к какому классу звезд относится солнце сверхгигант желтый карлик белый карлик красный гигант
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
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.
Гид по Вселенной: кто есть кто
В нашей Вселенной много удивительного, и порой она кажется интереснее самой изощренной выдумки фантастов. И сейчас мы хотим поговорить об объектах далекого космоса (как реальных, так и предполагаемых), о которых слышали все, но представляет себе далеко не каждый
Существует множество разных звезд: одни более горячие, другие более холодные, одни большие, другие (условно) маленькие. Звезда красный гигант имеет невысокую температуру поверхности и огромный радиус. Из-за этого она обладает высокой светимостью. Радиус красного гиганта может достигать 800 солнечных, а яркость способна превосходить солнечную в 10 тыс. раз.
Альдебаран, Арктур, Гакрукс — красные гиганты, входящие в список ярчайших светил ночного неба. При этом красные гиганты не самые массивные. Самые большие звезды — красные сверхгиганты: их радиус может превышать солнечный в 1500 раз.
Красный гигант — это конечный этап эволюции звезды. Звезда становится красным гигантом, когда в ее центре весь водород превращается в гелий, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра. Таким образом, все красные гиганты имеют похожее строение: горячее плотное ядро и очень разреженную и протяженную оболочку. Это ведет к росту светимости, расширению внешних слоев и снижению температуры на поверхности. А также к интенсивному звездному ветру — истечению вещества из светила в межзвездное пространство.
Дальнейшая судьба красного гиганта зависит от массы. Если масса низкая, то звезда трансформируется в белого карлика, если высокая — превратится в нейтронную звезду или черную дыру.
Звезда-карлик — это полная противоположность звезде-гиганту. Перед нами проэволюционировавшее светило, масса которого сравнима с массой Солнца. При этом радиус белых карликов примерно в 100 раз меньше радиуса нашего светила. «Рождаются» они, когда красные гиганты «сбрасывают» свою оболочку, которая в виде планетарной туманности рассеивается в межзвездном пространстве. Оставшееся холодное и почти не излучающее гелиевое ядро и называют белым карликом.
Белые карлики занимают 3–10% звездного населения нашей Галактики, но из-за малой светимости выявить их очень тяжело.
«Пожилой» белый карлик непосредственно белым уже не является. Само название произошло от цвета первых открытых звезд, например Сириуса В (его размеры, кстати, можно вполне сравнить с размерами нашей Земли). По сути, белый карлик вообще не является звездой, поскольку в его недрах уже не идут термоядерные реакции. Проще говоря, белый карлик — это не звезда, а ее «труп».
Об этом типе звезд знают далеко не все. И это странно, ведь наше родное Солнце — это типичный желтый карлик. Желтые карлики — небольшие звезды, масса которых составляет 0,8–1,2 солнечной. Это светила так называемой главной последовательности. На диаграмме Герцшпрунга—Рассела это область, которая содержит звезды, использующие в качестве источника энергии термоядерную реакцию синтеза гелия из водорода.
Желтые карлики имеют температуру поверхности 5000–6000 K, а среднее время их жизни составляет 10 млрд лет. Такие звезды превращаются в красных гигантов после того, как их запас водорода сжигается. Подобная участь ожидает и наше Солнце: по прогнозам ученых, примерно через 5–7 млрд лет оно поглотит нашу планету, став красным гигантом, а затем превратится в белого карлика. Но задолго до всего этого жизнь на нашей планете будет сожжена.
Коричневый (или бурый) карлик — весьма необычный объект темно-красного или даже инфракрасного цвета, который сложно как-либо классифицировать. Он занимает промежуточное положение между звездой и газовой планетой. Бурые карлики имеют массу равную 1–8% солнечной. Они чересчур массивны для планет, и гравитационное сжатие дает возможность для термоядерных реакций с участием «легкогорючих» элементов. Но для «зажигания» водорода массы недостаточно, и светит коричневый карлик, в сравнении с обычной звездой, относительно недолго.
Температура поверхности коричневого карлика может составлять 300–3000 К. Всю свою жизнь он непрерывно остывает: чем крупнее такой объект, тем медленнее происходит этот процесс. Проще говоря, коричневый карлик из-за термоядерного синтеза разогревается на первом этапе своей жизни, а затем остывает, становясь похожим на обычную планету.
Коричневые карлики могут образовываться как в протопланетном диске какой-либо звезды, так и независимо от других космических объектов. Вокруг них тоже могут появляться планеты и, по некоторым представлениям, даже обитаемые. Но поскольку коричневые карлики излучают мало тепла и очень короткое время, то зона обитаемости располагается достаточно близко к ним и очень быстро исчезает. Если на Земле для появления многоклеточной жизни потребовалось 3,5 млрд лет, и срок ее дальнейшего существования при удачном стечении обстоятельств довольно велик, то, например, многоклеточная жизнь на подобной планете около бурого карлика массой 0,04 солнечной просуществует не более 0,5 млрд лет. Потом по мере остывания карлика зона обитаемости приблизится к нему, и всё живое на планете погибнет.
Двойной звездой (или двойной системой) называют две гравитационно связанные звезды, которые обращаются вокруг общего центра масс. Двойная звезда кажется весьма экзотическим явлением, однако в галактике Млечный Путь оно очень распространено. Исследователи полагают, что примерно половина всех звезд Галактики относится к двойным системам. Иногда даже можно встретить системы, которые состоят из трех звезд.
Обычная звезда формируется в результате сжатия молекулярного облака из-за гравитационной неустойчивости. В случае с двойной звездой ситуация похожа, но вот что касается причины разделения, то здесь ученые не могут придти к общему мнению.
Сверхновой звездой называют феномен, при котором яркость звезды возрастает на 4–8 порядков, а после этого постепенно понижается. Происходит это из-за взрыва звезды(расширения), при котором она полностью разрушается. Такая звезда на некоторое время затмевает другие светила: и это неудивительно, ведь при взрыве ее светимость может превышать солнечную в 1 млрд раз. В галактиках, сравнимых с нашей, появление одной сверхновой фиксируют примерно раз в 30 лет. Однако наблюдению за объектом мешает звездная пыль, ведь при взрыве огромный объем вещества попадает в межзвездное пространство. Оставшееся вещество может выступать в качестве строительного материала для нейтронной звезды или черной дыры.
Наше светило и планеты Солнечной системы зародились в гигантском облаке молекулярного газа и пыли. Приблизительно 4,6 миллиарда лет назад началось сжатие облака, и первые сто тысяч лет после этого Солнце представляло собой коллапсирующую протозвезду. Со временем оно стабилизировалось и приняло свой теперешний облик.
Есть два основных типа сверхновых.
У I типа в оптическом спектре отсутствует водород. Поэтому ученые считают, что такие сверхновые произошли от взрыва белого карлика. Ведь у него, как мы уже говорили, водорода нет. Такие белые карлики должны обязательно входить в состав двойной звезды. В определенный момент вещество со второй звезды начинает «перекачиваться» на белого карлика, и когда тот достигает критической массы, происходит коллапс. Сверхновые I типа вспыхивают как в эллиптических галактиках, так и в спиральных.
У II типа сверхновых исследователи фиксируют водород в спектре. Отсюда возникает предположение, что речь идет о взрыве «обычной» звезды. Когда «топливо» в массивной (более 10 масс Солнца) звезде истощается, ее образовавшееся ядро может достичь критической массы и коллапсировать. При таком сценарии ядро сверхновой II типа в конечном итоге становится нейтронной звездой. Такие сверхновые появляются только в спиральных галактиках.
Нейтронная звезда состоит, в основном, из нейтронов — тяжелых элементарных частиц, не имеющих электрического заряда. Как уже говорилось, причиной их образования является гравитационный коллапс нормальных звезд. За счет притяжения начинается стягивание звездных масс к центру до тех пор, пока они не становятся невероятно сжатыми. В результате этого нейтроны как бы упаковываются. Такой объект имеет тонкую атмосферу из горячей плазмы, внешнюю кору из ионов и электронов, внутреннюю кору из электронов и свободных нейтронов, а также внешнее и внутреннее ядра из плотно упакованных нейтронов. Многие нейтронные звезды очень быстро вращаются — до сотен оборотов в секунду.
Нейтронная звезда невелика — обычно ее радиус не превышает 20 км. При этом масса большинства таких объектов составляет 1,3–1,5 солнечных (теория допускает существование нейтронных звезд с массой даже 2,5 массы Солнца). Плотность нейтронной звезды настолько велика, что одна чайная ложка ее вещества весит миллиарды тонн.
Пульсар
Пульсары — это нейтронные звезды, испускающие радио-, гамма-, оптическое и рентгеновское излучения, которые приборы фиксируют в виде импульсов. Ось вращения такой звезды не совпадает с осью ее магнитного поля. А излучает пульсар как раз вдоль последней — со своих магнитных полюсов. И поскольку звезда вращается вокруг своей оси, мы на Земле можем наблюдать излучения лишь в тот момент, когда пульсар поворачивается магнитным полюсом к нашей планете. Это можно сравнить с маяком: наблюдателю на берегу кажется, что он периодически мигает, хотя на самом деле прожектор просто поворачивается в другую сторону. Иными словами, мы наблюдаем некоторые нейтронные звезды в качестве пульсаров потому, что один из их магнитных полюсов при вращении оказывается направленным к Земле.
Лучше всего изучен пульсар PSR 0531+21, который находится в Крабовидной туманности на расстоянии 6520 световых лет от нас. Эта нейтронная звезда совершает 30 оборотов в секунду, а полная мощность ее излучения в 100 000 раз выше, чем у Солнца. Впрочем, многие аспекты, связанные с пульсарами, только предстоит изучить.
Квазар
Пульсар и квазар иногда путают, между тем разница между ними очень велика. Квазар — загадочный объект, чье название произошло от словосочетания «квазизвездный радиоисточник». Такие объекты — одни из самых ярких и самых далеких от нас. По мощности излучения квазар может в сто раз превосходить все звезды Млечного Пути вместе взятые
Разумеется, обнаружение первого квазара в 1960 году вызвало невероятный интерес к явлению. Сейчас ученые полагают, что квазар — это активное ядро галактики. Там находится сверхмассивная черная дыра, вытягивающая на себя материю из пространства, которое ее окружает. Масса дыры просто гигантская, а сила излучения превосходит силу излучения всех расположенных в галактике звезд. Самый близкий к нам квазар находится на расстоянии 2 млрд световых лет, а самые далекие из-за их невероятной видимости мы можем наблюдать на удалении 10 млрд световых лет.
Блазар
Блазары — это квазары, испускающие мощнейшие лучи плазмы (так называемые релятивистские струи), которые может видеть наблюдатель с Земли. Два луча исходят из ядра блазара и направлены в противоположные стороны. Эти потоки излучения и вещества могут уничтожить все живое на своем пути. Если такой луч пройдет на расстоянии хотя бы 10 св. лет от Земли, на ней уже не будет жизни.
Само название произошло от слов «квазар» и «BL Ящерицы». Последний является характерным представителем подтипа блазаров, известного как лацертиды. Данный класс выделяется особенностями оптического спектра, который лишен широких эмиссионных
Сейчас ученые выяснили расстояние до самого отдаленного блазара PKS 1424+240: оно составляет 7,4 млрд световых лет.
Вне всякого сомнения, это один из самых загадочных объектов Вселенной. О черных дырах написано много, но природа их до сих пор скрыта от нас. Вторая космическая скорость (скорость, необходимая для преодоления гравитации небесного тела и покидания орбиты вокруг него) для них превосходит скорость света! Ничто не способно избежать гравитации черной дыры. Она настолько огромна, что практически останавливает ход времени.
Моделирование гравитационного линзирования чёрной дырой, которая искажает изображение галактики, перед которой она проходит
Черная дыра образуется из массивной звезды, которая израсходовала свое топливо. Звезда, схлопывающаяся под собственной тяжестью и увлекающая за собой пространственно-временной континуум вокруг. Гравитационное поле становится настолько сильным, что даже свет больше не может из него вырваться. В результате область, в которой ранее находилась звезда, становится черной дырой. Иными словами, черная дыра — это искривленный участок Вселенной. Он всасывает в себя материю, расположенную рядом. Считается, что первый ключ к пониманию черных дыр — теория относительности Эйнштейна. Впрочем, ответы на все основные вопросы еще только предстоит узнать.
Продолжая тему, просто нельзя пройти мимо сугубо гипотетического объекта — так называемых кротовых нор, или червоточин. Их представляют как пространственно-временные туннели, состоящие из двух входов и горловины. Кротовая нора — топологическая особенность пространства-времени, позволяющая (гипотетически) путешествовать кратчайшим из всех путей. Чтобы хоть немного понять природу кротовой норы, можно свернуть бумажный лист (символизирующий наше пространство-время), а затем проткнуть его иголкой. Полученная в результате дыра будет являться подобием кротовой норы. Если двигаться по поверхности листа от одной дыры к другой (что мы в нашей реальности только и можем делать), получится длинный путь, но гипотетически ведь можно пройти и сквозь дыру, сразу оказавшись на другой стороне!
В разное время специалисты выдвигали различные версии о кротовых норах. Возможность существования чего-то подобного доказывает общая теория относительности, но до сих пор не удалось найти ни одну кротовую нору. Может быть, в будущем новые исследования помогут подтвердить существование таких объектов.
Продолжение в следующем посте т.к. всё не помещается из-за ограничения в 51 блок: https://pikabu.ru/story/_5491229
Исследователи космоса
10K постов 38.9K подписчика
Правила сообщества
Какие тут могут быть правила, кроме правил установленных самим пикабу 🙂
Поллукс, Арктур, Денеб, Ригель, Бетельгейзе.
Опять космических рейнджеров переигрывать.
Наконец. Ответы на многие вопросы в одном посте. Спасибо, очень информативно и понятно для таких чайников как я.
очень интересно спасибо оргомное!!
Надо еще,СПАСИБО, я эти посты гуманитариям покажу(юристам), и скажу что бы не страдали перед и во время экзаменов и госов, и не говорили что изучение 12 таблиц и Гегеля с Кантом это так сложно.
«Красный гигант — это конечный этап эволюции звезды»
«Дальнейшая судьба красного гиганта зависит от массы. Если масса низкая, то звезда трансформируется в белого карлика, если высокая — превратится в нейтронную звезду или черную дыру.»
Вы уж определитесь, конечный это этап или нет.
«Оставшееся холодное и почти не излучающее гелиевое ядро и называют белым карликом»
Холодное? Как ядро звезды может быть холодным? 50 000 К рядовой белый карлик, самые древние ок 4000К. Почти не излучающее? Как же мы его видим? По отражённому свету что ли, как Луну? Опять же, любое нагретое тело излучает, а белые карлики ОЧЕНЬ ГОРЯЧИЕ.
«гравитационное сжатие дает возможность для термоядерных реакций с участием «легкогорючих» элементов. Но для «зажигания» водорода массы недостаточно»
«Если такой луч пройдет на расстоянии хотя бы 10 св. лет от Земли, на ней уже не будет жизни.»
Я, быть может, что-то пропустил, но это вообще как? Механизм?
В общем, не пудрите мозги людям. Это плохо скопированный (кусок текста потеряли в одном месте) реферат троечника для школьного кружка астрономии.
давай про блазары и их супермегаизлучение!+
Получается что «темная материя» на самом деле может быть скоплением остывших карликов?
Я так понял что квазар это чёрная дыра которая испускает энергую, по видимому со скоростью превышающую скорость света?
Это событие станет крупнейшим природным явлением такого рода за последние несколько лет
За прошедшие сутки на Солнце зафиксировали 14 относительно сильных вспышек. Одна из них относится к максимальному классу мощности – X, а порожденный ей выброс плазмы был направлен в сторону Земли. Об этом на своем сайте пишет Лаборатория рентгеновской астрономии Солнца ФИАН.
По словам исследователей, эти вспышки произошли в четверг и в ночь с четверга на пятницу в одной и той же области на поверхности Солнца, которая сейчас направлена строго в сторону Земли. Из-за выбросов корональной материи, которые возникли в результате этого, в субботу начнется мощная геомагнитная буря. Она продлится около 1,5-2 суток.
Специалисты ФИАН считают, что это событие станет крупнейшим природным явлением такого рода за последние несколько лет. Оно может привести к серьезным сбоям в работе систем спутниковой навигации и радиосвязи, а также может вызвать сбои в работе энергосистем и ложные срабатывания систем защиты.
Путешествие в космос #1 (О-о-очень длинная картинка)
Привет, друзья! Сегодня я подготовил новую партию интересностей. В этот раз мы поговорим о высоте. В трех частях этой темы, мы преодолеем все слои атмосферы, окажемся в космосе, выйдем на орбиту, а потом и вовсе улетим подальше от Солнца.
Иллюстрация от Where.is.Pluto (да, я сам рисовал😏), но сначала немного текста для любителей текста.
0 км – высота уровня моря.
2 км – до этой отметки проживает 99% всего населения Земли.
3 км – первые проявления «горной болезни» у неподготовленных людей.
5 км – всего лишь 50% от привычного атмосферного давления.
5,1 км – самый высокогорный населенный пункт Ла-Ринконада (Анды, Перу).
5,65 км – гора Эльбрус. На это высоте яркость неба в зените вполовину меньше, чем на высоте уровня моря.
6 км – граница обитания человека. Временные поселения шерпов (Гималаи).
8,2 км – граница смерти без кислородной маски. Любой, даже самый тренированный альпинист, не сможет находиться длительное время на этой высоте без специального оборудования.
8,85 км – гора Эверест. Самая высокая точка Земли. Предел «пешего путешествия в космос». На этой высоте яркость неба в зените составляет лишь четверть от привычной нам.
10-12 км – конец тропосферы.
12 км – верхняя граница полета пассажирских авиалайнеров. 15-20 секунд без кислородной маски и человек теряет сознание.
15 км – лишь 10% от атмосферного давления. Небо над головой темно-фиолетовое.
19 км – линия Армстронга. Начиная с этой высоты, нахождение без герметичного костюма или скафандра невозможно. Из-за низкого давления, вода закипает при температуре тела человека. Яркость неба в зените лишь 5% от той, что мы видим на уровне моря. Самые яркие звезды видны даже днем.
22 км – граница биосферы. Предел подъема ветром спор и бактерий.
26 км – максимальная высота полета реактивных самолетов.
34,4 км – давление у поверхности Марса соответствует этой земной высоте.
35 км – вода закипает при 0°С и дальше не существует в жидком виде. Только в виде газа или льда.
41,4 км – рекорд высоты прыжка с парашютом.
48 км – атмосфера больше не защищает от УФ-излучения Солнца.
Мезосфера и термосфера
55 км – начало мезосферы. Атмосфера больше не защищает от космической радиации.
70 км – верхняя граница появления метеоров.
75 км – высота появления серебристых облаков.
80 км – начало перегрузок при спуске космонавтов.
85 км – конец мезосферы, начало термосферы.
90 км – граница взаимодействия атмосферы с заряженной магнитосферой Земли.
100 км – Линия Кармана – официальная международная граница между атмосферой и космосом. Здесь заканчивается воздушная территория всех государств. Рубеж между аэронавтикой и космонавтикой. Выше этой отметки, летающий корпус и крылья не имеют смысла.
Космос за 5 минут
Как-то раз под конец лета мы сидели на каменистом берегу Ладожского озера в темной ночи и я рассказывал жене про космос и звезды, созвездия и их истории. Это был один из самых романтичных вечеров в том году. И знаете, каждый из вас сможет повторить его.
У меня есть идея написать легкие посты с простым визуалом, чтобы вы тоже смогли задумчиво поднять голову вверх и выдать несколько интересных фактов. Берите своих вторых половинок, родственников, друзей, детей или родителей и рассказывайте им как интересно ночное небо. Гуляете с собакой – расскажите ей. Думаю, она тоже заинтересуется. А самое главное – позвольте самим себе открывать космос.
1. Смотрите на звезды вдали от фонарей, которые светят в глаза: чем дальше от городской засветки, тем лучше.
2. Сделайте яркость телефона/планшета/монитора на минимум. Так вы увидите больше звезд, ведь ваши глаза адаптируются к темноте.
Что мы обнаружили на Марсе? География красной планеты
Давайте же рассмотрим его поближе.
Ученые зафиксировали странный сигнал из центра нашей галактики
Объединенная группа ученых из нескольких стран обнаружила активность совершенно нетипичных для известных звездных объектов сигналов, которые не совпадают со схемами переменного радиоисточника известными астрономам и могут принадлежать объекту совершенно нового класса, открытие которого позволит расширить представления современной науки о Вселенной и космосе.
Как отмечает ведущий автор исследования Цзитенг Ван, первые сигналы подобного рода были обнаружены международным научным коллективом в обсерватории, размещенной в западной части австралийского континента. ASKAP CSIRO — полноценный телескопический радиокомплекс из 36 объединенных антенн зафиксировал сигнал высокой поляризации, свет которого хоть и делает движения в одну сторону, но не лишен вращения, меняя резкость в сто раз. При этом включение и выключение сигнала, как считают ученые, не имеет какой-то закономерной основы, а происходит случайно, что делает период его активности нестабильным: от нескольких минут до нескольких недель.
Среди известных звездных объектов, способных излучать переменный свет в электромагнитном спектре, ученые уже давно знают пульсары, а также сверхновые, вспыхивающие звезды и быстрые радиовсплески. Но здесь речь идет о принципиально ином источнике, который демонстрирует неожиданное поведение. Кроме того, отследить эти случайные сигналы крайне сложно.
Первоначально их уловил радиотелескоп ASKAP CSIRO. В целом исследователи смогли обнаружить шесть радиосигналов, наблюдаемых в течение девяти месяцев 2020 года. Но дальше объект пропал. Лишь благодаря телескопу MeerKAT, размещенному на территории Южной Африки, ученым удалось снова увидеть этот уникальный источник света, который периодически терял свою видимость, а потом снова становился невероятно четким и ярким. Так продолжалось около 15 минут, после чего объект окончательно пропал из поля видимости. И если раньше его исчезновение происходило через несколько недель активности, то здесь он был заметен лишь в течение суток.
Международной группе исследователей, в которую входят австралийские, американские, канадские специалисты и ученые из других стран, еще предстоит установить точные причины подобного поведения сигналов, а, главное, определить их основу. Возможно, что источник имеет общую природу с радиопереходными процессами, происходящими в Галактическом центре, но все равно он относится к отдельному классу, установить который исследователи планируют в ближайшее десятилетие. Помощь в этом должен оказать трансконтинентальный радиотелескоп SKA, способный делать небесные карты с точными координатами различных объектов. Его мощность, как рассчитывают ученые, позволит все же определить, что это за объект, который пока привлекает ученых своей загадочной активностью.