Ewolucja gwiazd - Obserwatorium Astronomiczne II LO
advertisement
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
