Много звезд

UY Щита

Этот красный гипергигант тоже поражает своими размерами. На некоторых сайтах упоминается, как самая большая звезда во Вселенной. Относится к полуправильным переменным и пульсирует, поэтому диаметр может меняться – от 1708 до 1900 солнечных диаметров. Только представьте себе звезду, больше нашего Солнца в 1900 раз! Если поместить её в центр Солнечной системы, то она все планеты, вплоть до Юпитера, окажутся внутри неё.


Солнце, Сириус, Поллукс, Арктур, на фоне UY Щита. Это, вероятно, самая большая звезда во Вселенной.

В цифрах диаметр этой одной из самых больших звёзд в космосе – 2.4 миллиарда километров, или 15.9 астрономических единиц. Внутри неё могло бы поместиться 5 миллиардов Солнц. Светит в 340 000 раз сильнее Солнца, хотя температура поверхности намного меньше – за счёт большей её площади.

На пике яркости UY Щита видна как слабая красноватая звездочка с яркостью 11.2 m, то есть увидеть её можно в небольшой телескоп, а невооруженным глазом она не видна. Дело в том, что расстояние до этой большой звезды 9500 световых лет – другую на её мы бы вообще не увидели. Кроме того, между нами находятся облака пыли – если бы их не было, UY Щита была бы на нашем небе одной из самых ярких звезд, несмотря на огромное расстояние до неё.

UY Щита – огромная звезда. Её можно сравнить с предыдущим кандидатом – VV Цефея. Они на максимуме примерно одинаковы, и даже непонятно, какая из них больше. Однако точно есть звезда еще больше!

Самая горячая планета во Вселенной

А теперь давайте обратим взор на другие звёздные системы и их планеты. Там есть гораздо более странные миры, чем в Солнечной системе.

В 2016 году у горячей звезды KELT-9 с температурой поверхности около 10000 градусов, в созвездии Лебедя, была обнаружена планета. Нас от неё отделяет 620 световых лет, но интересно не это.

Сама планета KELT-9b очень большая – она в 2.88 раз тяжелее Юпитера и вдвое больше его, но при этом от звезды её отделяет всего 4.5 миллионов километров. Сравните – Меркурий от Солнца даже в ближайшей точке удалён на 46 миллионов километров. То есть эта планета буквально несётся с огромной скоростью над очень горячей звездой! Полный оборот по орбите она совершает всего за 1.48 суток!

Так может выглядеть самая горячая планета во Вселенной — KELT-9b. Иллюстрация.

Так вот, из-за такой близости к горячей звезде температура самой планеты должна составлять примерно 4300 С. Для сравнения – поверхности Солнца горячее её «всего» на 1200 градусов. А некоторые звёзды гораздо холоднее этой планеты.

Очень высокая температура на этой планете была подтверждена. Учёные с помощью спектрографа обнаружили у неё спектральные линии ионизированного железа и титана – эти элементы там просто испаряются. Но на теневой стороне они вполне могут конденсироваться в облака и тогда там может идти металлический дождь! Да, странно, но вполне возможно.

Кстати, такие огромные газовые гиганты из-за большой температуры раздуваются еще больше, чем они могли быть в обычной обстановке. Так, планета KELT-9b вдвое больше Юпитера, но при этом и плотность её вдвое меньше. То есть, если её убрать от звезды подальше, то она остынет и сожмётся до размеров и плотности Юпитера.

Кроме того, из-за близости к звезде такие планеты испытывают мощнейшее воздействие звёздного ветра, буквально сдувающего с них верхние слои атмосферы. Поэтому они быстро теряют своё вещество и становятся меньше и легче. А на теневой стороне от них тянется газовый хвост, как у кометы.

KELT-9b – самая горячая планета во Вселенной, известная на сегодняшний день. При температуре в 4300 градусов по Цельсию она даже горячее некоторых звёзд.

Вот такие интересные вещи встречаются в космосе.

Вега (α Лиры)

Расположена звезда в созвездии Лиры и является пятым по яркости объектом нашего списка. Интересно, что фотография Веги была сделана второй после Солнца. Древние астрологи идентифицировали Вегу как «самую важную» звезду. Она удалена от нашей планетной системы находится на 25 световых лет. Созвездие Лиры изучили, пожалуй, больше других звёзд.

Учёным удалось обнаружить, что скорость вращения этой звезды очень велика. Известно, что Вегу окружает некий загадочный пылевой диск.

Ассирийцы прозвали эту звезду «судьёй неба», приписывая ей право на высшую справедливость. Древние же греки Вегу считали частью лиры, которая была изготовлена самим Гермесом. Впоследствии Аполлон передал эту лиру знаменитому Орфею, другу и соратнику Ясона – знаменитого предводителя аргонавтов.

Великаны среди звёзд

Сравнительные размеры планет и звезд

Возвращаясь к оговорке, сказанной выше, отметим, что первенство UY Щита как самой большой из известных звёзд нельзя назвать однозначным. Дело в том, что астрономы до сих  пор не могут с достаточной степенью точности определить расстояние до большинства звёзд, а значит и оценить их размеры. Кроме того, крупные звёзды, как правило, очень нестабильны (вспомним пульсацию UY Щита). Точно также они имеют довольно размытую структуру. Они могут обладать довольно протяженной атмосферой, непрозрачными газопылевыми оболочками, дисками или крупной звездой-компаньоном (пример – VV Цефея, см. ниже). Невозможно точно сказать, где проходит граница таких звёзд. В конце концов, устоявшееся понятие о границе звёзд как радиусе их фотосферы и без того крайне условно.

Поэтому в это число можно включить около десятка звёзд, к которым относится NML Лебедя, VV Цефея А, VY Большого Пса, WOH G64 и некоторые другие. Все эти звёзды расположены в окрестностях нашей галактики (считая его спутники) и во многом схожи друг с другом. Все они являются красными сверхгигантами или гипергигантами (о разнице сверх- и гипер см. ниже). Каждый из них через считанные миллионы, а то и тысячи лет превратится в сверхновую. Также они схожи в своих размерах, лежащих в пределах 1400-2000 солнечных.

VV Цефея A по сравнению с орбитой Юпитера

Каждая из этих звёзд обладает своей особенностью. Так у UY Щита этой особенностью является, оговорённая ранее, переменность. WOH G64 обладает тороидальной газопылевой оболочкой. Крайне интересной является двойная затменно-переменная звезда VV Цефея.  Она представляет собой тесную систему двух звёзд, состоящих из красного гипергиганта VV Цефея A и голубой звезды главной последовательности VV Цефея B. Центы этих звёзд расположены друг от друга в каких-то 17-34 астрономических единиц. Учитывая то, что радиус VV Цефея B может достигать 9 а.е. (1900 солнечных радиусов), друг от друга звёзды расположены на «расстоянии вытянутой руки». Их тандем настолько тесен, что целые куски гипергиганта с огромными скоростями перетекают на «малютку-соседа», который меньше его почти в 200 раз.

Малиновая звезда

В 1845 году английский астроном Джон Хайнд (1823-1895) открыл в созвездии Зайца переменную звезду. В пике блеска её можно увидеть даже невооружённым глазом, а при наблюдении в телескоп в Омикрон Лебедя — яркая и легкодоступная для наблюдения в бинокль тройная звезда это время хорошо заметен малиновый оттенок. Впоследствии её так и назвали — Малиновая звезда Хайнда. Она, как и гранатовые, имеет невысокую по меркам звёзд температуру (около 2300 градусов Цельсия), а малиновый оттенок ей придаёт выбрасываемый углерод, который не пропускает синюю линию спектра. Увидеть малиновый цвет звезды не так просто: пика блеска она достигает примерно каждые 424 дня, оставаясь там в течение 10-15 дней. Однако в это время звезда может находиться на небесной сфере вблизи Солнца, либо пик блеска может прийтись на ночи вблизи полнолуния, когда яркий свет нашего спутника создаёт помеху для наблюдения цвета. Да и погода может преподнести неприятный сюрприз, закрыв небо облаками. Существует у этой звезды и загадка. Примерно раз в сорок лет она меняет величину блеска в сто раз. Во время пика блеска в этот период она видна только в крупные инструменты, а в минимуме блеска доступна только инструментам, оборудованным специальными приборами для регистрации слабых звёзд. Последний раз такое понижение яркости наблюдалось в 90-х годах XX века, а следующий раз, по прогнозам, произойдёт в 30-е годы нашего столетия. Причины этих изменений до сих пор неизвестны.

Сонник — Звезда

Пятиконечная звезда — к счастью и удаче.Шестиконечная звезда — к испытаниям и переживаниям.Семиконечная звезда — к исполнению желаний.Одну или несколько звезд на небе — к новостям.Много звезд видите на небе — вы выбрали правильный путь.Несмотря на заминки и препятствия вы сможете решить все поставленные задачи.Очень яркие звезды на небе — к удаче и успехам в любых начинаниях.Тусклые звёзды на небе – знак огорчений и неудач.Падающую звезду видите — к мимолетной и быстро проходящей радости.Держать в руках звезды — к большому богатству и прибыли.Звездопад — хороший сон, особенно для девушек, он сулит исполнение любовных желаний, встречу с будущим супругом или любовником.

Структура звезды


В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны:

  • ядро;
  • конвективную зону;
  • зону лучистого переноса.

Ядро — это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой менее 0,5 M☉ она занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной.

Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1—2 порядка превышающей Мʘ, таких слоёв может быть до 6, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трёх частей: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера — самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере.

P.S.

По мнению американского астронома, выдающегося популяризатора науки Карла Сагана, все мы и окружающие нас предметы и объекты (люди, планета Земля и остальные объекты Космоса) состоим из вещества, образовавшегося в недрах звёзд, т.е. состоим из элементов, которые образовались в звездах в процессе ядерных реакций и при взрывах сверхновых звезд.

Но, возможно, мы сделаны не только из вещества, образованного в звездах, но и пыли, выбрасываемой квазарами.

Видео

Источники

  • https://ru.wikipedia.org/wiki/Звездаhttps://spacegid.com/iz-chego-sostoyat-zvezdyi.htmlhttps://myvera.ru/stars/3-3ahttps://studfiles.net/preview/5458200/page:4/https://fb.ru/article/221897/iz-chego-sostoyat-zvezdyi-na-nebe-vidyi-zvezd-ih-harakteristiki

Что видит глаз

Поскольку со времен античности зрение осталось абсолютно тем же, также не изменилось и то, сколько звезд на небе может различить человек без дополнительных инструментов. Теперь стало известно, что во вселенной их триллионы, даже если вести речь лишь о тех, что доступны человеку в видимой ему части, однако большинство из них он сможет разглядеть только с использованием приборов.

Невооруженному глазу видны лишь те из них, которые имеют звездную величину примерно +7. Точный показатель при этом определяется характеристиками зрения наблюдателя и темноты небосвода. В наилучших условиях можно увидеть объекты с показателем +8, в худших — не более, чем +6.

В результате человеку, не пользующемуся приспособлениями можно разглядеть 6000 звезд, но сразу стоит оговорить, что, поскольку небосвод делится на два полушария, в каждом из них зрения доступны уже максимум 3000. Дополнительно, так как в обоих случаях некоторые из этих светил находятся вблизи горизонта, визуальный доступ к ним закрыт атмосферой. Также они могут заслоняться неровностями рельефа (холмами и тем более горами), лесами, городскими ландшафтами. В итоге реальный ответ на вопрос, сколько звезд на небе увидит простой наблюдатель, снижается до уже 2500. Во избежание таких помех лаборатории строят на возвышениях и вне городских зон.

Но даже указанные 2500 звезд видны смотрящему на небо лишь в том случае, если ночью нет луны и отсутствуют иные источники освещения, включая стандартный фонарь. При их наличии их число снижается до 200.

Сравнительные размеры звезд

Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Самой яркой звездой ночного неба во Вселенной является Сириус. Его видимая звёздная величина составляет -1.46, а это значит, что он в 15 раз ярче звезды с нулевой величиной.

Звёзды, чья величина составляет 8 и более невозможно увидеть невооружённым взглядом. Звёзды также разделяются по цветам на спектральные классы, указывающие на их температуру. Существуют следующие классы звёзд Вселенной: O, B, A, F, G, K, и M.

Классу О соответствуют самые горячие звёзды во Вселенной– голубого цвета. Самые холодные звёзды относятся к классу М, их цвет красный.

Класс Температура,K Истинный цвет Видимый цвет Основные признаки
O голубой голубой Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N.
B бело-голубой бело-голубой и белый Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.
A белый белый Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов
F жёлто-белый белый Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti.
G жёлтый жёлтый Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN.
K оранжевый желтовато-оранжевый Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO.
M красный оранжево-красный Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.

Вопреки всеобщему заблуждению, стоит отметить, что звёзды Вселенной на самом деле не мерцают. Это лишь оптический обман – результат атмосферной интерференции. Похожий эффект можно наблюдать жарким летним днём, глядя на раскалённый асфальт или бетон.

Горячий воздух поднимается, и кажется, будто вы смотрите сквозь дрожащее стекло. Тот же процесс вызывает иллюзию звёздного мерцания. Чем ближе звезда к Земле, тем больше она будет «мерцать», потому  что её свет проходит через более плотные слои атмосферы.

Карликовые звезды

Карлик – прямая противоположность сверхигантов, самая маленькая звезда по величине. Они имеют небольшие размеры и светимость, могут быть даже меньше Земли. Карлики составляют 90 % звезд нашей галактики. Они значительно меньше Солнца, однако, превосходят по размерам Юпитер. Невооруженным глазом их практически невозможно разглядеть на ночном небе.


Наименьшими считаются красные карлики. Они имеют скромную массу и по сравнению с другими звездами являются холодными. Их спектральный класс обозначается буквами М и К. Температура может достигать от 1 500 до 1 800 градусов Цельсия.

Звезда 61 в созвездии Лебедя – самая маленькая звезда из тех, что можно заметить без профессиональной оптики. Она излучает тусклый свет и находится на расстоянии 11,5 световых лет. Чуть больше по размеру является оранжевый карлик Эпсилон Эридана. Расположена на расстоянии десяти световых лет.

Ближе всего к нам находится Проксима в созвездии Центавра, человек смог бы добраться до неё только через 18 тысяч лет. Это красный карлик, который в 1,5 раз больше Юпитера. От Солнца она расположена всего в 4,2 световых года. Светило окружено и другими мелкими звездами, однако они не изучены из-за небольшой яркости.

Гипергиганты

Гипергигант VY Большого Пса выбрасывает огромное количество газа во время своей вспышки

Если наибольшую звезду невозможно найти практически, может, стоит её разработать теоретически? Т.е., найти некий предел, после которого существование звезды уже не может быть звездой. Однако даже здесь современная наука сталкивается с проблемой. Современная теоретическая модель эволюции и физики звёзд не объясняют многого из того, что существует фактически и наблюдается в телескопы. Примером тому служат гипергиганты.

Астрономам не раз приходилось поднимать планку предела звёздной массы. Такой предел впервые ввёл в 1924 году английский астрофизик Артур Эддингтон. Получив кубическую зависимость светимости звёзд от их массы. Эддингтон понял, что звезда не может накапливать массу бесконечно. Яркость возрастает быстрее массы, и это рано или поздно приведёт к нарушению гидростатического равновесия. Световое давление нарастающей яркости будет буквально сдувать внешние слои звезды. Предел, рассчитанный Эддингтоном, составлял 65 солнечных масс. В последствие астрофизики уточняли его расчёты, добавляя в них неучтённые компоненты и применяя мощные компьютеры. Так современный теоретический предел массы звезд составляет 150 солнечных масс. Теперь вспомним о том, что масса R136a1 составляет 265 солнечных масс, это почти в два раза выше теоретического предела!

R136a1 в представлении художника

R136a1 является самой массивной из известных ныне звёзд. Кроме неё значительными массами обладает ещё несколько звёзд, число которых в нашей галактике можно пересчитать по пальцам. Такие звёзды назвали гипергигантами. Заметим, что R136a1 значительно меньше звёзд, которые, казалось бы, должны быть ниже её по классу – к примеру, сверхгиганта UY Щита. Всё потому что гипергигантами называет не самые крупные, а именно самые массивные звёзды. Для таких звёзд создали отдельный класс на диаграмме спектр-светимости (O), расположенных выше класса сверхгигантов (Ia). Точной начальной планки массы гипергиганта не установлено, но, как правило, их масса превышает 100 солнечных. Ни одна из крупнейших звёзд «большой десятки» не дотягивает до этих пределов.

Гипергиганты

Гипергигант VY Большого Пса выбрасывает огромное количество газа во время своей вспышкиЕсли наибольшую звезду невозможно найти практически, может, стоит её разработать теоретически? Т.е., найти некий предел, после которого существование звезды уже не может быть звездой. Однако даже здесь современная наука сталкивается с проблемой. Современная теоретическая модель эволюции и физики звёзд не объясняют многого из того, что существует фактически и наблюдается в телескопы. Примером тому служат гипергиганты.

Астрономам не раз приходилось поднимать планку предела звёздной массы. Такой предел впервые ввёл в 1924 году английский астрофизик Артур Эддингтон. Получив кубическую зависимость светимости звёзд от их массы.

Эддингтон понял, что звезда не может накапливать массу бесконечно. Яркость возрастает быстрее массы, и это рано или поздно приведёт к нарушению гидростатического равновесия. Световое давление нарастающей яркости будет буквально сдувать внешние слои звезды.

Предел, рассчитанный Эддингтоном, составлял 65 солнечных масс. В последствие астрофизики уточняли его расчёты, добавляя в них неучтённые компоненты и применяя мощные компьютеры. Так современный теоретический предел массы звезд составляет 150 солнечных масс.

В представлении художника R136a1 является самой массивной из известных ныне звёзд. Кроме неё значительными массами обладает ещё несколько звёзд, число которых в нашей галактике можно пересчитать по пальцам. Такие звёзды назвали гипергигантами. Заметим, что R136a1 значительно меньше звёзд, которые, казалось бы, должны быть ниже её по классу – к примеру, сверхгиганта UY Щита. Всё потому что гипергигантами называет не самые крупные, а именно самые массивные звёзды. Для таких звёзд создали отдельный класс на диаграмме спектр-светимости (O), расположенных выше класса сверхгигантов (Ia). Точной начальной планки массы гипергиганта не установлено, но, как правило, их масса превышает 100 солнечных. Ни одна из крупнейших звёзд «большой десятки» не дотягивает до этих пределов.

Видео: Самые большие звезды во Вселенной

https://youtube.com/watch?v=_LKEF2PiIcE

http://o-kosmose.net/zvezdyi-vselennoi/

https://basetop.ru/samaya-bolshaya-zvezda-vo-vselennoy-ndash-uy-shhita/

http://pooha.net/nature/space/4-stars

http://spacegid.com/samaya-bolshaya-zvezda-vo-vselennoy.html

Вега

Яркую и красивейшую звезду, находящуюся на расстоянии 25,3 световых лет от Солнца, можно наблюдать с территории России. Её масса равна 2,135, а радиус 2,818.

В Древнем Египте и Индии Созвездие Лира, в котором расположена эта яркая звезда, изображали в виде грифа, потому имя «Вега» переводится как «падающая».

Вега по многим показателям занимает первые места и по заявлению астрономов, является важной звездой во Вселенной. Выделим основные рекордные характеристики звезды

  • Во-первых, самая изученная из всех известных в Космосе.
  • Во-вторых, первая, которая была сфотографирована с помощью телеаппаратуры (после Солнца).
  • В-третьих, ученые у Веги первой определили спектральный анализ.
  • И последнее, Вега стала первой звездой, расстояние до которой было измерено научными методами, а не теоретическими расчетами.

Вокруг звезды, завораживающей воображение своей необычностью, находится пылевой диск. Возможно, он образовался в результате столкновения двух космических тел недалеко от Веги, и звезда притянула к себе остатки космической катастрофы.

9

Старение звезды и изменение состава

Со временем термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды.

Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.

Изменение состава на примере Солнца

Количество гелия в ядре Солнца будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного.

Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.

Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции — «горение» гелия.

В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!

Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос.

Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.

Изменение состава звезд-гигантов

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду.

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды.

Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния.

Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности.

Самые крутые бывшие звезды

Черная дыра — это то, что образуется, когда гравитация звезды достаточно сильная, чтобы преодолеть все другие силы и заставить звезду коллапсировать саму в себя до точки сингулярности. С ненулевой массой, но нулевым объемом такая точка в теории будет обладать бесконечной плотностью. Однако бесконечности в нашем мире встречаются редко, поэтому у нас просто нет хорошего объяснения тому, что происходит в центре черной дыры.

Черные дыры могут быть чрезвычайно массивными. Черные дыры, обнаруженные в центрах отдельных галактик, могут быть в десятки миллиардов солнечных масс. Более того, материя на орбите сверхмассивных черных дыр может быть очень яркой, ярче всех звезд галактик. Вблизи черной дыры могут быть также мощные джеты, движущиеся почти со скоростью света.

Какого цвета Солнце

Солнечная система > Солнце > Какого цвета Солнце

Задайте вопрос любому встречному: «Какой цвет Солнца на самом деле?» и любой человек даст ответ моментально: Солнце жёлтое! Но неужели по факту это не так?

Цвет Солнца в различных спектрах

Те углы, под которыми мы видим это светило, оно и правда имеет желтоватый оттенок, но только сразу после восхода и чуть раньше окончательного заката. Но это не должно сбивать вас с толку. Если попасть в открытый космос и посмотреть прямо на Солнце, не боясь при этом ослепнуть, вы бы поняли, что на самом деле оно абсолютно белое. Используя стеклянную призму, вы можете видеть, как солнечные лучи могут быть разбиты на спектр, состоящий из красного, оранжевого, жёлтого, зелёного, голубого, синего и фиолетового цвета. Если объединить их вместе, то вы получите именно белый цвет.

Если рассмотреть все фотоны, из которых состоят солнечные лучи, то вполне очевидно, что фотонов, находящихся в зелёной части спектра, гораздо больше, а значит, смотрится солнце именно таким для наших глаз из-за земной атмосферы. Фотоны верхней части спектра — синие, голубые и фиолетовые — вероятнее всего, будут рассеяны при прохождении слоёв атмосферы и дойдут до нас только фотоны нижней части спектра — красные, оранжевые и жёлтые.

Истинный цвет Солнца

Когда солнце находится ближе всего к линии обозримого горизонта, мы с вами как раз и видим только ту часть фотонов, которую пропускает земная атмосфера и не рассеивает. Из-за загрязнения воздуха временами цвет может искажаться и казаться нам более красноватым. Тем не менее, когда наша звезда поднимается наиболее высоко относительно горизонта, то атмосферных помех становится гораздо меньше и выглядит оно в такие минуты более холодным с голубым оттенком.

Мы настолько привыкли воспринимать Солнце жёлтым или оранжевым, что астрономам приходится даже порой вручную корректировать цветовую температуру своих фотографий, чтобы наша звезда выглядела более жёлтой. Но на самом деле Солнце выглядит как абсолютно белый шар. Особенно если наблюдать его из космоса.

Интересно то, что цвет звезды всегда является особо важным для астрономов. Изучая спектр света, излучаемого звездой, они легко определяют её химический состав и даже температуру. Именно более холодные звёзды выглядят для нашего глаза красными, а те, что запредельно горячи, имеют более синеватый оттенок. Бетельгейзе имеет температуру 3500 градусов Кельвина и похожа на красный диск, температура Ригеля, например, достигает 10 000 градусов Кельвина, но выглядит он скорее синим. Наше Солнце имеет температуру примерно в 5800 градусов и если наблюдать за ним без искажающего действия атмосферы, оно абсолютно белое.


С этим читают