Звезда-гигант

Содержание:

Технические характеристики

Эволюция звезд — красный гигант

Красный гигант, а также сверхгигант – это название космических объектов с протяженными оболочками и высокой светимостью. Они относятся к поздним спектральным классам К и М. Их радиусы превосходят солнечный в сотни раз. Максимальное излучение этих звезд приходится на инфракрасную и красную области спектра. На диаграмме Герцшпрунга — Ресселла красные гиганты располагаются над линией главной последовательности, их абсолютная звездная величина колеблется в пределах чуть выше нуля или имеет отрицательное значение.

Площадь такой звезды превосходит площадь Солнца минимум в 1500 раз, а при этом ее диаметр приблизительно в 40 раз больше. Так как разница в абсолютной величине с нашим светилом составляет около пяти, выходит, что красный гигант излучает в сто раз больше света. Но при этом он значительно холоднее. Солнечная температура вдвое превосходит показатели красного гиганта, и поэтому на единицу площади поверхности светило нашей системы излучает света в шестнадцать раз больше.

Видимый цвет звезды напрямую зависит от температуры поверхности. Наше Солнце раскаляется добела и имеет сравнительно небольшие размеры, поэтому его называют желтым карликом. Более холодные звезды имеют оранжевый и красный свет. Каждая звезда в процессе своей эволюции может достигнуть последних спектральных классов и стать красным гигантом на двух этапах развития. Это происходит в процессе зарождения на стадии звездообразования или же на завершающей ступени эволюции. В это время красный гигант начинает излучать энергию за счет собственной гравитационной энергии, которая выделяется при его сжатии.

По мере того как сжимается звезда, температура ее возрастает. При этом, вследствие сокращения размеров поверхности, в разы падает светимость звезды. Она затухает. Если это «молодой» красный гигант, то в конечном итоге в его недрах запустится реакция термоядерного синтеза из водорода гелия. После чего молодая звезда выйдет на главную последовательность. У старых звезд иная судьба. На поздних этапах эволюции водород в недрах светила выгорает полностью. После чего звезда сходит с главной последовательности. По диаграмме Герцшпрунга — Рассела она передвигается в область сверхгигантов и красных гигантов. Но перед тем как перейти на эту стадию, она проходит промежуточный этап – субгиганта.

Субгигантами называют звезды, в ядре которых уже прекратились водородные термоядерные реакции, но при этом горение гелия еще не началось. Это происходит, потому что ядро недостаточно разогрелось. Примером такого субгиганта может быть Артур, расположенный в созвездии Волопаса. Он является оранжевой з

вездой с видимой величиной -0,1. Он находится на расстоянии от Солнца примерно в 36 — 38 световых лет. Наблюдать его можно в Северном полушарии в мае, если глядеть прямо на юг. Диаметр Артура в 40 раз больше солнечного.

Желтый карлик Солнце является сравнительно молодой звездой. Ее возраст оценивается в 4,57 миллиарда лет. На главной последовательности оно будет оставаться еще приблизительно 5 миллиардов лет. Но ученым удалось смоделировать мир, в котором Солнце — красный гигант. Размеры его вырастут в 200 раз и достигнут орбиты Земли, испепелив Меркурий и Венеру. Конечно, жизнь к этому времени будет уже невозможной. На этой стадии Солнце просуществует приблизительно еще 100 миллионов лет, после чего оно превратится в планетную туманность и станет белым карликом.

Кинжал «басселард»

Легендарный нож

Терминология

Термин «звезда-гигант» ввёл датский астроном Эйнар Герцшпрунг в 1906 году, когда обнаружил, что звёзды классов K и M делятся на два класса по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие — значительно тусклее. Тем не менее, звёзды ранних спектральных классов отличаются гораздо слабее, а могут и вообще быть неразличимы, и в таких случаях используется спектральный анализ. Кроме того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности, поэтому может возникать путаница. Так, например, звёзды главной последовательности ранних спектральных классов могут называться «белыми гигантами».

Крупнейшая из известных?

Сверхгигант UY Щита с некоторой оговоркой можно назвать самой крупной звездой из наблюдаемых в наши дни. Почему «с оговоркой» будет сказано ниже. UY Щита удалён от нас на 9500 световых лет и наблюдается как тусклая переменная звёздочка, различимая в небольшой телескоп. По оценкам астрономов, её радиус превышает 1700 радиусов Солнца, а в период пульсации этот размер может увеличиться до целых 2000.

Получается, помести такую звезду на место Солнца, нынешние орбиты планеты земной группы оказались бы в недрах сверхгиганта, а границы её фотосферы временами упирались бы в орбиту Сатурна. Если представить нашу Землю как гречневую крупицу, а Солнце – арбуз, то диаметр UY Щита будет сопоставим с высотой Останкинской телебашни.

Чтобы облететь такую звезду со скоростью света понадобится целых 7-8 часов. Вспомним, что свет, испущенный Солнцем, доходит до нашей планеты всего за 8 минут. Если лететь с той же скоростью, с какой МКС за полтора часа совершает один оборот вокруг Земли, то полёт вокруг UY Щита продлится почти пять лет. Теперь представим эти масштабы, учитывая, что МКС летит в 20 быстрее пули и в десятки раз – пассажирских авиалайнеров.

1.

Общие сведения

Рождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.

Солнце как красный гигант

Разновидности сорта Шпанка

В конце XX — начале XXI века на основе старинного сорта Шпанка селекционеры создали новые сорта, которые также достойны внимания садоводов.

Шпанка Брянская

Сорт включён в Госреестр в 2009 году, рекомендуется к использованию в Центральном регионе. Ствол короткий, средней высокорослости, то есть ниже старой Шпанки. Побеги растут не параллельно земле, а вверх, из-за чего дерево имеет другую форму. Цвет коры серо-оливковый. Плоды мельче, до 4 г весом, круглоплоской формы, светло-красные. Сахаров набирает до 9%, что далеко не рекорд, поэтому вкус спелых плодов не сладко-кислый, а, наоборот, кисло-сладкий. Считается самоплодным, способным плодоносить на одиночном дереве. Раннего срока созревания.

Средняя урожайность Шпанки Брянской, по данным Госреестра — 73 ц с 1 га, то есть 73 кг со 100 м2, или около 8 кг с одного ствола. По другим данным, Шпанка Брянская даёт около 35–40 кг с одного ствола, что уже ближе к реальности.

Вишня Шпанка Брянская рекомендуется к выращиванию в Центральном регионе

Шпанка Шимская

Сорт получил название по месту происхождения — Шимский район Ленинградской области. Поэтому он прекрасно адаптирован к условиям Северо-Запада.

Сорт раннего созревания, ягоды поспевают в конце июня — начале июля. Плодоносит до августа. Чем южнее регион, тем быстрее начинается плодоношение. С одного взрослого ствола можно собрать до 45–55 кг плодов. Начинает плодоносить с 3–4 года, срок жизни до 25 лет. Плоды среднего размера, до 3,5 г, светло-красные даже в зрелом состоянии, сладкие, с кислинкой. Мякоть светло-розовая, сок не красящий.

Дерево среднерослое, до 3 м в высоту. Крона кустовидная, редкая, не требующая прореживающей обрезки. Кора очень тёмная, почти чёрная даже на молодых двухлетних побегах. Хорошо переносит зиму, но иногда может пострадать от грибкового заболевания, монилиального ожога, что потребует обработки фунгицидами.

Сорт самобесплодный, поэтому требует посадки в группе с опылителями, вишнями других сортов, например, Владимирской или Коростынской.

Шпанка Донецкая

Как и Шимская, получила название по месту происхождения — Донецкая опытная станция садоводства. Это гибрид черешни и вишни. Крона в первые годы в форме пирамиды, затем становится округлой. Сорт даёт рекордно крупные ягоды — до 6–7 г. Плоды светло-красные, мякоть жёлтая, вкус кисло-сладкий. Сорт зимостойкий и засухоустойчивый. При сильных морозах в зиму может пострадать, но способен быстро восстанавливаться. Склонность к грибковым заболеваниям средняя.

Дерево начинает плодоносить с 3–4 года, пика достигает к 9–12 годам.

Сорт низкой самоплодности, отдельное дерево даст небольшой урожай. Поэтому требует посадки в группе для взаимного опыления. В тёплых регионах для опыления рекомендуется сажать не вишню или гибрид, а черешни.

У Шпанки Донецкой крупные светло-красные ягоды

Шпанка карликовая

Ягоды Шпанки карликовой отличаются отменным вкусом. Это гибрид вишни и черешни, поэтому имеет вкус черешни в сочетании с лучшими вкусовыми качествами вишни. Сорт считается живучим и выносливым, устойчивым к морозным зимам, грибковым заболеваниям и вредителям, поэтому успешно растёт и на Северо-Западе.

Средняя высота взрослого дерева Шпанки карликовой — не более 3 м

Шпанка курская

Этот сорт был выделен учёными-селекционерами почти век назад. А в 1938 году ему дали отдельное название Шпанка ранняя, или Курская, по месту происхождения, чтобы избежать путаницы в группе сортов, также известными как Шпанка. Многие ещё и сейчас путают её с крупной южной Шпанкой. Но это два отдельных сорта, сильно отличных друг от друга. Шпанка курская — это не гибрид с черешней, а чистая вишня, относится к типу аморель, то есть красная вишня с бесцветным соком. Сорт был широко распространён в Курской области, реже встречался в соседних областях. В более северных районах он никогда не рос, возможно, из-за низкой зимостойкости. И даже в южных областях вишня сильно вымерзала в суровые зимы.

Сорт ранний, плоды созревают с середины июня. В высоту дерево достигает 4 м. Крона широкая и раскидистая, редкая, побеги толстые, серо-коричневого цвета. Урожайность зависит от условий зимовки цветочных почек. Если почки не вымерзают, дерево даёт до 30 кг плодов. Плодоносить начинает на 4–5 году. Срок жизни до 25 лет, пик урожайности наступает в 12–18 лет.

Размножается прививкой на сеянцы кислой местной вишни. Это повышает её морозостойкость. Хотя можно размножать и корневой порослью. Для опыления нужно сажать её в группе с сортами такой же высоты — Владимирской, Кентской и сортами группы Гриот.

Примеры голубых сверхгигантов

Ригель

Самый известный пример — Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы Солнца и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель — ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом — царём звёзд и покровителем умерших, а позже — с Осирисом.

Гамма Парусов

Гамма Парусов — кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) — массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора — 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»

Альфа Жирафа

Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно.

Дзета Ориона

Дзета Ориона (имеет название Альнитак) — звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды — около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.

Тау Большого Пса

Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от Земли. Тау Большого Пса — голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса — тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.

Дзета Кормы

Дзета Кормы в представлении художника

Дзета Кормы — ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.

Предполагается, что в ближайшие сотни тысяч лет Дзета Кормы будет постепенно остывать и расширяться, и пройдёт все спектральные классы: B, A, F, G, K, и M, по мере остывания. По мере этого основное излучение звезды перейдёт в видимый диапазон, и Наос станет одной из ярчайших звёзд будущего земного неба. Спустя 2 миллиона лет, Наос будет иметь спектральный класс M5, а его размеры будут гораздо больше текущей земной орбиты. Затем Наос взорвётся, став сверхновой звездой. Ввиду небольшого расстояния до Земли эта сверхновая будет гораздо ярче блеска полной Луны, а ядро звезды сколлапсирует сразу в чёрную дыру. Не исключено, что это будет сопровождаться сильным гамма-всплеском.

Варианты

Сверхновые

Сверхновая – это звезда, которая вследствие своего сжатия, на определённом этапе своей эволюции, взрывается. Такой взрыв, для постороннего наблюдателя, будет выглядеть как спонтанное, очень сильное увеличение яркости такого светила. И наблюдать такой эффект можно на очень больших расстояниях.

Увеличение светимости в сверхновых может продлиться до десятка суток. Зарегистрированы такие случаи, когда сверхновую звезду можно было видеть днём, невооружённым взглядом.

Отличаются сверхновые звёзды от новых силой происходящего взрыва.

Сверхновые звёзды могут отличаться друг от друга, наличием линий водорода, в спектре такой вспышки. Если водород отсутствует, то звезда I типа, а если есть, то сверхновая II типа.

Рекомендации по подбору материала и варианта опоры

Выбирая материал и конструкционное решение шпалерного устройства, нужно руководствоваться рядом моментов:

  1. Весом. Материалы лучше использовать лёгкие – с ними проще работать.
  2. Габаритами. Зависят от вида шпалеры.
  3. Жёсткостью. Материал обязан быть жёстким, не гнуться – только так опора выдержит лозу.
  4. Долговечностью. Наиболее долго прослужит металлическая опора, быстрее придёт в негодность – деревянная.
  5. Размерами сада. При ограниченной площади территории лучше установить одно- или двухплоскостные конструкции.
  6. Финансовыми возможностями. Причём рекомендуется не экономить, а сразу возвести качественную шпалеру.

Литература

Переменные звёзды

Переменные звёзды – виды звёзд, в которых наблюдается (хотя бы один раз) перемена значения их блеска. Причины этому разные, как внутренние процессы, так и то, что звезда состоит в двойной системе.

Существуют разные виды переменных звёзд, различающиеся механизмами изменения их блеска.

Пульсирующие переменные

Изменение блеска в таких звёздах происходят из-за периодического расширения (сжатия) их поверхностных слоёв. Причём эти пульсации бывают двух видов: радиальные и не радиальные. В первых, при пульсации сферическая форма звезды сохраняется, а у вторых – нет.

Эруптивные переменные

Такие звёзды изменяют свой блеск за счет происходящих, в их коронах и фотосферах, бурных процессов, а также вспышек. Такие процессы возникают вследствие каких-то изменений или же сильного звёздного ветра, идущего от таких звёзд с разной интенсивностью.

Вращающиеся переменные

В этих звёздах поверхностная яркость неоднородная или же они имеют неправильную (не элипсообразную форму). Неоднородность поверхностной яркости можно объяснить как наличием пятен на поверхности звезды, так и наличием химических или температурных поверхностных неоднородностей.

Катаклизмические переменные (новоподобные и взрывные)

Изменение яркости в таких звёздах вызваны взрывными процессами, происходящими в разных слоях звезды. Глубоко в недрах – сверхновые звёзды, в поверхностных слоях – новые.

Такие виды звёзд переменной яркости занимают очень малый количественный процент, среди остальных.

Затменно-двойные системы

Этот подкласс переменных звёзд представляют собой двойные системы, вращающиеся за счёт общего центра масс, и расположены близко друг к другу. Наблюдатель фиксирует перемену яркости, из-за затмения одной из звёзд другой.

Популярные формы ножей: влияние на рез

Хронология появления холодного оружияХронология появления холодного оружия

Образование и эволюция

После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала водород в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция горения гелия. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает. Этот процесс, а также дальнейшая судьба звезды, зависит от её массы.

Звёзды малой массы

Звезды с самой маленькой массой, по разным оценкам, до 0,25–0,35 солнечных масс, никогда не станут гигантами. Такие звёзды полностью конвективны, и поэтому водород расходуется равномерно и продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью. Модели показывают, что звезда будет постепенно разогреваться и станет голубым карликом, но гелий в ней не загорится — температура внутри её так и не станет достаточно высокой. После этого звезда превратится в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Однако, наблюдательных данных, подтверждающих это, нет: срок жизни красных карликов может достигать 10 триллионов лет, в то время как возраст Вселенной — порядка 14 миллиардов лет.

Звёзды со средней массой

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот предел, то она уже не полностью конвективна, и когда звезда потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, её ядро начнёт сжиматься. Водород начнёт сгорать уже не в ядре, а вокруг него, из-за чего звезда начнёт расширяться и охлаждаться, и немного увеличит светимость, став субгигантом. Гелиевое ядро будет увеличиваться и в какой-то момент его масса превысит предел Шёнберга — Чандрасекара. Оно быстро сожмётся, и, возможно, станет вырожденным. Внешние слои звезды расширятся, а также начнётся перемешивание вещества, так как конвективная зона тоже увеличится. Так звезда станет красным гигантом.

Если масса звезды не превышает ~0,4 массы Солнца, то гелий в ней так и не загорится, и, когда водород закончится, звезда сбросит оболочку и станет гелиевым белым карликом.

Если же масса звезды больше ~0,4 массы Солнца, то температура в ядре в какой-то момент достигнет 108 K, в ядре произойдет гелиевая вспышка и запустится тройной альфа-процесс. Внутри звезды понизится давление, следовательно, понизится светимость, и звезда перейдёт с ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь.

Постепенно в ядре заканчивается и гелий, и в то же время накапливается углерод и кислород. Если масса звезды меньше 8 солнечных, то ядро из углерода и кислорода сожмётся, станет вырожденным, и горение гелия будет происходить вокруг него. Как и в случае с вырождением гелиевого ядра, начнётся перемешивание вещества, которое повлечёт за собой увеличение размеров звезды и рост светимости. Эта стадия называется асимптотической ветвью гигантов, на которой звезда находится лишь около миллиона лет. После этого звезда станет нестабильной, потеряет оболочку и от неё останется углеродно-кислородный белый карлик, окруженный планетарной туманностью.

Звёзды с большой массой

Основная статья: Сверхгигант

У звёзд главной последовательности с большими массами (более 8 солнечных масс) после формирования углеродно-кислородного ядра начнёт сгорать углерод в термоядерных реакциях. Кроме того, в таких звёздах стадия горения гелия начинается не в результате гелиевой вспышки, а постепенно.

В звёздах с массами от 8 до 10–12 солнечных впоследствии могут сгорать и более тяжёлые элементы, но до синтеза железа не доходит. Их эволюция, в целом, оказывается такой же, как и у менее массивных звёзд: они также проходят стадии красных гигантов, горизонтальную ветвь и асимптотическую ветвь гигантов, а затем становятся белыми карликами. Они отличаются большей светимостью, а белый карлик, который от них остаётся, состоит из кислорода, неона и магния. В редких случаях происходит взрыв сверхновой.

Звёзды с массой более 10–12 солнечных имеют очень большую светимость, и на этих стадиях эволюции их относят к сверхгигантам, а не к гигантам. Они последовательно синтезируют всё более тяжёлые элементы, доходя до железа. Дальнейший синтез не происходит, так как энергетически невыгоден, и в звезде образуется железное ядро. В некоторый момент ядро становится таким тяжелым, что давление больше не может поддерживать вес звезды и самого себя, и коллапсирует с выделением большого количества энергии. Это наблюдается как взрыв сверхновой, а от звезды остаётся либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.

Другие объекты

Как известно, светящиеся звезды на ночном небе образуют целые созвездия и группы. Например, группа из семи светил, которая располагается в созвездии Большая Медведица, образует известный астеризм Большой Ковш.Безусловно, в отдельном созвездии какой-то объект обладает наибольшими значениями по тем или иным параметрам. Взять для примера созвездие Ориона, где самая большая и объемная это звезда Бетельгейзе.Также в любой системе существует отличающееся своей величиной тело. Так, самая большая известная звезда Солнечной системы, разумеется, Солнце. Впрочем, оно же является единственным и центральным относительно нашей системы.

Созвездие Орион

Назначение

Предназначен для поражения надводных кораблей различных классов и типов из состава десантных соединений, конвоев, корабельных и авианосных ударных групп, а также одиночных кораблей и наземных радиоконтрастных целей в условиях интенсивного огневого и радиоэлектронного противодействия.

БРПК «Бастион» является одним из носителей ракеты «Оникс», которая, в свою очередь, наравне с ракетными комплексами «Калибр» и Х-35 «Уран» и перспективной гиперзвуковой противокорабельной ракетой «Циркон», является основным противокорабельным ракетным оружием в Вооруженных Силах России.

Солнце как красный гигант

Жизненный цикл Солнца

В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, и возраст Солнца оценивается приблизительно в 4,57 миллиарда лет. Солнце будет оставаться на главной последовательности ещё приблизительно 5 миллиардов лет, постепенно увеличивая свою яркость на 10 % каждый миллиард лет, после чего водород в ядре будет исчерпан.

После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся горение гелия, и гелий начнёт превращаться в углерод. Размеры Солнца вырастут как минимум в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты (0,93 а.е.)Меркурий и Венера, несмотря на сильную потерю массы Солнца к моменту перехода на стадию красного гиганта, будут им поглощены и полностью испарятся. Земля, если не разделит их судьбу, будет разогрета настолько, что шансов на сохранение жизни не будет никаких. Океаны же испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет.

На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысячелетий, а белый карлик будет остывать в течение от многих миллиардов до 100 квинтиллионов лет.

Примечания

Красные гиганты — переменные звёзды[ | ]

Фотография Миры в ультрафиолете. «Хвост» звёздной атмосферы обусловлен влиянием звезды-компаньона

  • Мириды (радиально пульсирующие долгопериодические переменные типа Ми́ры — Омикрона Кита) — гиганты спектрального класса М с периодом от 80 до более 1000 дней и вариациями блеска от 2,5m до 11m, в спектрах присутствуют эмиссионные линии.
  • SR — полуправильные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса М с периодом от 20 дней до нескольких лет и вариациями блеска ~ 3m (пример: Z Большой Медведицы (нем.)русск.).
  • SRc — полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М (примеры: μ Цефея, Бетельгейзе, α Геркулеса).
  • Lb — неправильные медленные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса K, M, C, S (примеры: CO Cyg).
  • Lc — неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M с вариациями блеска ~ 1m (примеры: TZ Cas).

Ответы на вопросы

  1. Чем отличается белый карлик от нейтронной звезды? Вся эволюция звезды основывается на первоначальной ее массе, от этого параметра и будет зависть ее светимость, продолжительность жизни и во что она превратится в конце. Для звезды массой 0,5-1,44 солнечной, жизнь закончится тем, что звезда расширится и превратится в красного гиганта, который сбросив свои внешние оболочки образует планетарную туманность оставит после себя лишь одно ядро, состоящее из вырожденного газа. Это упрощенный механизм того, как образуется белый карлик. Если масса звезды больше 1,44 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса будет превышать его, то она станет нейтронной звездой.), то звезда израсходовав весь водород в ядре начинает синтез более тяжелых элементов, вплоть до железа. Дальнейший синтез элементов, которые тяжелее железа, невозможен т.к. требует больше энергии чем выделяется в процессе синтеза и ядро звезды коллапсирует в нейтронную звезду. Электроны срываются с орбит и падают в ядро, там сливаются с протонами и в итоге образуются нейтроны. Нейтронное вещество весит в сотни и миллионы раз больше чем любое другое.
  2. Отличие белого карлика и пульсара. Все те же самые отличия что и в случае с нейтронной звездой, только стоит учитывать, что пульсар (а это и есть нейтронная звезда) еще и очень быстро вращается, десятки раз в секунду, а период вращения белого карлика составляет, на примере звезды 40 Eri B, 5 часов 17 минут. Разница ощутима!
  3. Из-за чего светятся белые карлики? Так термоядерные реакции уже не происходят все имеющееся излучение это тепловая энергия, так почему они светятся? По сути он медленно остывает, как раскаленное железо, которое сперва ярко белое, а затем краснеет. Вырожденный газ очень хорошо проводит тепло из центра и он остывает на 1% за сотни миллионов лет. Со временем остывание замедляется и он может просуществовать триллионы лет.
  4. Во что превращаются белые карлики? Возраст Вселенной слишком мал, для того чтобы могли образоваться, так называемые, черные карлики, конечной стадия эволюции. Так что видимых подтверждений у нас пока нет. На основе расчетов его остывания мы знаем лишь одно, что их продолжительность жизни, имеет поистине огромную, превышающую возраст Вселенной (13,7 млрд. лет) и теоретически составляющую триллионы лет.
  5. Существует ли белый карлик с сильным магнитным полем как у нейтронной звезды? Некоторые из них обладают мощными магнитными полями, гораздо сильнее, чем любые созданные нами на Земле. Например, сила магнитного поля на поверхности Земли составляет всего от 30 до 60 миллионных долей тесла, в то время как напряженность магнитного поля белого карлика может достигать 100 000 тесла.

    Но нейтронная звезда, обладает поистине сильным магнитным полем – 10*11 Тл и называется магнетаром! На поверхности некоторых магнетаров могут образовываться толчки, которые формируют колебания в звезде. Эти колебания часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения магнетаром. Так, например, магнетар SGR 1900+14, который находится на расстоянии на 20 000 световых лет, в созвездии Орла, взорвался 27 августа 1998 г. Мощная вспышка гамма излучения была настолько сильной, что заставила выключить аппаратуру космического аппарата NEAR Shoemaker в целях ее сохранения.

Научно-популярный фильм о героях нашей статьи

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Adblock
detector