Transcript Ewolucja gwiazd

EWOLUCJA GWIAZD
MATERIAL DO LEKCJI INTERAKTYWNEJ
ZEBRALA I OPRACOWALA
HANNA SMOLINSKA
ZRODLA ZAMIESZCZONE NA 41 I 42 STRONIE PREZENTACJI
1
Hanna Smolinska
21/08/2011
Zdalnie Sterowane Teleskopy Edukacyjne
rozmieszczenie
•EWOLUCJA GWIAZD
2
Hanna Smolinska
21/08/2011
WYKLAD
WYBRANY
OBIEKT DO
OBSERWACJI
REJESTRACJA SZKOLY DO
ZROBOTYZOWANEGO
TELESKOPU
3
Hanna Smolinska
wróć
OPRACOWANIE
OBSERWACJI
21/08/2011
PLANOWANA OBSERWACJA
W ZGODZIE Z TERMINEM LEKCJI

Planowanie obserwacji - informacje na www podanych ponizej:
wróć
INO
4

http://rti.faulkes-telescope.com/control/Login.isa

http://www.pl.euhou.net/index.php?option=com_content&task=view&id=62&Itemid=156
Hanna Smolinska
21/08/2011
http://aspire.cosmic-ray.org/labs/star_life/starlife_main.html
wróć
EWOLUCJA GWIAZD - LEKCJA INTERAKTYWNA
CIE GWIAZD LEKCJA INTERAKTYWNA
5
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
 Telescope: Australia
Siding Spring is near Coonabarabran, New South Wales,
 Latitude :
31° 16' 23.88'' S
 Longitude: 149 ° 03' 40'' E
6
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
 Telescope: Hawaii Haleakala
Latitude: N 20˚ 42' 27.35“
Longitude: W 156˚ 15' 21.72"
7
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
WYBIERAMY OBIEKT DO OBSERWACJI
TERMIN LEKCJI
JAK PROWADZIC OBSERWACJE
Faulkes-telescope
Ironwood North Observatory
SPRAWDZENIE
WYBRANEGO
OBIEKTU
DO OBSERWACJI
NA NIEBOSKLONIE
8
Hanna Smolinska
21/08/2011
http://www.faulkes-telescope.com/
http://www.pl.euhou.net/index.php?option=com_frontpage&Itemid=1
Zdalnie Sterowane Teleskopy Edukacyjne
rozmieszczenie
wróć
INO
9
Hanna Smolinska
21/08/2011
GLOBAL FAULKES TELESCOPE
http://www.faulkes-telescope.com/information/registration
wróć
INO Ironwood North Observatory w Arizonie
Osoby chetne prosze o kontakt mailem
do profesora Lecha Mankiewicza
10
Hanna Smolinska
21/08/2011
klasyfikacja widmowa gwiazd
wróć
klasyfikacja gwiazd
oparta na widmie
światła wysyłanego
przez gwiazdę. Widmo
światła emitowanego
przez gwiazdę jest
określone przez trzy
podstawowe
parametry atmosfery
gwiazdy, a mianowicie:
ich temperaturę,
ciśnienie gazu, skład
chemiczny
11
Hanna Smolinska
21/08/2011
http://www.mickiewicz.net.pl/astro/mater/pojeciaastronomiczne.ppt
wróć
Lubliniec, luty 2009,
Przygotował : Adam Strzelczyk
12
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
Ewolucja gwiazd
Ku czemu zmierza gwiazda gdy
wyczerpuje się wodór?
http://aspire.cosmic-ray.org/labs/star_life/starlife_main.html
13
Smolinska
01.Hanna
05.2010
hs
21/08/2011
Diagram Hertzsprunga-Russella
wróć
 Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres
klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r.
przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony
przez H.N. Russella.
 klasyfikacja widmowa gwiazd
Do Diagramu Hertzsprunga-Russella
14
Hanna Smolinska
21/08/2011









15
Opis H-R
Na wykresie tym na osi x układu współrzędnych zaznaczony jest
typ widmowy (temperatura albo barwa)
na osi y naniesiona jest jasność.
Gwiazdy powstaja w oblokach molekularnych - protogwiazda.
Większość gwiazd tworzy tzw. ciąg główny. Jest on tworzony
głównie przez młode gwiazdy.
W lewym dolnym rogu wykresu znajduje się
grupa białych karłów,
wróć
natomiast nad ciągiem głównym znajdują się
kolejno od prawej strony:
podolbrzymy,
olbrzymy
nadolbrzymy,
Hanna Smolinska
21/08/2011
Ewolucja gwiazdy
16
wróć

W pierwszej fazie gdy rozpoczyna się fuzja wodoru, gwiazda przemieszcza się na
diagramie H-R w lewo (rośnie jej temperatura) osiągając ciąg główny.

Gdy zasoby wodoru zmniejszają i w reakcjach jądrowych coraz większą rolę zaczyna odgrywać
hel, gwiazda opuszcza ciąg główny przesuwając się na diagramie H-R w prawą stronę i w górę

To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy.Gwiazdy o masie poniżej
10% masy Słońca stają się od razu białymi karłami.

Jeżeli masa gwiazdy wynosi od 10%–40% to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu
głównego stanie się białym karłem.

Gwiazdy z ciągu głównego o masie od 0,4 do 3 w końcu swego życia stają się czerwonymi
olbrzymami , a ostatecznie po "spaleniu" helu stają się białymi karłami.

Gdy masa gwiazdy jest większa od 3 , to po krótkim pobycie na ciągu głównym gwiazda staje się
nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł.

Gwiazda neutronowa to gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych
masach (~ 8–10 mas Słońca). Gwiazdy neutronowe powstają podczas wybuchu supernowej lub
kolapsu białego karła w układach podwójnych

Powszechnie uważa się, że nie wszystkie supernowe prowadzą do gwiazdy neutronowej. Jeżeli
masa gwiazdy jest dostatecznie duża, malejący podczas zapadania się promień gwiazdy może
przekroczyć jej grawitacyjny promień Schwarzschilda i wówczas gwiazda stanie się czarną dziurą.
Hanna Smolinska
21/08/2011
Moc promieniowania
wróć

Strumień promieniowania – energia niesiona przez promieniowanie przechodzące w
jednostce czasu przez określoną powierzchnię.

Definiuje się go w odniesieniu do fal elektromagnetycznych w tym i światła. Strumień określa
się nie tylko dla promieniowania przechodzącego, lecz również dla źródła emitującego. Tak
zdefiniowany strumień nazywany jest energetycznym strumieniem promieniowania i jest
nazywany również mocą promieniowania.
 Φ - strumień promieniowania
 P - przenoszona moc
 E - energia
 t – czas
 W układzie SI jednostką strumienia jest 1W.
17
Hanna Smolinska
21/08/2011
Gwiazdy
wróć
 gwiazda – ciało niebieskie będące skupiskiem
związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą
reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w nich energia
jest emitowana w postaci promieniowania
elektromagnetycznego, a w szczególności pod
postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt
zbliżony do kuli; zbudowane są głównie z wodoru i
helu.
 Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, to Proxima
Centauri odległa o 4,22 lat swietlnych.
18
Hanna Smolinska
21/08/2011
Protogwiazda
wróć
 początkowy etap ewolucji gwiazdy, czyli zapadający się na
skutek grawitacji (i rozgrzewający się) obłok materii
międzygwiazdowej. W jej wnętrzu nie zachodzą jeszcze
reakcje termojądrowe. Emituje ona promieniowanie cieplne
głównie z zakresu podczerwieni na skutek kurczenia się.
Ponizej fragment Mgławicy Oriona przedstawiający
protogwiazdę otoczoną chmurą gazowo-pyłową.
 Skład materii
międzygwiazdowej
19
Hanna Smolinska
21/08/2011
Karly
w astronomii karłami określa się kilka rodzajów gwiazd:
wróć
1.czerwony karzeł - gwiazda ciągu głównego o typie widmowym K-M
2.żółty karzeł - gwiazda ciągu głównego o typie widmowym G, masywniejsza i
jaśniejsza od czerwonego karła. Przykładem gwiazdy tego typu jest Słońce
3.biały karzeł - ostatni etap ewolucji mało masywnej gwiazdy (poniżej 1,4 masy
Słońca) po ostygnięciu przejdzie w stadium czarnego karła
4.żółto-biały karzeł - żółto-biała gwiazda o typie widmowym F
5.czarny karzeł - hipotetyczna gwiazda powstająca po ostygnięciu białego karła.
Wszechświat jest jeszcze za młody, by gwiazdy tego typu mogły powstać
6.błękitny karzeł - hipotetyczna gwiazda powstająca w miarę rozwoju czerwonego
karła. Wszechświat jest jeszcze za młody, by gwiazdy tego typu mogły powstać.
7.brązowy karzeł - gwiazda o masie
zbyt małej, by mogły na dużą
skalę zachodzić w niej reakcje
termojądrowe
20
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
Ciąg główny
 Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga-Russella
przedstawia krzywą wzdłuż której zgrupowana jest
większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej
położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego.
Najzimniejsze z nich to czerwone karły. Ponizej
artystyczna wizja czerwonego karla
21
Hanna Smolinska
21/08/2011
Diagram Hertzsprunga-Russella – wykres klasyfikujący gwiazdy, opis moc
promieniowania ciag glowny karly podolobrzymy olbrzymy nadolbrzymy
życie gwiazd obrazek ewolucja gwiazdy
wróć
22
Hanna Smolinska
.
hs
21/08/2011
wróć
Brązowy karzeł
 Gwiazda 54 Piscium i
krążący wokół niej
brązowy karzeł,
sfotografowana przez
Kosmiczny Teleskop
Spitzera
23
Hanna Smolinska
obiekt
gwiazdopodobny o
masie zbyt małej by
mogły zachodzić w nim
na duza skale reakcje
przemiany wodoru w
hel
21/08/2011
Czerwony karzeł
wróć
 Czerwony karzeł – mała i stosunkowo
chłodna gwiazda ciągu głównego. Z
powodu wolnego tempa spalania wodoru,
ich szacowany czas życia wynosi 10
bilionów lat. Czerwone karły stanowią
najliczniejszy typ gwiazd we
Wszechświecie, jednak z powodu ich małej
jasności nie są widzialne gołym okiem

24
Po prawej stronie artystyczna wizja
planety okrążającej czerwonego karła.
Hanna Smolinska
21/08/2011
Czerwony gigant
wróć
 Czerwony olbrzym – gwiazda będąca na
schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa
pochodzi od jej obserwowanej barwy i
dużych rozmiarów. Ogólnie gwiazdy o
strukturze składającej się z jądra i otoczki
są nazywane olbrzymami. Ich promienie
powierzchni wysyłającej światło
(powierzchnia ta nazywana jest fotosferą)
są dużo większe, aniżeli promienie gwiazd
ciągu głównego. Występują one w wielu
odmianach, najbardziej pospolite to
czerwone i błękitne olbrzymy
25
Hanna Smolinska
21/08/2011
Mgławica planetarna
wróć
 Mgławica planetarna jest to
obłok gazu i pyłu powstałego
z zewnętrznych warstw
gwiazdy kończącej etap
syntezy jądrowej we wnętrzu.
W centrum takiego obiektu
odkrywane są zwykle białe
karły, w które zamieniają się
gwiazdy po utracie otoczki. Po
prawej stronie mglawica
slimak NGC 7293.
26
Hanna Smolinska
21/08/2011
Gwiazda neutronowa
wróć
 Gwiazda neutronowa – gwiazda
zdegenerowana powstała w wyniku
ewolucji gwiazd o dużych masach
(~ 8–10 mas Słońca). Gwiazdy
neutronowe powstają podczas
wybuchu supernowej lub kolapsu
białego karła w układach
podwójnych. Materia składająca się
na gwiazdy neutronowe jest
niezwykle gęsta, przy średnicy 10–
15 km gwiazdy tego typu mają masę
od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Po prawej
stronie Pulsar (rodzaj gwiazdy
neutronowej) w Mglawicy Kraba
27
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
Pozostałość po wybuchu
mgławica powstała w końcowej fazie życia masywnej
gwiazdy w wyniku wybuchu i odrzucenia zewnętrznej
otoczki, są stosunkowo bogate w pierwiastki cięższe od
żelaza, które powstają w końcowym etapie życia gwiazdy i
podczas wybuchu. Wybuch umożliwia rozprzestrzenienie
się tych pierwiastków w kosmosie.
 Zdjęcie pozostałości po
Gwieździe Keplera
wykonane przez
Teleskop Hubble'a
28
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
Skład materii międzygwiazdowej
 Skład chemiczny materii różni się od pierwotnego składu
materii, z której powstała gwiazda, ponieważ część tej
materii brała udział w procesach jądrowych. Skutkiem
jest stałe wzbogacanie materii międzygwiazdowej w
galaktyce w produkty wewnątrzgwiezdnych reakcji
jądrowych. W naszej Galaktyce materia
międzygwiazdowa składa się głównie z gazu (99%) i w
niewielkim stopniu z pyłu (1%). Głównym składnikiem
materii międzygwiazdowej jest wodór (ok. 90%), hel (ok.
10%) oraz niewielkie ilości cięższych pierwiastków.
29
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
Olbrzymy
zajmują na wykresie H-R miejsce u góry na prawo. Olbrzymy mają promienie około
100 razy większe od promieni gwiazd głównego ciągu, Jako przykłady gwiazd
olbrzymów możemy przyjąć gwiazdy α Aur (Capella) i α Boo (Arktur), Średnia gęstość
tych gwiazd jest bardzo mała, wynosząca np. dla Arktura 0,0004 średniej gęstości
Słońca.
Nie oznacza to, że gwiazdy są tak bardzo rozrzedzone aż do samego środka. Gwiazdy
te mają złożona budowę jako zaawansowane w rozwoju. Utraciły one już znaczną
część wodoru i modele ich są o wiele bardziej złożone niż gwiazd głównego ciągu.
Ponizej model budowy czerwonego olbrzyma.
30
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
31
INO Ironwood North Observatory w Arizonie
Latitude: 33 15 47 N
Longitude: 111 38 5 W
Hanna Smolinska
21/08/2011
Nadolbrzymy
wróć
U nadolbrzymów spotykamy gwiazdy o promieniach blisko 1000 razy większych od
promieni gwiazd głównego ciągu. Przykładem gwiazdy nadolbrzyma jest α Ori
(Betelgeuze). Średnia gęstość tych gwiazd jest bardzo mała, okolo 0,000001 średniej
gęstości Słońca. Gwiazdy te mają złożona budowę jako zaawansowane w rozwoju.
Utraciły one już znaczną część wodoru i modele ich są o wiele bardziej złożone niż
gwiazd głównego ciągu. Jako przykład przytoczyć można model nadolbrzyma o masie
1,3 masy Słońca, jego promien jest 21 razy większy od promienia Słońca.
Charakterystyczną właściwością tych gwiazd jest istnienie bardzo gęstego
izotermicznego jądra pozbawionego wodoru i bardzo rozciągłej zewnętrznej powłoki
konwekcyjnej. Ponizej struktura wewnetrzna superolbrzyma i jego wielkosc.
32
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
Podolbrzymy
to gwiazdy jaśniejsze od gwiazd z ciągu głównego, ale nie tak
jasne jak prawdziwe olbrzymy. Uważa się, że podolbrzymy już
kończą lub właśnie skończyły spalanie wodoru w swoich
jądrach i zaczynają rozrastać się aż do stadium olbrzyma.
Podolbrzymy na Diagramie H-R leżą pomiędzy ciągiem
olbrzymów, a ciągiem karłów. Ich temperatury są niższe,
natomiast średnice większe
odtypowych gwiazd
ciągu głównego
o
zbliżonej do nich masie.
33
Hanna Smolinska
21/08/2011
Czarna dziura
wróć
 Czarna dziura jest obiektem, który znajduje się wewnątrz własnego horyzontu
zdarzeń. Horyzont zdarzeń - powierzchnia w czasoprzestrzeni, która oddziela od
obserwatora zdarzenia, o których nie może on nigdy otrzymać żadnych
informacji.
 Z takiej gwiazdy światło nie może uciec
 Identyczny wynik uzyskał Karl Schwarzschild z równań OTW
R
2GM
c2
 Jedyne obserwowalne oddziaływanie, to grawitacja (np. w układzie podwójnym)
 Idea Johna Mitchella z 1784r.
34
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
1 mglawica
2 protogwiazda
3 brazowy karzel
4 czerwony karzel
5 typ sloneczny
6 czerwony gigant
7mgławica
planetarna
8 bialy karzel
9 gwiazda
neutronowa
10 supernowa
11 czarna dziura
12 pozostalosc
po wybuchu
13 niebieski
supergigant
35
Hanna Smolinska
hs
21/08/2011
Przeszłość i przyszłość Słońca
36
Hanna Smolinska
wróć
wróć
21/08/2011
Bialy karzel
niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt
wróć
astronomiczny składający sie ze zdegenerowanej materii,
emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu
reakcji jądrowych w mało- lub średniomasywnej gwieździe.
Małomasywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 masy Słońca), nie
osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków
wystarczających do zapłonu helu w reakcjach
syntezy termojądrowej i powstają z nich białe
karły helowe.
Średniomasywne gwiazdy (od 0,4 do ok. 4
mas Słońca) spalają hel dając białe karły
węglowe, lub węglowo-tlenowe.
Pozostałością gwiazd o masach w zakresie
4-8 mas Słońca (na ciągu głównym) są białe
karły z domieszką tlenu, neonu i magnezu. Po prawej str. NGC 2440
aaaakokon
z młodym białym karłem
Hanna Smolinska
21/08/2011
37
wróć
Supernowa
Gwiazdy masywne powyzej 3 MS
 Ponizej cykl życiowy
masywnej gwiazdy
38
Hanna Smolinska
 Jadro nadolbrzyma
zapada sie w czasie
krotszym od sekundy,
wybuch jest tak
gwaltowny ze jasnosc
w chwili wybuchu
przewyzsza 1000
Slonc. Jest to stadium
Supernowej.
21/08/2011
Mglawice
wróć
MGŁAWICE EMISYJNE- Są wielkimi chmurami (często o średnicy kilkuset lat świetlnych)
świecącego gazu i plazmy. Mgławicami emisyjnymi mogą być obszary H II, gdzie duże ilości
promieniowania ultrafioletowego emitują młode, gorące, niebieskie gwiazdy; oraz mgławice
planetarne, gdzie umierająca gwiazda odrzuciwszy swoje zewnętrzne warstwy, odsłoniła
jonizujące gaz jądro. Bywają też mgławice zbudowane zarówno z regionów emisyjnych, jak i
refleksyjnych Takim obiektem jest np. Mgławica Trójlistna Koniczyna. MGŁAWICE CIEMNE Czasami nazywane mgławicymi absorpcyjymi, są to ciemne koncentracje gazu i pyłu, które często
posiadają powstające wewnątrz gwiazdy. Mgławice ciemne mogą być widziane, jeśli przesłaniają
część mgławicy jasnej (np. Mgławica Koński Łeb) lub jeśli blokują swiatło gwiazd tła (np. Wór
Węgla). MGŁAWICE REFLEKSYJNE - Typy mgławic, w których obłoki pyłu odbijają światło od
pobliskiej gwiazdy lub gwiazd. Pobliska gwiazda lub gwiazdy nie są wystarczające do wywołania
jonizacji gazu w mgławicy, ale są wystarczająco jasne, aby dać rozproszenie, które uwidacznia pył.
Stąd widma częstotliwości wykazywane przez mgławice refleksyjne jest podobne do gwiazd, które
je oświetlają. Pośród mikroskopowych cząsteczek odpowiedzialnych za rozproszenie znajdują się
związki węgla (np. diamentowy kurz) oraz składniki innych pierwiastków, a w szczególności żelaza i
niklu. Mgławice refleksyjne są miejscem, gdzie powstają gwiazdy. Ponizej znajduja sie kolejno
mglawica emisyjna(Ameryka Północna),
mglawica ciemna (Koński Łeb) i
mglawica refleksyjna(Głowa Czarownicy).
MGŁAWICE PLANETARNE
39
Hanna Smolinska
21/08/2011
Niebieski supergigant
wróć
Błękitne nadolbrzymy są wyjątkowo gorące i jasne.
Temperatura na ich powierzchni wynosi od 20 000 do 50 000 K,
co powoduje, że znaczna część energii gwiazdy zostaje
wypromieniowana w zakresie ultrafioletu, niewidzialnego dla
naszych oczu. Ich masa zwykle zawiera się
w przedziale od 10 do 50 mas Słońca,
a promień dochodzi do 25 promieni Słońca.
Gwiazdy te występują bardzo rzadko
i
należą do najgorętszych, największych
i
najjaśniejszych gwiazd we Wszechświecie.
Żyją
względnie krótko, bo tylko 10 do 50
milionów.
Zeta Orionis compared to the Sun (to scale)
40
Hanna Smolinska
21/08/2011
wwwrró
wróć
ćróć
ZRODLA

Slajd 1 opracowanie wlasne

Slajd 2 opracowanie wlasne

Slajd 3 opracowanie wlasne

Slajd 4 obrazek ze str. http://www.faulkestelescope.com/ wprowadzilam inf. o INO


41
Slajd 5 obrazek ze str. http://aspire.cosmicray.org/labs/star_life/starlife_main.html
Slajd 6 obrazek i informacje ze str.
http://www.faulkes-telescope.com/

Slajd 11
http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification

Slajd 12 opracowanie Adama Strzelczyka
http://www.mickiewicz.net.pl/astro/mater/pojeci
aastronomiczne.ppt

Slajd 13 opracowanie wlasne

Slajd 14 notatki i diagram z Wikipedii

Slajd 15 inf. z podrecznikow do fizyki i astronomii
dla szkol ponadgimnazjalnych oraz Wikipedii

Slajd 16 inf. z podrecznikow do fizyki i astronomii
dla szkol ponadgimnazjalnych, wykladow Krystyny
Wosinskiej PW oraz Wikipedii

Slajd 7 obrazek I informacje ze str.
http://www.faulkes-telescope.com/

Slajd 8 opracowanie wlasne

Slajd 17 inf. z Wikipedii

Slajd 9 obrazek ze str. http://www.faulkestelescope.com wprowadzilam inf. o INO

Slajd 18 inf. z Wikipedii

Slajd 10 opracowanie wlasne
Slajd 19 inf. z Wikipedii, obrazek NASA


Slajd 20 inf. z Wikipedii oraz obrazek ze str. Poznan
Astronomical Observatory
Hanna Smolinska
21/08/2011
wróć
wróć
ZRODLA
42

Slajd 21 – inf. i obrazek Wikipedia

Slajd 22 – diagram z Wikipedii

Slajd 23 – inf. z Wikipedii,obrazek z Kosmicznego
Teleskopu Spitzera

Slajd 24 – inf. i obrazek z Wikipedii

Slajd 25 - inf. i obrazek z Wikipedii

oraz ze strony
www.fizyka.net.pl/astronomia/astronomia_oa8.html

Slajd 26 – inf. z wikipedii, obrazek ze
str.http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/20
04/32/image/d/
(http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/images/hs-200432-d-full_jpg.jpg).)

Slajd 27 - inf. z Wikipedii, obrazek z Wikipedii

Slajd 28 – inf. z podr.dla szkol ponadgimnazjalnych i z
Wikipedii, obrazek z Wikipedii

Slajd 29 - inf. z Wikipedii

Slajd 30 – inf. Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna"
wyd. VI oraz http://www.fizyka.net.pl/
Hanna Smolinska

Slajd 31- opr. wlasne oraz z http://www.pl.euhou.net/

Slajd 32- inf. Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd.
VI i obrazki z wykladow Krystyny Wosinskiej PW

Slajd 33 - inf. i obrazek z Wikipedii

Slajd 34 - inf. i obrazki z wykladow Krystyny Wosinskiej
PW

Slajd 35 - opr. wlasne I obrazek z NASA

Slajd 36 – Prentice Hall is a major educational publisher

Slajd 37 - inf. i obrazek z Wikipedii

Slajd 38 – inf. z Wikipedii, obrazek z wykladow
Krystyny Wosinskiej PW

Slajd 39 – inf. i obrazek ze str.
http://www.maribert.com/index.php/Mglawice.html

Slajd 40 - inf. z Wikipedii, obrazek ze str.
http://en.wikipedia.org/wiki/Blue_giant
21/08/2011
EWOLUCJA GWIAZD
MATERIAL DO LEKCJI INTERAKTYWNEJ
ZEBRALA I OPRACOWALA
HANNA SMOLINSKA
ZRODLA ZAMIESZCZONE NA 41 I 42 STRONIE PREZENTACJI
43
Hanna Smolinska
21/08/2011