Интерактивное обучение

Особенности данной технологии

Современная жизнь требует активной творческой личности. Воспитать ее можно, лишь внедряя в педагогическую практику стратегии развития критического мышления. Такой подход созвучен концепции личностно ориентированного обучения и неразрывно связан с применением активных и интерактивных технологий.

» Читать далее...

Внегалактические туманности

08-10-2017

Последняя сверхновая звезда в нашем Млечном Пути наблюдалась Тихо Браге в 1573.г. в созвездии Кассиопеи. Она достигла такой яркости, что была видна даже днём. Явление новых звёзд заставляет предполагать, что внегалактические туманности спирального строения суть звёздные системы того же порядка величины, как и наша собственная Галактика.

Поучительное явление представляют переменные звёзды, т. е. звёзды переменной яркости, особенно принадлежащие к типу цефеид, называемые так по звезде 8 Цефея. А. А. Белопольский впервые показал, что изменчивость этих звёзд тесно связана с колебаниями в положении спектральных линий, а проф. Н. А. Умов высказал идею, что эти колебания означают пульсационные колебания этих звёзд, т. е. периодическое вспучивание и опадание их поверхностей. Действительно, цефеиды никогда не показывают раздвоения спектральных линий, так что невозможно предполагать у них близких спутников подобно спектрально-двойным звёздам.

Дальнейшее изучение показало, что цефеиды принадлежат к сверх гигантским звёздам. Яркости их в десятки раз превосходят яркости обычных гигантов. Поэтому цефеиды могут быть замечены даже в соседних с нами внегалактических туманностях, например, в ветвях туманности Андромеды. Огромный интерес, представляемый этими звёздами, заключается в том, что у них период изменения блеска тесно связан с абсолютной величиной. Звезда большей яркости имеет больший объём, меньшую плотность и пульсирует медленнее, чем более слабые и. более плотные цефеиды. Эта зависимость осуществляется весьма точно и позволяет по периоду колебания блеска определить абсолютную величину звезды. Само собой разумеется, что видимая звёздная величина всегда может считаться известной. В таком случае, применяя известную формулу

т —М—5 + 5 lg г, можно определить расстояние, на кагором находится цефеида и вместе с тем та система, к которой она принадлежит. Например, цефеиды в туманности Андромеды имеют видимую звёздную величину слабее 18 даже в максимуме. Их абсолютная величина, определяемая по периоду изменения блеска, составляет около — 4. Полагая т =18 и М ==—4, находим, что расстояние г туманности Андромеды равняется 270 000 парсеков, т. е. 870 000 световых лет. В это определение нужно внести поправку за поглощение света в нашей Галактике.


Смотрите также:
 Межзвёздная среда
 Аберрационное смещение звезды в течение года
 Солнечный спектр
 Видимое движение планет на небесной сфере
 Происхождение солнечной системы

Добавить комментарий:
Введите ваше имя:

Комментарий:

Защита от спама - введите символы с картинки (регистр имеет значение):

Поиск в архиве:

Советуем прочитать:

  • Строение солнечной системы
    Строение солнечной системы.
    Читать далее
  • Связь между аберрацией и солнечным параллаксом
    Скорость света хорошо известна из лабораторных измерений. Её точное значение есть 299 776 км/сек (Андерсон, 1941 г.
    Читать далее

Связь:

По всем вопросам и предложениям.

Обратная связь...

Статистика Сайта:

Rambler's Top100 Яндекс цитирования