich Prędkość ruchu orbitalnego 35 kms Okres obrotu 243 dni ziemskie Średnica równikowa 12 102 km Temperatura na powierzchni 480C masa (Ziemia1) 0,81 Grawitacja (Ziemia1) 0,88 Liczba księżyców 0 Średnia gęstość: 4,7 g cm3
9
Ziemia składa się z warstw: Skorupa (0-40 km) - cieńsza pod oceanami a grubsza pod kontynentami Płaszcz zewnętrzny (10-400 km) Strefy przejściowe (400-650 km) Płaszcz wewnętrzny (650-2890 km) Jądro zewnętrzne (2890-5150 km) Jądro wewnętrzne (5150-6378 km) Płaszcze ziemski jest podzielony na kilka płyt. Jądro jest zbudowane głównie z żelaza z domieszkami niklu. Temperatura w centrum jądra osiąga wartość do 7200C i składa się prawdopodobnie z żelaza i niklu. Cała Ziemia składa się z żelaza (34,6 ), tlenu (29,5), krzemu (15,2 ), magnezu (12,7), niklu (2,4), siarki (1,9) i tytanu (0,05). Powierzchnia Ziemi jest młoda. W 70 pokryta jest wodą. Ziemia jest jedynym ciałem w Układzie Słonecznym, na której może istnieć woda w stanie płynnym. Atmosfera Ziemi składa się z azotu, tlenu, argonu, dwutlenku węgla. Obecność dwutlenku węgla w atmosferze odgrywa znaczną rolę w procesie efektu cieplarnianego. Średnia odległość od Słońca: 149 578 870 km (1 AU) Średnica: 12 756 km masa: 5,9761024 kg Okres obrotu: 23,93 godziny Okres obiegu: 1 rok Średnia gęstość: 5,52 gcm3 Grawitacja (równik): 9,78 ms2 Średnia Prędkość obiegu: 29,79 kms Ilość satelitów: 1
10
średnia odległość od Ziemi mimośród orbity średnica równikowa średnia gęstość temperatura 384 400 km 0,055 3 476 km 3,354 gcm3 od -160C do 130C Księżyc jest naturalnym satelitą Ziemi. Powierzchnia Księżyca jest usiana kraterami pouderzeniowymi. Posiada również duże płaskie powierzchnie. Praktycznie nie posiada atmosfery. Księżyc (tak samo jak Słońce) jest odpowiedzialny za występowanie tzw. pływów. Efekt ten można łatwo zauważyć przy brzegach mórz i oceanów (przypływy). Obserwujemy wtedy podnoszenie się i opadanie wody. Trudniej jest zaobserwować ruchy skorupy ziemskiej. Generalnie efekt pływów jest spowodowany siłą grawitacyjną z jaką Księżyc działa na Ziemię. Księżyc nie świeci własnym światłem, ale odbitym. Ponieważ Księżyc obiega Ziemię i jest zwrócony do niej tylko jedną, tą samą stroną, jego oświetlenie się zmienia. Efektem obserwacyjnym są fazy. Pierwsza faza (kwadra) zachodzi w momencie, gdy kształt powierzchni przypomina literę D, następną fazę nazywamy pełnią (powierzchnia Księżyca jest w całości oświetlona), w trzecia fazie (kwadrze) powierzchnia Księżyca przypomina literę C i w ostatniej fazie - nowiu - Słońce oświetla niewidoczną z Ziemi stronę Księżyca. W momencie kiedy Księżyc przechodzi przez cień Ziemi, mamy do czynienia ze zjawiskiem zaćmienia Księżyca. Zaćmienie częściowe występuje wtedy, kiedy na fragment powierzchni Księżyca jest rzucony cień, a zaćmienie całkowite - gdy cały Księżyc przechodzi przez cień Ziemi.
11
Druga planeta od Słońca. Większa część powierzchni planety jest pokryta lawą z powodu silnej działalności wulkanicznej. Cała planeta jest zasłonięta grubą warstwą chmur. Warunki panujące na planecie są ekstremalne: temperatura sięga 480C, ciśnienie przy powierzchni wynosi 90 atmosfer, duże ilości kwasu siarkowego. Poniżej warstwy chmur znajduje się atmosfera zbudowana w 96 z dwutlenku węgla, 3.5 z azotu i 0.5 z dwutlenku siarki i tlenku węgla. Wysoka temperatura jest spowodowana obecnością gęstych chmur (efekt cieplarniany). Generalnie chmury odbijają większą część promieniowania słonecznego (co powoduje, ze jest to najjaśniejszy obiekt na niebie; w maksimum blasku świeci ona z jasnością ok. -4.5 magnitudo). Reszta promieniowania, które przechodzi nie wraca i ogrzewa powierzchnię planety. Wenus jest jedną z dwóch planet, która obraca się wokół własnej osi w kierunku wstecznym. Średnia odległość od Słońca Okres obiegu wokół Słońca Prędkość ruchu orbitalnego Okres obrotu Średnica równikowa Temperatura na powierzchni masa (Ziemia1) Grawitacja (Ziemia1) Liczba księżyców Średnia gęstość: 108,2 mln km 224,7 dni ziemskich 35 kms 243 dni ziemskie 12 102 km 480C 0,81 0,88 0 4,7 g cm3
12
Średnia odległość od Słońca 1427 mln km Temperatura w górnej warstwie chmur -180C Okres obiegu wokół Słońca 29,46 lat ziemskich Masa (Ziemia1) 95 Prędkość orbitalna 9,6 kms Grawitacja (Ziemia1) 0,93 Okres obrotu 10,23 h Liczba księżyców 18 Średnica równikowa 120 536 km Średnia gęstość: 0,68 gcm3 Saturn jest drugą, pod względem wielkości, planetą. Jego budowa jest bardzo podobna do Jowisza. Składa się głównie z wodoru (94 ) oraz helu z domieszkami wody, metanu i amoniaku (6 ). Występują również wiatry o dużych prędkościach. To co wyróżnia Saturna to pierścienie otaczające planetę. Są one zbudowane z niewielkich skalno - lodowych brył. Pierścieni jest 7 i nazwano je D C B A F G E licząc w kolejności od powierzchni planety. Grubość pierścieni sięga zaledwie 200 metrów, a promień wynosi około 270 tys. km. Pomiędzy pierścieniami B i A występuje tzw. przerwa Cassiniego. Pochodzenie pierścieni nie jest do końca wyjaśnione. Mogły one powstać w trakcie formowania się planety. Jedna z teorii mówi też, że pierścienie mogły powstać na skutek rozerwania jednego z księżyców przez siły pływowe planety w momencie, kiedy
13
Jowisz jest największą planetą w naszym Układzie. Jego masa przewyższa prawie dwukrotnie masę wszystkich pozostałych planet razem. Powierzchnia Jowisza nie jest stała, ale składa się prawie wyłącznie z gazu. Składa się on w 90 z wodoru i w 10 z helu niewielkiej ilości wody, metanu i amoniaku. Prawdopodobnie w centrum planety znajduje się skaliste jądro o masie około 15 mas Ziemi. W atmosferze Jowisza wieją wiatry o prędkościach dochodzących do 600 kmh. Najpotężniejszym huraganem na planecie obserwowanym już od przeszło 300 lat jest tzw. Wielka Czerwona Plama. Jowisz jako jedyna planeta wypromieniowuje więcej energii niż pochłania. Jest to związane przede wszystkim ze zjawiskiem konwekcji ciepła, czyli unoszeniem ciepła z niższych partii atmosfery ku partiom wyższym spowodowanym różnicami temperatury na różnych głębokościach. Ponadto Jowisz jest otoczony niewielkim pierścieniem składającym się z bardzo małych odłamków skalnych. Temperatura zewnętrznych warstw powierzchni Jowisza wynosi -100C -140C. średnia odległość od Słońca: 778 330 000 km (5,2 AU) średnia gęstość: 1,32 gcm3 średnica (Ziemia1): 11,19 grawitacja (równik): 23,12 ms2 masa (Ziemia1) 317,84 okres obrotu: 9,9 godziny średnia prędkość obiegu: 13,07 kms okres obiegu: 11,86 roku Ilość satelitów: 16
14
średnia odległość od Słońca: 2 870 990 000 km (19,21 AU) średnica: 51 118 km masa: 8,61025 kg okres obrotu: 17,2 godziny okres obiegu: 84,01 lata średnia gęstość: 1,31 g cm3 grawitacja (równik): 8,69 m s2 średnia prędkość obiegu: 6,82 kms liczba satelitów: 15 Uran w ok. 85 składa się ze skał i lodu. 15 stanowi wodór i odrobina helu. Uran praktycznie nie posiada jądra - jego zewnętrzna budowa jest bardzo podobna do budowy wnętrza planety. Atmosfera Urana składa się w 83 z wodoru, 15 z helu i ok. 2 metanu. Obecność metanu nadaje planecie niebieskawy odcień. Temperatura na powierzchni wynosi -210C. Ewenementem jest fakt, że jeden z biegunów jest niemal dokładnie skierowany w kierunku Słońca. W przeciwieństwie do innych planet, Uran toczy się po swojej orbicie. Podobnie jak inne planety gazowo - pyłowe posiada 11 otaczających go pierścieni. Wszystkie składają się z ciemnej materii.
15
Neptun składa się z brył skalno - lodowych oraz w 15 z wodoru i helu. Posiada jądro o masie zbliżonej do masy Ziemi. Posiada również atmosferę złożoną głównie z wodoru, helu i niewielkich ilości metanu (stąd kolor niebieski planety). Wiatry jakie wieją w jego atmosferze dochodzą do 2000 kmh. Atmosfera planety przejawia bardzo dużą aktywność o czym może świadczyć pojawianie się ogromnych cyklonów. Neptun obraca się wokół osi o podobnym kącie nachylenia co Ziemia. Wokół planety rozciąga się szeroki lecz cienki pierścień Gallea, dalej znajduje się gruby pierścień Verriera a najbardziej wysuniętym na zewnątrz jest cienki pierścień Adamsa. Ciekawą cechą tej planety jest to, że jej orbita przecina się z orbitą Plutona. Tak więc co jakiś czas Neptun jest najdalszą planetą w naszym Układzie. średnia odległość od Słońca: 4504000000 km (30 AU) średnica: 49 528 km masa: 1,021026 kg okres obrotu: 16,1 godziny okres obiegu: 164,78 lata średnia gęstość: 1,63 g cm3 grawitacja (równik): 11 m s2 śr. prędkość obiegu: 5,48 kms Ilość satelitów: 8
16
17
Słońce jest ogromną kulą nadzwyczaj gęstego i rozpalonego gazu. W przeważającej części składa się z wodoru (72) i helu (27). Występują też śladowe ilości tlenu, węgla i azotu. Słońce znajduje się w równowadze hydrostatycznej dzięki sile grawitacji oraz przeciwstawiającej się jej sile ciśnienia gazu i fotonów. W centrum znajduje się jądro, w którym ciśnienie gazu jest rzędu 106 Pa, a temperatura wynosi około 17 mlnC. Są to warunki, w których następują reakcje termojądrowe zamiany wodoru w hel. Polegają one na łączeniu się czterech jąder wodoru w jedno jądro helu. Uwalniana w ten sposób energia jest przenoszona w górę na drodze promienistej (przez uwalniane fotony). W górnych warstwach mechanizm promienisty przestaje być wydajny i przenoszenie energii odbywa się na drodze konwektywnej. Energia jest przenoszona wraz z materią. Warstwy gorącej materii idą ku górze i równocześnie chłodniejsze warstwy opadają. Następują ruchy turbulentne wynoszące energię do góry. Warstwa konwektywna w sposób płynny przechodzi w atmosferę. Stąd promieniowanie może bez większych przeszkód opuścić Słońce. średnia równikowa średnia odległość od Ziemi masa średnia gęstość 1,392 mln km 149 mln km 1,9831033 kg 1,41 gcm3 czas obrotu wokół osi 25 dni i 9 godz. temperatura fotosfery 6000C
18
Atmosferę słoneczną można podzielić na: fotosferę, chromosferę, warstwę przejściową i koronę słoneczną. W fotosferze temperatura spada do ok. 4500C. W chromosferze natomiast temperatura rośnie wraz z wysokością. Po przejściu przez strefę przejściową osiąga 1 mln stopni. Z korony następuje ciągły wypływ materii - w ciągu 1 sekundy następuje wypływ około 4 mln ton masy. Materia unoszona jest poprzez wiatr słoneczny. W całej atmosferze Słońca dochodzi do wielu zjawisk, takich jak powstawanie granul w fotosferze, plam słonecznych, a w chromosferze proturberancji i rozbłysków. Intensywność tych zjawisk zmienia się okresowo co 11 lat. Z teorii ewolucji wynika, że Słońce jeszcze przez kilka miliardów lat będzie spalać wodór w hel w jądrze. Po wyczerpaniu się wodoru jądro zacznie się kurczyć, a otoczka będzie się powiększać. Powstanie czerwony olbrzym. W pewnym momencie jądro nie będzie w stanie dłużej utrzymać otoczki, która zostanie odrzucona i Słońce stanie się białym karłem. temperatura wewnątrz 17 mlnC prędkość ucieczki 620 kms wielkość gwiazdowa 26,84 mag absolutna wielkość gwiazdowa 4,73 mag odległość od środka Galaktyki 26 000 lat świetlnych okres obiegu dookoła środka Galaktyki prędkość ruchu dookoła środka Galaktyki 180 mld lat 250 kms
19
Wybuch gazu wokół Wybuch gazu zapadającej się wokół gwiazdy zapadającej się gwiazdy Każda gwiazda powstaje z olbrzymich obłoków Każda gwiazda powstaje z olbrzymich obłoków gazowo-pyłowych. Na początku obłok taki gazowo-pyłowych. Na początku obłok taki kurczy się do momentu, aż w jego wnętrzu kurczy się do momentu, aż w jego wnętrzu temperatura wzrośnie do wartości temperatura wzrośnie do wartości umożliwiającej rozpoczęcie spalania wodoru w umożliwiającej rozpoczęcie spalania wodoru w hel. Proces kurczenia się ustaje i gwiazda hel. Proces kurczenia się ustaje i gwiazda rozpoczyna swoje życie - osiąga tzw. wiek rozpoczyna swoje życie - osiąga tzw. wiek zerowy i znajduje się na ciągu głównym na zerowy i znajduje się na ciągu głównym na diagramie HR. W trakcie spalania wodoru diagramie HR. W trakcie spalania wodoru gwiazda nieznacznie zwiększa swoją jasność gwiazda nieznacznie zwiększa swoją jasność i zmniejsza się jej temperatura. Kiedy w jądrze i zmniejsza się jej temperatura. Kiedy w jądrze zabraknie paliwa wodorowego, gwiazda zabraknie paliwa wodorowego, gwiazda zaczyna się kurczyć, kurczenie się gwiazd zaczyna się kurczyć, kurczenie się gwiazd powoduje wzrost temperatury i zaczynają się powoduje wzrost temperatury i zaczynają się reakcje reakcje w obszarach wokół jądra. Teraz gwiazda składa w obszarach wokół jądra. Teraz gwiazda składa się z helowego jądra, cienkiej otoczki w której się z helowego jądra, cienkiej otoczki w której zachodzą reakcje jądrowe i otoczki wodorowej. zachodzą reakcje jądrowe i otoczki wodorowej. W miarę spalania się wodoru w otoczce jądro W miarę spalania się wodoru w otoczce jądro zaczyna się zapadać, a otoczka rozszerzać. zaczyna się zapadać, a otoczka rozszerzać. Gwiazda zwiększa swe rozmiary, temperatura Gwiazda zwiększa swe rozmiary, temperatura zmniejsza się i powstaje czerwony olbrzym. zmniejsza się i powstaje czerwony olbrzym. Jądro kurczy się tak długo, aż osiągnie Jądro kurczy się tak długo, aż osiągnie temperaturę 108K8 wtedy następuje tzw. błysk temperaturę 10 K wtedy następuje tzw. błysk helowy, czyli rozpoczyna się proces spalania helowy, czyli rozpoczyna się proces spalania helu w węgiel. helu w węgiel.
20
Dalsza ewolucja zależy od masy Dalsza ewolucja zależy od masy gwiazdy. Jądro węglowe może gwiazdy. Jądro węglowe może powstać tylko powstać tylko w gwiazdach o masie większej niż w gwiazdach o masie większej niż 1,2 M. Gwiazdy o mniejszych 1,2 M. Gwiazdy o mniejszych masach poprzestają na jądrze masach poprzestają na jądrze helowym. Jądro helowe będzie się helowym. Jądro helowe będzie się kurczyć, aż do momentu, kiedy kurczyć, aż do momentu, kiedy ciśnienie zdegenerowanego gazu ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego nie powstrzyma tego elektronowego nie powstrzyma tego procesu. Powstanie biały karzeł. procesu. Powstanie biały karzeł. Jednocześnie otoczka, która cały Jednocześnie otoczka, która cały czas oddalała się od jądra, odłączy czas oddalała się od jądra, odłączy się i powstanie mgławica planetarna. się i powstanie mgławica planetarna. Gwiazdy o masach 1,2-2,5 M Gwiazdy o masach 1,2-2,5 M wytwarzają jądro węglowe. Pomału wytwarzają jądro węglowe. Pomału będą ustawać reakcje spalania helu będą ustawać reakcje spalania helu w węgiel w jądrze i wodoru w hel w w węgiel w jądrze i wodoru w hel w otaczających jądro warstwach. otaczających jądro warstwach. Jednocześnie gwiazda, na skutek Jednocześnie gwiazda, na skutek niestabilności, będzie tracić masę niestabilności, będzie tracić masę poprzez wypływ bądź też przez poprzez wypływ bądź też przez odrzucenie części otoczki tak długo, odrzucenie części otoczki tak długo, aż końcowa masa gwiazdy aż końcowa masa gwiazdy przekroczy wartość 1,4 M. Wtedy przekroczy wartość 1,4 M. Wtedy gwiazda stanie się stygnącym białym gwiazda stanie się stygnącym białym karłem. karłem. Biały karzeł w galaktyce Biały karzeł w galaktyce NGC 2440 NGC 2440
21
W gwiazdach bardziej masywnych niż 2,5 M jądro W gwiazdach bardziej masywnych niż 2,5 M jądro węglowe zaczyna się kurczyć, aż osiągnie temperaturę węglowe zaczyna się kurczyć, aż osiągnie temperaturę około 8108 8 K. Wtedy następują reakcje przemiany około 810 K. Wtedy następują reakcje przemiany neonu, następnie tlenu, krzemu i na końcu żelaza. neonu, następnie tlenu, krzemu i na końcu żelaza. Proces spalania się kolejnych pierwiastków przechodzi Proces spalania się kolejnych pierwiastków przechodzi z warstwy niższej do wyższej. z warstwy niższej do wyższej. Ostatecznie w masywnych gwiazdach tworzy się jądro Ostatecznie w masywnych gwiazdach tworzy się jądro żelazowo - niklowe. Jądro pozostanie stabilne tak długo, żelazowo - niklowe. Jądro pozostanie stabilne tak długo, dopóki siły grawitacyjne i ciśnienie gazu dopóki siły grawitacyjne i ciśnienie gazu zdegenerowanych elektronów pozostają w równowadze. zdegenerowanych elektronów pozostają w równowadze. Kiedy jądro uzyska masę 1,4 M nastąpi rozpad żelaza Kiedy jądro uzyska masę 1,4 M nastąpi rozpad żelaza na hel i neutrony oraz wystąpi proces przechwytu na hel i neutrony oraz wystąpi proces przechwytu elektronów przez jądra żelaza i niklu (odwrotny rozpad elektronów przez jądra żelaza i niklu (odwrotny rozpad beta). Zmniejszy się ciśnienie gazu, obniży się beta). Zmniejszy się ciśnienie gazu, obniży się temperatura jądra, nastąpi zachwianie równowagi temperatura jądra, nastąpi zachwianie równowagi pomiędzy ciśnieniem gazu i siłą grawitacji. Jądro bardzo pomiędzy ciśnieniem gazu i siłą grawitacji. Jądro bardzo gwałtownie zmniejszy swoje rozmiary (implozja). gwałtownie zmniejszy swoje rozmiary (implozja). Gęstość jądra jest teraz równa gęstości materii Gęstość jądra jest teraz równa gęstości materii jądrowej. W tym czasie kolejne warstwy gwiazdy zaczną jądrowej. W tym czasie kolejne warstwy gwiazdy zaczną opadać na jądro i zostaną odbite. Efekt ten następuje opadać na jądro i zostaną odbite. Efekt ten następuje lawinowo. Następuje wybuch supernowej i powstaje lawinowo. Następuje wybuch supernowej i powstaje pulsar - gwiazda neutronowa. Cały powyższy opis pulsar - gwiazda neutronowa. Cały powyższy opis zachowania się gwiazdy po utracie stabilności trwa zachowania się gwiazdy po utracie stabilności trwa około 0,1 sek. około 0,1 sek. W przypadku, kiedy masa gwiazdy przekracza 8 M W przypadku, kiedy masa gwiazdy przekracza 8 M powyższa sytuacja przebiega prawie tak samo, z tą powyższa sytuacja przebiega prawie tak samo, z tą różnicą, że zapadające się jądro nie jest w stanie różnicą, że zapadające się jądro nie jest w stanie przeciwstawić się sile zapadających się kolejnych przeciwstawić się sile zapadających się kolejnych warstw gwiazdy. Prowadzi to do dalszego wzrostu masy warstw gwiazdy. Prowadzi to do dalszego wzrostu masy jądra i kolapsu (zapadnięcia się) gwiazdy. Powstaje jądra i kolapsu (zapadnięcia się) gwiazdy. Powstaje czarna dziura. czarna dziura. Czarna dziura w centrum galaktyki Czarna NGC 4438dziura w centrum galaktyki NGC 4438
22
Podstawowe informacje na temat gwiazd uzyskuje się poprzez badanie ich widm uzyskanych podczas Podstawowe informacje na temat gwiazd uzyskuje się poprzez badanie ich widm uzyskanych podczas obserwacji. Na podstawie widm można określić temperaturę zewnętrznych warstw gwiazd, skład obserwacji. Na podstawie widm można określić temperaturę zewnętrznych warstw gwiazd, skład chemiczny, gęstość chemiczny, gęstość i ciśnienie. Na podstawie danych uzyskanych w obserwatorium Uniwersytetu Harwardzkiego panowie i ciśnienie. Na podstawie danych uzyskanych w obserwatorium Uniwersytetu Harwardzkiego panowie Morgan Morgan i Keenan zaproponowali dwuwymiarowy system klasyfikacji widm. System ten jest stosowany do dziś i Keenan zaproponowali dwuwymiarowy system klasyfikacji widm. System ten jest stosowany do dziś i nosi nazwę - system MK. W systemie tym każdej gwieździe jest przypisany typ widmowy i klasa i nosi nazwę - system MK. W systemie tym każdej gwieździe jest przypisany typ widmowy i klasa jasności. jasności. Ponadto każdy z siedmiu typów głównych dzieli Ponadto każdy z siedmiu typów głównych dzieli się na 10 podtypów oznaczonych cyframi od 0 do się na 10 podtypów oznaczonych cyframi od 0 do 9. Klasy jasności, które są charakteryzowane 9. Klasy jasności, które są charakteryzowane przez jasność absolutną dzieli się na: przez jasność absolutną dzieli się na: Nadolbrzymy Nadolbrzymy Jasne olbrzymy Jasne olbrzymy Olbrzymy Olbrzymy Podolbrzymy Podolbrzymy Karły Karły Podkarły Podkarły Białe karły Białe karły Gwiazda WR124 WR124Strzelca z Gwiazda gwiazdozbioru z gwiazdozbioru Strzelca
23
Gwiazda neutronowa powstaje na skutek Gwiazda neutronowa powstaje na jądra skutek rozpadnięcia się zdegenerowanego rozpadnięcia się zdegenerowanego jądra gwiazdy supernowej. Na początku gwiazdy temperatura supernowej. Naneutronowej początku powstania gwiazdy powstania temperatura gwiazdy neutronowej przekracza 1010 10K. Ponieważ gwiazda nie przekracza 10 K. Ponieważ gwiazda nie posiada żadnych źródeł promieniowania, posiadadosyć żadnych źródełNajpierw promieniowania, stygnie szybko. ciepło stygnie dosyć szybko. Najpierw tracone jest poprzez zjawisko emisji ciepło par tracone- antyneutrino, jest poprzeza zjawisko neutrino następnieemisji par antyneutrino, a termicznego. następnie naneutrino drodze -promieniowania na drodzewybuchu promieniowania termicznego. Podczas supernowej, powstała Podczas wybuchu supernowej, gwiazda neutronowa zachowujepowstała cały gwiazda neutronowa zachowuje cały moment pędu pierwotnej gwiazdy pędu jej pierwotnej comoment powoduje bardzo gwiazdy szybką rotację. co powoduje jej bardzo Ponadto następuje znacznyszybką wzrost rotację. pola Ponadto następuje znaczny wzrost pola magnetycznego (od 1012 Gausów). Istnienie 12 magnetycznego (od 10 Gausów). Istnienie tak silnego pola magnetycznego silnego polaogromnej magnetycznego i tak jednocześnie rotacji powoduje i jednocześnie powoduje powstanie wokół ogromnej gwiazdy rotacji magnetosfery. powstanie wokół gwiazdy magnetosfery. Opis zjawisk zachodzących zjawisk zachodzących wOpis magnetosferze jest dosyć skomplikowany. w magnetosferze jestdodosyć skomplikowany. Ograniczymy się tylko stwierdzenia, że się tylko do stwierdzenia, wOgraniczymy silnym polu magnetycznym poruszają że się w silnym polu magnetycznym poruszają się naładowane cząstki. Ich ruchom towarzyszy naładowane cząstki. Ich ruchom towarzyszy określona emisja promieniowania określona emisja Okres promieniowania elektromagnetycznego. impulsów elektromagnetycznego. Okres promieniowania może zmieniać się impulsów może się odpromieniowania ułamka sekundy dozmieniać kilku sekund. Taki od ułamka sekundy do kilku sekund. Taki model pozwala zrozumieć główne cechy model pozwala zrozumieć główne cechy pulsara. Obiekty takie zostały wykryte Obiekty takie zostały wpulsara. 1967 roku przez zespół A. wykryte Hewisha na w 1967 roku przez zespół A. Hewisha na drodze radiowej. drodze radiowej. Pulsar w mgławicy Pulsar w mgławicy Kraba Kraba
24
Paulina Szczepaniak dozór nad wykonaniem prezentacji i informacje o gwizdach Paulina Rucińska dział o Planetach Agnieszka Gruszka dział o Gwiazdach Marcin Sczepaniak dział o Układzie Planetarnym
25
W skład Układu Planetarnego wchodzą: Słońce, 9 planet, 66 księżyców, planetoidy, komety, materia międzyplanetarna. Słońce jest centralną gwiazdą układu. Obiega je 9 planet po orbitach eliptycznych. Planety można podzielić na dwie grupy: planety wewnętrzne (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars) i planety zewnętrzne (Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton). Planety zewnętrzne i wewnętrzne są oddzielone od siebie pasem planetoid. Orbity planet są bardzo zbliżone do orbit kołowych (z wyjątkiem Merkurego i Plutona). Leżą one mniej więcej w płaszczyźnie ekliptyki. Jedynie orbita Plutona jest odchylona od ekliptyki o około 10. Wszystkie planety obiegają Słońce w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Większość planet wiruje też wokół własnej osi. Wyjątek stanowią Wenus, Uran i Pluton.

Mogą Cię zainteresować

Różne źródła energii - Slajd 1

Różne źródła energii

Różne źródła energii
Fizyka na przełomie XIXI i XX wieku - Slajd 1

Fizyka na przełomie XIXI i XX wieku

Fizyka na przełomie XIXI i XX wieku
Świat pełen barw - Slajd 1

Świat pełen barw

Świat pełen barw
Oszczędzanie energii w domu - Slajd 1

Oszczędzanie energii w domu

Oszczędzanie energii w domu

O stronie

Świat prezentacji to vortal zawierający prezentacje multimedialne przeznaczone nie tylko dla uczniów, ale i nauczycieli. Tylko w naszym vortalu znajdziesz ogrom wiedzy przedstawiony na slajdach prezentacji. Dzięki nam łatwiej przygotujesz się do lekcji czy odrobisz zadanie domowe. Prezentacje podzielone są na kategorię aby łatwiej było Ci odnaleźć to czego szukasz. Nazwy kategorii odpowiadają nazwą przedmiotów szkolnych. Dzięki nam zapomnisz czym jest pracochłonne przygotowywanie prezentacji i ściągniesz "gotowca".

Ostanio dodane

2017 © Wszystkie prawa zastrzeżone

Używamy plików cookies, aby dostosować zawartość strony do Twoich preferencji i oczekiwań oraz zapewnić Ci wygodę podczas przeglądania strony www. Korzystając ze strony, wyrażasz zgodę na używanie cookies zgodnie z aktualnymi ustawieniami przeglądarki. Co to są ciasteczka?