к какому классу звезд относится солнце ответ

Какой звездой является наше Солнце

Как вы, наверное, знаете, наше Солнце является самой близкой к нам звездой. Но какая по типу она звезда? По существующей системе классификации, класс нашего светила — желтый карлик. Эта группа, содержит относительно небольшие объекты, содержащие от 80% до 100% массы Солнца. Таким образом, оно находится на более высоком конце этой группы.

Класс Солнца как звезды

Официальное обозначение — класс G2V. Звезды желтые карлики имеют температуру поверхности между 5300 и 6000 К. Они обычно живут в течение 10 и более миллиардов лет. Солнце находится в середине своей жизни, его возраст примерно 4,3-4,6 миллиарда лет, и, скорее всего, оно будет светить еще 7 миллиардов лет.

По прошествии этого времени, оно превратится в красного гиганта, и в конце концов, сожмется в белого карлика.

Солнце принадлежит к так называемой I группе звезд, которые содержат относительно большое количество тяжелых элементов. Первые в истории звезды, содержащие чистый водород и гелий относились к III группе. Они взорвались, распространяя в космосе более тяжелые элементы.

Наше светило содержит металл от предыдущих поколений, которые также взорвались как сверхновые.

К желтым карликам также относятся такие знаменитые объекты как Альфа Центавра, Тау Кита и 51 Пегаса.

Источник

Классификация/виды звёзд

Рассмотрим их классы:

Имеют небольшую температуру в 7 500-10 000 Кельвинов. Светятся белым светом.

Звёзды класса M.
Имеют низкую температуру в 2 000-3 500 К. Светятся красным, в небе можно увидеть их как оранжево-красные.

Но помимо классов существуют и отдельные виды:

Коричневые карлики.
Так называемые звёзды, в которых ядерные реакции не могут компенсировать потери энергии при излучении. Являются очень холодными о неяркими звёздами.

Коричневый карлик, обращающийся вокруг звезды

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

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

Какой звездой является Солнце? К какому типу звезд относится наше светило?

Существует множество типов звезд: красные гиганты, белые карлики и т.п. А к какому классу относится наше Солнце?

Чаще всего звезды классифицируют по их положению на так называемой главной последовательности, или диаграмме Герцшпрунга–Рассела. По спектральной классификации Солнце принадлежит к классу G2V (желтый карлик). Признаками, по которым звезду относят к тому или иному классу, являются ее масса и температура поверхности. Если звезда имеет температуру 5000-6000 К (у Солнца она равна 5778 К) и массу в диапазоне 0,8-1,2 масса Солнца, то ее относят к желтым карликам. Другими известными представителями этого класса являются Альфа Центавра А и Тау Кита. Средняя продолжительность жизни желтых карликов составляет 10 млрд лет.

Хотя астрономы и называют Солнце карликом, на самом деле оно превосходит по яркости большую часть звезд в Млечном Пути. Дело в том, что 70-90% звезд в нашей галактике относятся к красным карликам, которые меньше и тусклее Солнца.

Не следует думать, что желтые карлики светят желтым светом. На самом деле и Солнце, и почти все остальные звезды светят белым цветом.

Стоит отметить, что положение звезд на диаграмме Герцшпрунга–Рассела меняется со временем. Примерно через 5 млрд лет Солнце резко вырастет в размерах (но не по массе) и станет красным гигантом. Далее наша звезда потеряет большую часть своей материи и превратится в белого карлика. Можно считать, что на этом эволюция Солнца прекратится, и оно будет медленно остывать.

Также существует классификация звезд по их химическому составу. Солнце считается звездой, относящейся к типу «население I». Это значит, что в его составе очень много тяжелых элементов (металлов). Существуют еще звезды «населения II», металличность которых на порядки ниже. Теоретически могут существовать и звезды «населения III», в которых тяжелых элементов почти нет, однако пока что астрономам не удалось их обнаружить.

Население звезды указывает на время её рождения. Звезды «населения III» возникли самыми первыми, но, вероятно, не дожили до наших дней. Из их материи сформировалось население II, а население I – это уже третье поколение звезд.

Список использованных источников

Источник

Солнце

Солнце выступает центром и источником жизни для нашей Солнечной системы. Звезда относится к классу желтых карликов и занимает 99.86% всей массы нашей системы, а гравитация по силе преобладает над всеми небесными телами. В древности люди сразу поняли, какое значение имеет Солнце для земной жизни, поэтому упоминание о яркой звезде встречается в самых первых текстах и наскальных рисунках. Это было центральное божество, правящее над всеми.

Интересные факты

Характеристика

Сравнительные размеры Солнца и планет Солнечной системы. Расстояние между объектами на соблюдено

В небе кажется желтым, но истинный цвет – белый. Видимость создается атмосферой. Температура возрастает с приближенностью к центру. Ядро нагревается до 15.7 млн. К, корона – 5 млн. К, а видимая поверхность – 5778 К.

Физические характеристики Солнца

радиус6,9551·10 8 мДлина окружности экватора4,370·10 9 мПолярное сжатие9·10 −6Площадь поверхности6,078·10 18 м²Объём1,41·10 27 м³Масса1,99·10 30 кгСредняя плотность1409 кг/м³Ускорение свободного

падения на экваторе274,0 м/с²Вторая космическая скорость
(для поверхности)617,7 км/сЭффективная температура

поверхности5778 КТемпература
короны

1 500 000 КТемпература
ядра

13 500 000 КСветимость3,85·10 26 Вт
(

3,75·10 28 Лм)Яркость2,01·10 7 Вт/м²/ср

Солнце выполнено из плазмы, поэтому наделено высоким магнетизмом. Есть северный и южный магнитные полюса, а линии формируют активность, наблюдаемую на поверхностном слое. Темные пятна отмечают прохладные точки и поддаются цикличности.

Выброс корональной массы и вспышки происходят, когда линии магнитного поля перенастраиваются. Цикл занимает 11 лет, во время которого активность возрастает и утихает. Наибольшее количество солнечных пятен возникает в максимуме активности.

Состав и структура

Звезда наполнена водородом (74.9%) и гелием (23.8%). Среди более тяжелых элементов присутствуют кислород (1%), углерод (0.3%), неон (0.2%) и железо (0.2%). Внутренняя часть делится на слои: ядро, радиационная и конвективная зоны, фотосфера и атмосфера. Наибольшей плотностью (150 г/см 3 ) наделено ядро и занимает 20-25% всего объема.

На оборот оси звезда тратит месяц, но это приблизительная оценка, потому что перед нами плазменный шар. Анализ показывает, что ядро вращается быстрее внешних слоев. Пока экваториальная линия тратит 25.4 дней на оборот, то у полюсов уходит 36 дней.

В ядре небесного тела формируется солнечная энергия из-за ядерного синтеза, трансформирующего водород в гелий. В нем создается почти 99% тепловой энергии.

Внутренняя структура Солнца. Радиационная зона охватывает 0.25-0.7 солнечного радиуса. Температура падает с отдалением от ядра. Здесь она сокращается от 7 млн. К до 2 млн. С плотностью происходит то же самое – от 20 г/см3 до 0.2 г/см3.

Между радиационной и конвективной зонами расположен переходный слой – тахолин. В нем заметно резкая перемена равномерного вращения радиационной зоны и дифференциальное вращение конвекционной, что вызывает серьезный сдвиг. Конвективная зона находится на 200000 км ниже поверхности, где температура и плотность также ниже.

Видимая поверхность именуется фотосферой. Над этим шаром свет может свободно распространяться в пространство, высвобождая солнечную энергию. В толщину охватывает сотни километров.

Атмосфера Солнца представлена тремя слоями: хромосфера, переходная часть и корона. Первая простирается на 2000 км. Переходная занимает 200 км и прогревается до 20000-100000 К. Четких границ у слоя нет, но заметен нимб с постоянным хаотичным движением. Корона прогревается до 8-20 млн. К, на что влияет солнечное магнитное поле.

Солнечная гелиосфера с кораблями Вояджер-1 и 2

Гелиосфера – магнитная сфера, простирающаяся за черту гелиопаузы (на 50 а.е. от звезды). Ее также называют солнечным ветром.

Эволюция и будущее

Ученые убеждены, что Солнце появилось 4.57 млрд. лет назад из-за крушения части молекулярного облака, представленного водородом и гелием. При этом оно запустило вращение (из-за углового момента) и начало нагреваться с ростом давления.

Сейчас звезда пребывает в фазе главной последовательности. Внутри ядра трансформируется больше 4 млн. тон вещества в энергию. Температура постоянно растет. Анализ показывает, что за последние 4.5 млрд. лет Солнце стало ярче на 30% с увеличением в 1% на каждые 100 млн. лет.

Полагают, что в итоге оно начнет расширяться и превратится в красного гиганта. Из-за увеличения размера погибнет Меркурий, Венера и, возможно, Земля. В фазе гиганта пробудет примерно 120 млн. лет.

Потом начнется процесс уменьшения размера и температуры. Оно продолжит сжигать остатки гелия в ядре, пока не закончатся запасы. Через 20 млн. лет оно потеряет стабильность. Земля уничтожится или же раскалится. Через 500000 лет останется лишь половина солнечной массы, а внешняя оболочка создаст туманность. В итоге, мы получим белый карлик, который проживет триллионы лет и лишь потом станет черным.

Расположение в галактике

Галактическое расположение Солнца

Солнце находится ближе к внутреннему краю рукава Ориона в Млечном Пути. Удаленность от галактического центра составляет 7.5-8.5 тысяч парсеков. Находится внутри локального пузыря – полость в межзвездной среде с раскаленным газом.

Солнечная система проживает в галактической жилой зоне. Эта территория наделена особыми характеристиками, способными поддерживать жизнь. Солнечное движение направлено к Веге на территории Лиры и под углом в 60 градусов от галактического центра. Среди ближайших 50 систем наше Солнце стоит на 40-м месте по массивности.

Полагают, что орбитальный путь эллиптический с присутствием возмущения от галактических спиральных рукавов. Тратит 225-250 млн. лет на один орбитальный пролет. Поэтому на сегодняшний момент выполнило лишь 20-25 орбит. Ниже можно рассмотреть карту поверхности Солнца. При желании воспользуйтесь нашими телескопами онлайн в режиме реального времени, чтобы полюбоваться звездой системы. Не забывайте отслеживать космическую погоду с указанием магнитных бурь и солнечных вспышек.

Карта поверхности

Нажмите на изображение, чтобы его увеличить

Источник