какую температуру имеют желтые звезды типа солнца

Звезда Вольфа-Райе.
Очень яркие и очень горячие звёзды. Но основное отличие этих звёзд в наличием у них широкого спектра излучения водорода, гелия, а также кислорода, азота, углерода в разных степенях ионизации. Их спектры схожи с ядрами некоторых галактик. В нашей галактике обнаружено около 230 звезд этого типа, светимость которых в среднем больше в 4000 раза, чем у Солнца. Температура их фотосферы составляет примерно 50 000 градусов Цельсия.

Звезда WR-124 типа Вольфа-Райе.

Переменная звезда.
Яркость этих типов звёзд меняется в зависимости от происходящих в её районе физических процессов. то есть блеск этой звезды может меняться со временем. Что бы отнести звезду к этому классу надо обнаружить хотя бы одно изменение блеска.
Причинами их перемен может быть хромосферная активность, затмения в двойной системе, перетекание вещества с одной звезды на другую или другие глобальные события, по типу взрыва сверхновой.

Сверхновые.
Звёзды, которые заканчивают свой цикл эволюции в взрывном процессе. Таким термином были названы звёзды, которые вспыхивали ярче «новых» звёзд. Ещё существуют гиперновые, но они возникают только при коллапсе тяжёлой звезды, после того, как в ней не осталось источников для поддержания термоядерных реакций.

ULX.
Ультраяркие рентгеновские источники. Излучают в рентгеновском диапазоне (10^39–10^42 эрг/с в диапазоне 0,5–100 кэВ)

Нейтронные звёзды.
Возникают на поздних этапах эволюции у звезд с массой 8-10 масс Солнечных, потому что давление вырожденных электронов не может сдержать сжатия ядер, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратятся в нейтроны. Могут обладать сильным магнитным полем, благодаря ему и быстрому вращению на небе мы наблюдаем радио и рентгеновские пульсары.

Белые карлики.
Состоят из электронно-ядерной плазмы, слабо светятся и лишены источников термоядерной энергии, постепенно остывают и краснеют.
Образуются в процессе эволюции звёзд, чья масса недостаточна для превращения в нейтронную звезду (не превышает 10 масс Солнца).

Типа T Тельца
Класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа T Тельца.
Эти звёзды ещё не вступили на главную последовательность (На ранней стадии эволюции) В основном это молодые звёзды классов F, G, K, M с небольшой массой (меньше двух солнечных). Температура в их ядре недостаточна, чтобы запустить термоядерную реакцию превращения водорода в гелий, которая обычно возникает через 100 млн лет с момента рождения звезды. Источником их энергии является гравитационное сжатие. Так же в спектре этих звёзд есть литий, которого нет в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как при температуре в 2 500 000 K он расходуется в ядерных реакциях.

Лига Физиков

75 постов 918 подписчиков

Правила сообщества

Запрещено:
— Оскорблять участников сообщества, а так же пользователей Пикабу.
— Публиковать посты, которые не относятся к физике
— Рекламировать кого-либо, чего-либо
— Нарушать правила Пикабу.

Сейчас бы классифицировать звезды по спектральному классу и не приложить диаграмму Герцшпрунга — Рассела 🙂

Много чего не понял, но это дико интересно:)

— Какого класса наша звезда(Солнце)?

— если температура карлика может быть 25 градусов, следовательно(в далеком будущем) к нему можно подлететь и изучить?

— Какая сила его(карлика) гравитации может быть?

-как далеко соседняя звезда(ближайшая)?

— какую максимальную скорость может выдержать человеческий организм в космосе?

Так, я не понел.. «Оh, Be A Fine Girl, Kiss Me (Right Now)» больше не описывает все типы звёзд?

F,O,M,A K,G,B тип звёзд от которых можно заправляться (elite dangerous)

А если серьёзно. Разве может быть у нейтронной звезды твёрдая оболочка?

Кстати, самая холодная звезда этого типа имеет температуру всего 25 градусов по Цельсию.

Понаберут материи в кредит, а потом с синтезом не справляются.

Так, пойду ещё на астрофизика отучусь. Это нереально охеренно!!

желтые звезды не такие уж и желтые

Вообразите, один бритый анличанин финики жевал, как банан. Разве не смешно?

Анатолий Владимирович Засов, астрофизик, доктор физико-математических наук, профессор физического факультета МГУ имени М. В. Ломоносова рассказывает, какие бывают звёзды, как они рождаются и умирают и о многом другом.

Какая теория звездообразования в галактиках является общепринятой? Какие теории существовали наряду с ней? Что описывает закон Кенникатта-Шмидта и почему многие специалисты сомневаются, что это физический закон? Что такое зона Стрёмгрена? В каких галактиках можно в деталях наблюдать процесс образования звёзд? Что дало астрономам изучение галактики М33? Почему до сих пор нет стройной теории звездообразования в галактиках?

Рассказывает Ольга Сильченко, доктор физико-математических наук, заместитель директора по научной работе государственного астрономического института имени П. К. Штернберга.

Ученые кардинально изменили представление об эволюции звезд во Вселенной

Белые карлики, выглядящие менее старыми, чем они есть на самом деле, натолкнули ученых на идею, что процесс эволюции звезд вовсе не так прямолинеен, как было принято считать до этого. Выходит, что все это время ученые не могли определить истинный возраст некоторых звезд.

Совместная научная работа ученых из NASA и ESA возможно изменит сложившиеся представления о процессе формирования и старения небесных светил. При помощи аппарата Hubble было определено, что отдельные белые карлики имеют источник энергии, что в свою очередь означает, что процесс их старения протекает значительно медленнее.

Стоит напомнить, что белыми карликами принято называть остывающие звезды, имеющие небольшую массу и оставшиеся без водородной оболочки. Такая судьба со временем ждет практически все звезды, в том числе и Солнце.

Изучение процесса эволюции звезд помогает исследователем как ключевые этапы процесса угасания белых карликов, так и наиболее ранние этапы их «жизни».

В ходе последнего исследования астрономы проанализировали два звездных скопления M3 и M13. Их популяции звезд, которые со временем станут белыми карликами, серьезно отличались.

Воспользовавшись камерой, установленной на аппарате Hubble, специалисты сравнили несколько сотен белых карликов, расположенных в данных звездных скоплениях. Если в звездном скоплении M3 белые карлики были абсолютно непримечательными, то в скоплении M13 были как «обычные» звезды, так и белые карлики, которые каким-то непонятным образом сумели не растерять водородную оболочку, которая давала возможность им и дальше гореть.

При этом таких «особенных» звезд оказалось совсем немало. По расчетам ученых, до 70% белых карликов могут продолжать гореть. Это означает, что процесс их старения протекает существенно медленнее.

Полученные данные имеют огромное значение для науки. Ведь, как оказалось, все это время у ученых были ложные представления о звездах в нашей галактике. Более того, это означает, что методы определения возраста звезд требуют пересмотра. Ранее процесс старения звезд считался совершенно линейным. По предварительным данным, неточность прежних расчетов может измеряться миллиардами лет.

Что такое нейтронные звёзды и где происходит их рождение? Почему они вращаются быстрее обычных звёзд? Как астрофизики получают данные об этих космических объектах? Могут ли учёные предсказать поведение вращения нейтронных звёзд и их количество? Какие проблемы существуют в моделировании вращения нейтронной звезды? Почему долго не удавалось открыть эти объекты?

Рассказывает Антон Бирюков, астрофизик, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник лаборатории Космических проектов Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга.

Научпоп | Астрофотограф Дмитрий Селезнёв – DS Astro, астрофотография, научпоп и блогерская жизнь 🙂

Как начать заниматься астрофотографией и что для этого нужно? Сколько денег гребут лопатой научпоп-блогеры? Как избавить научпоп от ошибок? С помощью каких инструментов человек может изучать космос? Об этом и многом другом рассказывает Дмитрий Селезнёв, астрофотограф и астроном-любитель из города Азов Ростовской области, создатель проекта DS Astro.

Что такое быстрые радиовсплески

Астрофизики смогли определить механизм возникновения быстрых радиовсплесков — сигналов, природа которых до сих пор была неизвестна, так что некоторые даже считали, что они могут быть сигналами инопланетных цивилизаций. Судя по всему, быстрые радиовсплески формируются в окрестностях нейтронных звезд. Об этом рассказал Сергей Попов из Государственного астрономического института имени Штернберга МГУ, автора книги о нейтронных звездах «Суперобъекты», об истории исследования быстрых радиовсплесков и о том, какие гипотезы об их природе выдвигали ученые.

Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF; Hubble Legacy Archive, ESA, NASA

В этом посте речь идет об источнике FRB121102. Это пока единственный повторяющийся источник быстрых радиовсплесков.

Быстрые радиовсплески — новый загадочный астрофизический феномен (продвинутый читатель может посмотреть свежий небольшой обзор на английском языке). Их исследование началось всего лишь 10 лет назад, когда в 2007 году Дункан Лоример и его коллеги объявили об обнаружении первого очень мощного, но при этом короткого (несколько миллисекунд) радиовсплеска, пришедшего «из ниоткуда». То есть, как это было почти полвека назад с космическими гамма-всплесками, вспышка не наблюдалась больше ни в каком диапазоне спектра, а кроме того, не представлялось возможным точно локализовать, с чем она связана.

Первый всплеск, как и большинство последующих, был обнаружен при обработке архивных данных телескопа из обсерватории «Паркс» (Parkes Observatory) в Австралии. Эта 64-метровая антенна предназначена, в первую очередь, для исследования радиопульсаров. Всплеск получил обозначение FRB 010724, где FRB — Fast radio burst, а 010724 — дата: 24 июля 2001 года.

Если инструмент фиксирует короткий одиночный всплеск радиоизлучения, то его координаты можно определить лишь с точностью порядка 10 угловых минут. Это примерно треть лунного диска. С астрономической точки зрения — большая площадка, так как, например, крупный оптический телескоп увидит там большое количество объектов. Но при этом ничего выдающегося в области локализации первого всплеска не наблюдалось. Источник мог находиться или совсем близко (даже в магнитосфере Земли!), или очень далеко. Однако второе представлялось более вероятным, так как всплеск характеризовался большой мерой дисперсии.

Дело в том, что это только в вакууме скорость света одна и та же. Если же электромагнитное излучение распространяется в среде, то скорость волн разной длины будет отличаться. Именно поэтому призма дает радужную полоску спектра. Радиосигналы на двух разных частотах, распространяясь в космической плазме, имеют разные скорости. А потому сигнал на более высокой частоте приходит к нам раньше. Вот эта величина «сдвига» времени прихода сигнала в зависимости от частоты волны и характеризуется мерой дисперсии. Она тем больше, чем больше плотность зарядов в среде, в которой распространяется сигнал, и чем большее расстояние в этой среде сигнал проходит.

В случае лоримеровского всплеска FRB 010724 дисперсию нельзя было объяснить межзвездной средой нашей Галактики — ее не хватало. Значит, источник внегалактический, а мера дисперсии связана или с межгалактической средой, или со средой вокруг источника в другой галактике. Если дело в межгалактической среде, то расстояние до источника получалось порядка миллиардов световых лет! Тогда у источника колоссальная радиосветимость — миллиард светимостей Солнца. Такого никогда не видели, и это непросто объяснить.

Но это еще не все. Поскольку всплеск был открыт в рамках обработки архива обзорных наблюдений, то можно было оценить, как часто происходят такие события. Получалось, что на земном небе мы должны были бы видеть тысячи всплесков в день. Проблема, однако, в том, что радиотелескопы обычно смотрят лишь на маленький пятачок неба, да к тому же трудно выделить отдельную короткую вспышку, если она не повторяется, а точные координаты (и идентификация с известным источником) неизвестны. Вот и получалось, что до 2007 года мы не знали, что на небе все время виден радиофейерверк: яркая вспышка каждую минуту.

О втором событии отрапортовали лишь в 2012 году. Поэтому теоретики не бросились строить модели. Правда, еще в 2007 году Константин Постнов и я предложили модель, в которой вспышки были связаны с гипервспышками магнитаров — молодых активных нейтронных звезд с очень сильными магнитными полями. Кроме того, в нашей работе мы обратили внимание, что темп вспышек совпадает с темпом рождения магнитаров, а также что если пульсары с большими потерями энергии вращения могут давать вспышки, подобные гигантским импульсам пульсара в Крабовидной туманности, но только более мощные во столько же раз, во сколько раз больше энергопотери, то это тоже будет похоже на FRB. Были высказаны и другие предположения, в том числе довольно экзотические, в которых вспышки FRB связывались с космическими струнами.

Ситуация изменилась летом 2013 году, когда Торнтон и его соавторы сообщили сразу о четырех новых вспышкам. Все поняли, что дело серьезное.

За несколько месяцев теоретики предложили пару дюжин моделей для объяснения быстрых радиовсплесков. Там были и сливающиеся белые карлики, и испаряющиеся черные дыры, и необычные двойные системы, и одиночные компактные объекты, на которые падают астероиды. Не забыли, конечно, и инопланетян. «Все побывали тут», — сказал бы Михаил Юрьевич.

Но самые реалистичные модели были связаны с нейтронными звездами. Мы знаем, что эти объекты дают короткие радиоимпульсы. Мы знаем, что во вспышке нейтронные звезды могут за доли секунды выделять колоссальную энергию. Однако выбрать одну модель не получалось. И даже отбросить ряд моделей было непросто.

Появлялись новые данные наблюдений. За несколько лет было открыто около 30 источников (их каталог можно найти здесь). Для них измерялись различные параметры. Ввиду большой значимости проблемы статьи нередко публиковались в Science и Nature. Но ясности не было.

Важной вехой стало открытие источника FRB121102 — героя новой публикации. Это был первый всплеск, открытый на 300-метровой антенне в Аресибо (Пуэрто-Рико). Дальнейшие наблюдения показали, что от источника приходят новые всплески. Причем много — сотни! Стало ясно, что FRB — это не катастрофа. То есть, это не испарение черной дыры, не образование кварковой звезды, не какой-то вид сверхновой, не слияние нейтронных звезд и так далее. На первый план окончательно вышли модели с молодыми нейтронными звездами.

Участок неба, на котором зафиксировали FRB121102

Наблюдения повторных всплесков, в том числе одновременно несколькими радиотелескопами, позволили очень точно определить координаты источника. Кроме того, был обнаружен постоянный радиоисточник, с ним связанный. В конце концов, смогли разглядеть и галактику, в которой источник расположен, а значит, стало возможным точное определение энергетики вспышек, так как теперь было известно точное расстояние. Оказалось, что объект находится в небольшой галактике с мощным звездообразованием. Молодые нейтронные звезды «любят» такие места.

И в модели молодого магнитара (в данном случае речь идет о выделении энергии магнитного поля), и в модели молодого мощного радиопульсара (который испускает энергию своего вращения) можно объяснить все основные свойства FRB121102. Новая статья, пожалуй, подтверждает это.

В ней авторы смогли узнать кое-что новое о среде вокруг источника. Они измерили линейную поляризацию радиоизлучения — она оказалось 100-процентной, — а также смогли определить так называемую меру вращения. При распространении в плазме с магнитным полем плоскость поляризации электромагнитной волны поворачивается. Чем больше поле и чем больше в плазме свободных электронов, тем заметнее эффект. У FRB121102 измерена очень большая мера вращения, выделяющая его на фоне известных пульсаров, магнитаров и других источников быстрых радиовсплесков, для которых была установлена эта величина. Данные говорят о том, что источник всплесков находится в довольно плотной среде со значительным магнитным полем.

С одной стороны, авторы обращают внимание на то, что такие условия мы наблюдаем в окрестности сверхмассивных черных дыр. С другой, аналогичные условия могут быть и в очень молодых остатках сверхновых в областях звездообразования. А значит, мы снова возвращаемся к тому, что источники быстрых радиовсплесков связаны с молодыми нейтронными звездами.

Важным предсказанием моделей молодых нейтронных звезд, окруженных плотной туманностью, является эволюция свойств туманности на временах порядка нескольких лет. Соответственно, дальнейшие наблюдения вскоре должны проверить это.

В такой модели высокая активность FRB121102 может объясняться особой молодостью объекта. Скажем, десятки лет против сотен или тысяч лет у других источников. Со временем темп расходования (диссипации) и вращательной, и магнитной энергии неизбежно падает, — что подтверждают и наблюдения радиопульсаров и магнитаров, и теоретические расчеты, — соответственно и время между повторными всплесками должно возрастать. Для типичного магнитара оно должно составлять десятки или даже сотни лет, а потому мы и не видим повторных всплесков от других известных источников.

Сейчас в строй введены (FAST, UTMOST, ASKAP) или вводятся (CHIME, а в будущем — SKA) новые радиотелескопы. Будем надеяться, что это даст новые важные результаты, которые позволят решить загадку быстрых радиовсплесков в ближайшие несколько лет.

Источник

Какую температуру имеют желтые звезды типа солнца

Желтые карлики — это звезды главной последовательности массой от 0,8 до 1,2 Мс (масс Солнца).

Температура фотосферы (поверхностного слоя) звезд этого класса находится в диапазоне 5000-6000 градусов Кельвина в зависимости от массы и возраста.

Солнце является типичным желтым карликом. Так оно нами воспринимается на Земле. На самом деле, оно ослепительно белое, как излучение электросварки — об этом свидетельствовал советский космонавт Алексей Леонов, первым в истории космонавтики вышедший в открытый космос. Он сначала не задвинул солнцезащитную пленку на скафандр и на мгновение был ослеплен белым лучом Солнца. Атмосфера рассеивает и поглощает коротковолновой спектр сложного белого света, оставшийся видимый свет воспринимается нами как желтый.

История Солнца началась около 4,6 миллиарда лет назад. Предполагается, что мы принадлежим третьему поколению звездных систем в эволюции нашей Вселенной с момента Большого Взрыва. Изотопный анализ показывает, что вещество Солнца и солнечной системы составилось из молекулярного облака, образовавшегося из двух взрывов сверхновых, разбросавших вокруг вещество, содержащее водород, гелий, углерод, азот, кислород, железо и другие элементы. Часть этого вещества обособилось в некое газопылевое облако диаметром в несколько световых лет. Его масса составляла свыше 10^31 кг. Естественно, под действием столь большой массы происходит гравитационное сжатие этого облака. Гравитация согласно Эйнштейну искривляет пространство-время, поэтому частицы сжимающегося вещества перемещаются к центру облака не прямолинейно, а по спирали. Так зарождается вращение этого облака. Согласно закону сохранения импульса с уменьшением радиуса вращения растет его угловая скорость.

Протосолнце с аккреционным диском

Под воздействием собственной гравитации облако сжалось в компактный вращающийся диск, в центре которого сформировалось будущее Солнце – газовый шар протосолнце. Гравитация сжимала протосолнце, тем самым разогревая его, и при температуре порядка 10 миллионов градусов Кельвина в центре системы началась реакция протон-протонного термоядерного синтеза. Аккреция диска прекратилась, когда сила солнечного ветра и центробежная сила вращения диска превзошли силу гравитации притягивания вещества диска к протосолнцу, и солнечный ветер – альфа-частицы, протоны и электроны – разогнал остатки материала по орбитам будущей Солнечной системы. В этой ситуации протосолнце стало Солнцем — звездой главной последовательности. Такова наиболее обобщенная модель зарождения Солнца и солнечной системы.

Солнце имеет несколько различных по свойствам сфер в своей структуре.

Во-первых, это ядро, в котором происходит в настоящее время термоядерный синтез гелия из водорода. Радиус ядра составляет примерно четверть радиуса Солнца, то есть около 170 тысяч километров.

Накопление гелия ведет к постепенному повышению температуры ядра. В настоящее время она составляет 15,7 миллионов градусов Кельвина. В процессе термоядерной реакции количество водорода уменьшается, гелиевые скопления ядра увеличиваются. Параллельно с этим уменьшается водородная реактивная часть объема ядра. Давление в реактивной части ядра от этого растет, что и ведет к повышению интенсивности термоядерного синтеза и его температуры. Расчеты показывают, что через 1,1 миллиард лет тепловое излучение Солнца увеличится на десять процентов, что приведет к росту температуры на поверхности Земли с нынешней средней 15 градусов Цельсия до 47.

Термоядерный синтез, происходящий в ядре, создает положительный энергобаланс, то есть выделяется энергии больше, чем затрачивается. Каждую секунду сгорает 4,26 миллионов тонн водорода, превращаясь в гелий. Так как масса Солнца 2х10^27 тонн, то этого добра хватает на 11 миллиардов лет.

Часть энергии, вырабатываемая в солнечном ядре, теряется практически впустую – в виде излучения нейтрино. Нейтрино не взаимодействует с барионным материалом, поэтому солнечное вещество для него прозрачно. Это излучение просто охлаждает солнечный котел. Кстати это свойство нейтрино и является причиной его открытия. Ученые думали-думали, а куда девается некая часть энергии? По расчетам должно быть столько, а излучается почему-то меньше. Вот и решили, что всему причиной являются некие нейтрино. Сейчас их пытаются изучать и даже найти им практическое применение.

Ну а полезная энергия солнечного ядра, которая дает нам жизнь и прочие блага, излучается в виде фотонов. Фотоны — это кванты электромагнитного излучения. Они различаются по длине волн.

Электромагнитные излучения по длине волн

Ядро своей энергией рождает самые высокоэнергичные коротковолновые фотоны — гамма-излучение. Гамма-фотоны из ядра попадают в следующую сферу солнечных недр — радиационную, называемую еще зоной лучистого переноса, толщина которой оценивается примерно в 350 тысяч километров. Это плотная плазма, температура которой составляет от 2 миллионов Кельвинов в наружной части до 7 миллионов Кельвинов во внутренней. Из-за высокой плотности — от 0,2 на поверхности до 20 г/см^3 в глубине — макроскопические конвективные перемещения вещества в этой сфере отсутствуют. Энергия переносится фотонами. В среднем условный фотон проходит эту зону за 170 тысяч лет. Фотон условен потому, что это в общем-то не один и тот же фотон, допустим, с именем А идет и идет через зону лучистого переноса. Он поглощается каким-то атомом плазмы, который от полученной энергии возбуждается и выделяет новый фотон Б и т. д. Происходит что-то вроде цепной реакции поглощений и выделений фотонов. Понятно, что к наружной поверхности зоны лучистого переноса основная часть фотонов доходит с потерями энергии, то есть увеличиваясь в длине волны и становясь уже рентгеновским излучением.

Следующая сфера — конвективная зона толщиной 200 тыс километров. Здесь уже температура и плотность плазмы недостаточна для возможности лучистого переноса энергии. Получив энергию фотонов из предыдущей зоны, вещество плазмы перемещается в наружную часть конвективной зоны к фотосфере, охлаждаясь до 5800 Кельвинов. Соответственно, и длины волн фотонов, которые излучает солнечное вещество из конвективной зоны, доходят до световых диапазонов. Передав энергию фотонов фотосфере, охлажденное вещество плазмы возвращается к поверхности зоны лучистого переноса, чтобы возобновить цикл. Вот так и идет круговорот плазмы в конвекционной зоне — это, собственно, и есть конвекция солнечного вещества.

Следующая зона — фотосфера имеет толщину порядка 100-400 километров. Само название дает понять, что это то, что мы видим на Солнце. Если, конечно, вооружимся солнцезащитным оборудованием. Так называемая эффективная температура фотосферы Солнца составляет 5780 Кельвинов. То есть это та температура, которую получает следующая зона хромосфера от фотосферы.

Хромосфера — относительно прозрачная разреженная зона толщиной от 2 000 до 20 000 километров. В этой сфере происходит разогрев вещества до 20 000 Кельвинов. При затмении Солнца эта сфера видится как красная, отсюда и название.

Также во время затмения мы наблюдаем внешнюю оболочку солнечной атмосферы — корону. Это выбросы солнечного вещества, так называемые протуберансы, порождаемые солнечным ветром и магнитными дугами, выходящими над поверхностью фотосферы. Температура верхней части короны достигает 1 500 000 миллионов Кельвинов. Соответственно отсюда солнечный луч получает рентгеновский диапазон излучения, из-за которого космос за пределами земной магнитосферы опасен для здоровья космонавтов.

Немного о магнетизме Солнца. Движение плазмы в конвективной зоне создает магнитные поля на поверхности фотосферы. Ведь плазма — это ионизированное вещество, движение заряженных частиц создает магнетизм, как известно. На поверхности фотосферы скапливается магнитный потенциал в виде так называемых солнечных пятен — затемненных участков.

Дело в том, что магнетизм препятствует прямолинейному излучению световых фотонов, силовые линии магнитного поля направляют их энергию по своим касательным.

Магнитная буря на Солнце

Скапливаясь, энергия магнитов подымает плазму над поверхностью фотосферы в виде дуг, которые отрываются от поверхности фотосферы и массивы солнечного вещества летят в окружающее пространство. Иногда дуги могут сталкиваться друг с другом, при этом происходит короткое замыкание и разрыв. В месте разрыва дуги создается очаг с температурой до 20 миллионов Кельвинов, который дает гамма-вспышку. Эти гамма-вспышки происходят на Солнце не так интенсивно, как на красных карликах. Ну только по «большим праздникам» в соответствии с так называемыми циклами солнечной активности, например, 11-летними циклами формирования солнечных пятен.

Вот казалось бы, ну что хорошего в этих солнечных магнитных бурях для жителей Земли. Они нездорово влияют на самочувствие некоторых людей. Из-за них случались даже сбои в работе электронных приборов. Они опасны для космонавтов на орбитальной станции.

Но вот что есть в них полезное для нашего хозяйства так это защита от вредного влияния галактического излучения – вещества, улетевшего с других звезд галактики в результате взрывов сверхновых. В настоящее время, к примеру, на Солнце тихо, нет магнитной активности, и солнечный ветер работает в ослабленном режиме, уменьшая тем самым защиту от галактического ветра. Это приводит к тому, что на высоте около 90-120 км от поверхности Земли ( у полюсов меньше, у экватора больше) частицы галактического ветра превращают имеющиеся там атомы азота-14 в углерод-14.

Эта область называется слоем Е ионосферы. Земная магнитосфера защищает атмосферу Земли от галактического и солнечного ветра. Но какая-то небольшая доля частиц все же пробивается в верхнюю часть атмосферы. Поэтому в диапазоне высот 60-1000 км под действием радиации сформировалась ионосфера – разреженный газ, состоящий из смеси молекул азота и кислорода и ионов этих наименований.

Скорость частиц галактического ветра может значительно превышать скорость нашего родного солнечного ветра, поскольку он исходит от взрывов сверхновых. Высокоскоростной электрон галактического ветра, попадая в атом азота, проникает сквозь электронную оболочку в протон ядра азота и превращает его в нейтрон – так образуется изотоп углерода с атомным весом 14 а.е.

А углерод-14 обладает свойством повышать альбедо (степень отражения солнечных лучей) атмосферы, что может приводить со временем (за сотни миллионов лет, к примеру) к похолоданию на поверхности Земли. Когда магнитная активность на Солнце опять возбуждается, потоки солнечного ветра увеличиваются, что дает эффект усиления защиты от галактического ветра. И усилившийся солнечный ветер удаляет скопившиеся в слое Е вещества, в том числе углерод-14. Если бы не магнитные солнечные бури, Земля, возможно, заледенела бы, стала бы Землей-снежком.

Как известно, температура внутри звезд очень высокая. Ведь благодаря ей и запускаются термоядерные реакции. При сжатии молекулярного облака гравитационными силами происходит нагрев, который при достаточной массе молекул всё увеличивается и увеличивается. Так, начинается синтез гелия из водорода или, проще говоря, рождается звезда.

Несмотря на то, что все облака состоят из молекул водорода, они отличаются друг от друга количеством его частиц. В итоге получается разная масса протозвезд. Хотя процесс формирования светил примерно одинаковый.

Главным образом, температура звезд повышается при их начальном образовании, а затем при реакциях, происходящих в их ядре. В свою очередь, тепло, производимое в центральной части светила, поднимается и в его верхние слои (то есть на поверхность). А так как у разных тел она разная в недрах, соответственно, она отличается и на поверхности.

От чего зависит температура звезды

В действительности, она обуславливается двумя основными факторами.
Во-первых, уровнем производимой ядром энергии. По данным учёных, ядро разогревается до 15 млн градусов. Однако излучается только тепло, полученное в результате термоядерных реакций. А вот энергия от гравитационного сжатия остаётся в самом центре. Таким образом, температура поверхности звезд напрямую зависит от силы внутренних процессов, а также какие элементы в них задействованы. Например, если происходит синтез не только гелия из водорода, но и синтез с участием тяжёлых элементов, то и излучающая энергия будет в разы больше. Как следствие, поверхностный нагрев увеличится.

А во-вторых, важное значение имеет площадь поверхности, которая излучает внутреннюю энергию. Дело в том, что звёздные объекты производят и в то же время отдают энергию в космическое пространство. И сколько они её отдадут, зависит от внешней оболочки, то есть от излучаемой поверхности.

Когда у звёзд расширяются внешние границы, увеличивается и ядро. А чем оно плотнее, тем горячее. Но так лишь внутри, а снаружи (в фотосфере) такие звезды имеют низкую температуру. Проще говоря, чем больше площадь, тем больше энергетический расход.

Помимо этого, прослеживается связь размеров, масс, светимостей и температур звёздных объектов. К примеру, чем массивнее звёздное тело, тем выше его светимость, а значит и нагрев. Стоит отметить, что температура звезды определяет её цвет. Взаимосвязь характеристик светил отображена на диаграмме Герцшпрунга-Расела.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Как видно, спектральные классы отличаются между собой набором характеристик.

Как определить и в чем измеряется температура звезд

Стоит отметить, что для данной характеристики используют эффективную величину нагретости тела. Другими словами, насколько горячий объект, настолько он излучает энергию. В случае со звёздными телами, их накал даёт характеристику светимости.

А вот для определения эффективной температуры звезд применяют закон Стефана-Больцмана. Он гласит, что мощность излучения нагретого тела прямо пропорциональна площади поверхности и температуры четвёртой степени.

где σ — это постоянный коэффициент 5,7*10-8,
S — площадь, а P — излучаемая мощность.

На самом деле, определяется температура звезд в Кельвинах (К). Правда, можно перевести в градусы Цельсия (С).

Какие температуры поверхности могут иметь звезды

По оценке учёных, показатели отдельных светил разные. Более холодные обладают теплом 2000-5000 К, средняя температура (у жёлтых и оранжевых) тел составляет 5000-7500 К, а горячие представители достигают значений 7500-80000 К.

Наос (самая горячая звезда)

Какие звезды имеют самую низкую температуру

Наименьшую температуру поверхности имеют звезды красных цветов. Правда, называть их холодными не совсем точно. Потому как их нагретость равняется 2000-3000К.

Звезда Барнарда (одна из самых холодных звёзд)

У какого типа звезд наибольшая температура

Как вы думаете, какая температура на поверхности самых горячих звезд?
Между прочим, наиболее жаркие светила имеют голубой или белый цвет. Хотя самый высокий уровень у синих. Только вдумайтесь, их уровень тепла может достигать 40000К.

Итак, мы выяснили, что температура и размеры звёзд могут быть разными. Вдобавок их характеристики связаны между собой.
Также очевидно, что температура в центре звезды отличается от температуры поверхности, которые они могут иметь. Это лишний раз доказывает, что каждый небесный объект уникален. Даже если одни его свойства схожи с другими телами, обязательно будет отличие в каком-либо другом параметре.

«Астрометрия» и «Небесная механика»

1 световой год это

А. Путь, который свет проходит за один год. Б. Проекция земного экватора на небесную сферу. В. Среднее расстояние от Земли до Солнца.

2. В настоящее время в космическом пространстве работает российская космическая обсерватория:

А. Гамма телескоп имени Ферми Б.РадиоАстрон В. Телескоп Хаббла

3. От чего зависит звёздная величина?

А.От расположения на небосводе. Б. От яркости их блеска. В.От положения звёзд относительно друг друга.

А. 12 зодиакальных созвездий, через которые проходит годичный путь Луны.

Б. 12 зодиакальных созвездий, через которые проходит годичный путь Земли.

В. 12 зодиакальных созвездий, через которые проходит годичный путь Солнца.

5. Что такое небесный экватор и небесный меридиан.

А. Проекция земного экватора на небесную сферу и большой круг небесной сферы, который проходит через зенит и полюсы мира. Б. Большой круг небесной сферы, который проходит через зенит и полюсы мира и проекция земного экватора на небесную сферу.

6. Что такое сидерический месяц?

А. Промежуток времени равен периоду обращения Луны вокруг Земли.

Б. Интервал времени между двумя последовательными новолуниями.

7. Что такое синодический месяц

А. Промежуток времени равен периоду обращения Луны вокруг Земли. Б. Интервал времени между двумя последовательными новолуниями.

8. В основе лунного календаря лежит

А. Синодический месяц.Б.Сидерический месяц

9. В чём состоит различие юлианского календаря от григорианского?

«Строение солнечной системы»

1.Самая большая планета солнечной системы

А. Марс Б. Земля В. Уран Г. Юпитер

2. Самая маленькая планета Солнечной системы

А. Нептун Б. Марс В.Меркурий Г. Сатурн.

3. Карликовые планеты

А.Меркурий, Венера, Марс Б. Плутон, Эрида, Хаумеда

4. Самая горячая планета Солнечной системы

А.Венера Б. Юпитер В. Марс Г. Сатурн

5.Почему хвост кометы направлен от Солнца?

А.Под действием давления солнечного ветра и солнечного света часть газов отталкиваются в сторону, противоположную Солнцу, образуя хвост кометы.

Б. Под действием притяжения к планетам Солнечной системы.

А. Вспыхивающие в земной атмосфере мельчайшие твёрдые частицы, которые вторгаются в неё извне с огромной скоростью

Б. Метеороиды размерами от сантиметров до десятков метров, двигавшиеся в межпланетном пространстве и затем упавшие на Землю.

В. Небольшие бесформенные тела, которые движутся вокруг Солнца на расстояниях 2,3 – 3,3 а.е.

Г.Небесные объекты получившие название хвостатая или косматая звезда

А. Вспыхивающие в земной атмосфере мельчайшие твёрдые частицы, которые вторгаются в неё извне с огромной скоростью

Б. Метеороиды размерами от сантиметров до десятков метров, двигавшиеся в межпланетном пространстве и затем упавшие на Землю.

В. Небольшие бесформенные тела, которые движутся вокруг Солнца на расстояниях 2,3 – 3,3 а.е.

Г.Небесные объекты получившие название хвостатая или косматая звезда

А. Вспыхивающие в земной атмосфере мельчайшие твёрдые частицы, которые вторгаются в неё извне с огромной скоростью

Б. Метеориты размерами от сантиметров до десятков метров, двигавшиеся в межпланетном пространстве и затем упавшие на Землю.

В. Небольшие бесформенные тела, которые движутся вокруг Солнца на расстояниях 2,3 – 3,3 а.е.

Г.Небесные объекты получившие название хвостатая или косматая звезда

А. Вспыхивающие в земной атмосфере мельчайшие твёрдые частицы, которые вторгаются в неё извне с огромной скоростью

Б. Метеороиды размерами от сантиметров до десятков метров, двигавшиеся в межпланетном пространстве и затем упавшие на Землю.

В. Небольшие бесформенные тела, которые движутся вокруг Солнца на расстояниях 2,3 – 3,3 а.е.

Г.Небесные объекты получившие название хвостатая или косматая звезда.

10. Какие физические процессы привели к пространственному разделению на планеты земной группы и планеты-гиганты.

11.Выберите планеты – гиганты: Земля, Марс, Юпитер, Венера, Меркурий, Сатурн, Уран, Нептун.

А. В 150г.н.э. в книге «Альмагест» описал геоцентрическую систему мира.

Б.На основе наблюдательных данных вывел три эллиптических закона планетных движений.

В.Первый использовал телескоп для астрономических исследований и открыл фазы Венеры.

Г.Написал книгу, в которой изложил гелиоцентрическую теорию планетных движений.

Д.Сформулировал три основные законы движения и закон всемирного тяготения.

«Астрофизика и звёздная астрономия»

1. Телескопы для наблюдений в световых лучах называются

А. Оптическими Б. Радиотелескопами

2. Телескопы для приёма радиоволн называют

А. Оптическими Б. Радиотелескопами

3.Какова температура в центре Солнца

А.6000К Б.4×106 К В.14×106К

4.Что является источником энергии Солнца

А.Термоядерные реакции синтеза лёгких ядер

Б. Ядерные реакции химических элементов

В. Химические реакции

5.Самую низкую температуру поверхности имеют

А. Голубые звёзды Б. Жёлтые звёзды В.Красные звёзды Г. Белые звёзды.

6. Жёлтые звёзды типа Солнца имеют температуру поверхности около

А.3000К Б.6000К В.20000К Г.10800К

7. К какой группе звёзд относится Капелла, если ёё светимость L= 220L , а температурой 5000К?

А.К главной последовательности Б. К красным гигантам

В.К сверхгигантам Г. К белым карликам

А. Быстро вращающаяся звезда типа Солнца Б. Быстро вращающийся красный гигант

В. Быстро вращающаяся нейтронная звезда Г Быстро вращающийся белый карлик

9. Какие наблюдения подтвердили протекание термоядерных реакций синтеза гелия из водорода в солнечном ядре?

А. Наблюдение солнечного ветра Б.Наблюдение солнечных пятен В. Наблюдение рентгеновского излучения Солнца. Г.Наблюдение потока солнечных нейтрино.

10. В каких звёздах образуются химические элементы вплоть до железа?

А.В звёздах спектральных классов О и В главной последовательности. Б. В красных гигантах и сверхгигантах. В.В нейтронных звёздах. Г. В белых карликах.

«Млечный путь. Галактики»

1.Нашу Галактику можно представить в виде

А. гигантского звёздного шара. Б. Гигантской сплюснутой системы звёзд В. Гигантской бесформенной совокупности звёзд.

Г.Гигантского сплюснутого диска из звёзд, газа и пыли, образующих спирали.

2. Диаметр Галактики равен примерно

А. 10кпк Б. 100000св.лет В. 1 000 000а.е. Г. 2×106 св.лет.

3. Где в Галактике расположено Солнце?

А. В центре Галактики. Б. На периферии Галактики В. На расстоянии примерно 8 кпк от центра. Г. На расстоянии примерно 150 000 св. лет от центра.

4. Какой массивный объект находится в центре Млечного Пути?

А. Плотное скопление звёзд. Б. Плотное газопылевое облако В. Нет ничего необычного Г. Массивная чёрная дыра.

А. Эллиптическая Б. Неправильная В. Спиральная Г. Активная

6. Туманность Андромеды

А. Эллиптическая Б. Неправильная В. СпиральнаяГ. Активная

7.С1. Красное смещение галактики равно 0,1. На каком расстоянии она находится?

«Строение и эволюция Вселенной. Современные проблемы астрономии»

1. Что указывает на расширение Вселенной?

А.Красное смещение в спектрах далёких галактик. Б. Вращение галактик вокруг оси. В.Чёрные дыры в ядрах галактик Г. Наличие газа и пыли в спиральных галактиках

2. Где и когда образовалось основное количество гелия во Вселенной?

А. В звёздах Б. В ядрах галактик В. Он всегда существовал во Вселенной

Г. В первые секунды жизни Вселенной

3.Что указывает на высокую температуру вещества на начальных этапах эволюции Вселенной?

А. Реликтовое излучение Б. Распределение Галактик в пространстве. В. Высокая температура в звёздах. Г. Ничто не указывает

4.Солнечная система образовалась около 4,5 млрд. лет назад. Чему тогда был равен возраст Вселенной?

А. 4,5 млрд.лет. Б.0 В. 8,5 млрд. лет Г. 1 млрд.лет

5. Радиус Вселенной

А.1,24 Ч1026м. Б. 3Ч1013м В. 13Ч109 м

7.Задача Туманность Андромеды приближается к Млечному пути со скоростью 280 км/с, расстояние до неё около 2 млн. св. лет. Через сколько лет произойдёт столкновение между галактиками.

Итоговая контрольная работа

1. Астрономия – наука, изучающая …

А) движение и происхождение небесных тел и их систем.

Б) развитие небесных тел и их природу.

В) движение, природу, происхождение и развитие небесных тел и их систем.

2. Телескоп необходим для того, чтобы …

А) собрать свет и создать изображение источника.

Б) собрать свет от небесного объекта и увеличить угол зрения, под которым виден объект.

В) получить увеличенное изображение небесного тела.

3. Самая высокая точка небесной сферы называется …

4. Линия пересечения плоскости небесного горизонта и меридиана называется …

А) полуденная линия.Б) истинный горизонт.

В) прямое восхождение.

5. Угол между плоскостями больших кругов, один из которых проходит через полюсы мира и данное светило, а другой – через полюсы мира и точку весеннего равноденствия, называется …

А) прямым восхождением.

Б) звездной величиной.

6. Каково склонение Солнца в дни равноденствий?

7. Третья планета от Солнца – это …

8. По каким орбитам обращаются планеты вокруг Солнца?

Б) по эллипсам, близким к окружностям.

В) по ветвям парабол.

9. Ближайшая к Солнцу точка орбиты планеты называется …

10. При удалении наблюдателя от источника света линии спектра …

А) смещаются к его фиолетовому концу.

Б) смещаются к его красному концу.

11. Все планеты-гиганты характеризуются …

А) быстрым вращением.

Б) медленным вращением.

12. Астероиды вращаются между орбитами …

В) Нептуна и Плутона.

13. Какие вещества преобладают в атмосферах звезд?

А) гелий и кислород.

14. К какому классу звезд относится Солнце?

15. На сколько созвездий разделено небо?

16. Кто открыл законы движения планет вокруг Солнца?

17. Какой слой Солнца является основным источником видимого излучения?

В) Солнечная корона.

18. Выразите 9 ч 15 м 11 с в градусной мере.

19. Параллакс Альтаира 0,20?. Чему равно расстояние до этой звезды в световых годах?

20. Во сколько раз звезда 3,4 звездной величины слабее, чем Сириус, имеющий видимую звездную величину – 1,6?

А) В 1,8 раз Б) В 0,2 раза. В) В 100 раз

Рекомендуемые нормы оценивания работы:

Источник