Желтый карлик

Типичные красные карлики

• Проксима Центавра — (M5.5 Ve) — расстояние 1,31 пк; светимость — 0,000 072 солнечной;
• Звезда Барнарда — (M5V) — расстояние 1,83 пк; светимость — 0,000 450 солнечной;
• Вольф 359 — (dM6e) — расстояние 2,34 пк; светимость — 0,000 016 солнечной;
• Росс 154 — (dM4e) — расстояние 2,93 пк; светимость — 0,000 380 солнечной;
• Росс 248 — (dM6e) — расстояние 3,16 пк; светимость — 0,000 110 солнечной;
• Росс 128 — (dM5) — расстояние 3,34 пк; светимость — 0,000 080 солнечной;
• Глизе 581 — (M3V) — расстояние 6,27 пк; светимость — 0,013 солнечной;
• TRAPPIST-1 — (M8V) — расстояние 12,10 пк; светимость — 0,000 525 солнечной.

История открытия

Видимое движение Сириуса по небесной сфере

В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель при наблюдении Сириуса обнаружил небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения, и сделал предположение о наличии у Сириуса невидимой массивной звезды-спутника.

Его предположение было подтверждено уже в 1862 году, когда американский астроном и телескопостроитель Альван Грэхэм Кларк, занимаясь юстировкой самого крупного в то время рефрактора, обнаружил возле Сириуса неяркую звезду, которую впоследствии окрестили Сириус Б.

Белый карлик Сириус Б имеет низкую светимость, а гравитационное поле воздействует на своего яркого компаньона довольно заметно, что свидетельствует о том, что у этой звезды крайне малый радиус при значительной массе. Так впервые был открыт вид объектов, названный белыми карликами. Вторым подобным объектом была звезда Маанена, находящаяся в созвездии Рыб.

Изучение солнечной активности

Одним из ученых, который принимал участие в проекте, стал немец Тимо Рейнхольд, работающий в Институте исследования Солнечной системы им. Макса Планка. По мнению специалиста, на протяжении девяти тысяч лет для нашей звезды были характерны регулярные и повторяющиеся колебания идентичной силы. В своей работе астрономы использовали все наблюдения за желтыми карликами, которые были зафиксированы в Млечном пути. Такой подход основан на том, что исследователям крайне сложно определить уровень активности и яркости Солнца в древний период.

Таким образом команда ученых проводила сравнительный анализ поведения различных желтых карликов, которые представлены в нашей галактике. В исследовании брали участие исключительно те космические объекты, которые своими характеристиками были схожи с Солнцем. К важным критериям отбора относились температурные параметры поверхности небесного тела, возраст, состав (кроме гелия и водорода), период вращения. Последний показатель считается особенно важным, так как от него зависит степень и возможности магнитного поля звезды. Напомню, что магнитное поле желтого карлика – движущая сила, которая ответственна за активность, колебания энергетических излучений.

Тимо Рейнхольд обратил внимание, что перечень звезд с информацией о периоде их вращения был составлен всего несколько лет назад. Такие данные основаны на работе космического телескопа «Кеплер», который был направлен в Космос американской космологической организацией НАСА

Благодаря его работе в 2009-2013 годах астрономы смогли изучить колебания яркости порядка 150 000 звезд, расположенных на экваторе собственного жизненного цикла.

Команда ученых для своего исследования отобрала исключительно те космические объекты, чей период вращения приблизительно равен двадцати-тридцати земным дням. Необходимо сделать уточнение, что Солнцу, чтобы сделать один оборот, необходимо 24,5 земных дня. Благодаря такому критерию в список для изучения попали только триста шестьдесят девять звезд, которые схожи с нашим Солнцем и другими фундаментальными параметрами.

Благодаря точному анализу изменения свечения таких звезд удалось определить, что солнечное излучение в период между активными и неактивными фазами в среднем менялось в пределах 0,07%. При этом идентичные параметры других звезд демонстрировали более существенные изменения. Ученые, работающие над проектом, отметили, что очень удивлены такому спокойному поведению Солнца в сравнении с другими аналогичными космическими объектами.

Астрономы также в научной работе уделили время на изучение около 2,5 тысячи звезд, период вращения которых не удалось определить космическому телескопу «Кеплер». В результате специалисты заметили уникальную закономерность: у этих небесных тел яркость менялась в несколько раз меньше, чем у звезд из списка «Kepler». Исследователи считают, что вполне возможно существуют еще и другие критерии, до сих пор не изученные человечеством, которые отличают объекты с известным и неизвестным периодом вращения.

Общие характеристики

Спектр звезды класса M6V

Красные карлики довольно сильно отличаются от других звёзд. Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы — 0,0767M_☉, затем идут коричневые карлики). Температура фотосферы красного карлика может достигать 3500 К, что превышает температуру спирали лампы накаливания, поэтому, вопреки своему названию, красные карлики, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца. Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни — от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет). В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива, и постепенно превращаются в голубые карлики, а затем — в белые карлики с гелиевым ядром. Но с момента Большого взрыва прошло ещё недостаточно времени, чтобы красные карлики смогли сойти с главной последовательности.

Тот факт, что красные карлики остаются на главной последовательности, в то время как другие звезды сходят с неё, позволяет определять возраст звёздных скоплений путём нахождения массы, при которой звёзды вынуждены сойти с главной последовательности. Кроме того, тот факт, что на данный момент не найдено ни одного красного карлика вне главной последовательности, свидетельствует о том, что Вселенная имеет конечный возраст.

Магнитное поле

Солнечная плазма обладает очень высокой электропроводностью. Соответственно в ней возникает электрический ток и, как следствие, магнитное поле. Солнце имеет общее магнитное поле и локальные магнитные поля. Общее магнитное поле меняет свою полярность через каждые 22 года. Зависит этот процесс от солнечной активности. Когда активность в минимуме, напряжённость на полюсах максимальная. Солнечная активность растёт, напряжённость поля уменьшается.

Локальные магнитные поля имеют большую напряжённость и меньшую регулярность при небольшой площади по-сравнению с общим полем. Если же площадь обширная, то напряжённость маленькая. Самые сильные магнитные поля наблюдаются в солнечных пятнах. Особенно это ощутимо, когда полярность локального поля совпадает по направлению с полярностью общего поля. В целом, эти поля неустойчивые и живут на протяжении всего лишь нескольких оборотов Солнца.

Тёмные пятна на Солнце

Эволюция белых карликов

Вне главной последовательности происходит процесс угасания звезды. Под воздействием сил гравитации нагретый газ красных гигантов и сверхгигантов разлетается по Вселенной, образуя молодую планетарную туманность. Через сотни тысяч лет туманность рассеивается, а на ее месте остается вырожденное ядро красного гиганта белого цвета. Температуры такого объекта достаточно высоки от 90000 К, оценивая по линии поглощения спектра и до 130000 К, когда оценка осуществляется в пределах рентгеновского спектра. Однако ввиду небольших размеров, остывание небесного светила происходит очень медленно.

Планетарная туманность

Та картина звездного неба, которую мы наблюдаем, имеет возраст в десятки-сотни миллиардов лет. Там, где мы видим белые карлики, в пространстве уже возможно существует другое небесное тело. Звезда перешла в класс черного карлика, конечный этап эволюции. В действительности на месте звезды остается сгусток материи, температура которого равняется температуре окружающего пространства. Главная особенность этого объекта — полное отсутствие видимого света. Заметить такую звезду в обычный оптический телескоп достаточно трудно ввиду слабой светимости. Основным критерием обнаружения белых карликов является наличие мощного ультрафиолетового излучения и рентгеновских лучей.

Все известные белые карлики в зависимости от своего спектра делятся на две группы:

• объекты водородные, спектрального класса DA, в спектре которых отсутствуют линии гелия;
• гелиевые карлики, спектральный класс DB. Основные линии в спектре приходятся на гелий.

Этап эволюции, в результате которой появляется белый карлик, является последним для немассивных звезд, к которым относится и наша звезда Солнце. На данном этапе звезда обладает следующими характеристиками. Несмотря на столь маленькие и компактные размеры звезды, ее звездное вещество весит ровно столько, сколько требуется для ее существования. Другими словами, белые карлики, которые имеют радиусы в 100 раз меньше радиуса солнечного диска, имеют массу равную массе Солнца или даже весят больше, чем наша звезда.

Этого говорит о том, что плотность белого карлика в миллионы раз выше плотности обычных звезд, находящихся в пределах главной последовательности. К примеру, плотность нашей звезды 1,41 г/см³, тогда как плотность у белых карликов может достигать колоссальных значений 105-110 г/см3.

Сириус B

По яркости света Сириус А в 22 раза превышает яркость нашего Солнца, а вот ее сестра Сириус В светит тусклым светом, заметно уступая по яркость своей ослепительной соседке. Обнаружить присутствие белого карлика удалось благодаря снимкам Сириуса, сделанным рентгеновским телескопом Чандра. Белые карлики не обладают ярко выраженным световым спектром, поэтому принято считать такие звезды достаточно холодными темными космическими объектами. В инфракрасном и в рентгеновском диапазоне Сириус В светит значительно ярче, продолжая излучать огромное количество тепловой энергии. В отличие от обычных звезд, где источником рентгеновских волн служит корона, источником излучения у белых карликов является фотосфера.

Находясь вне главной последовательности по распространенности эти звезды не самые распространенные объекты во Вселенной. В нашей галактике на долю белых карликов приходится всего 3-10% небесных светил. Для этой части звездного населения нашей галактики неопределенность оценки затрудняет слабость излучения в видимой области поляры. Другими словами, свет белых карликов не в состоянии преодолеть большие скопления космического газа, из которых состоят рукава нашей галактики.

Звездное кладбище в нашей галактике

См. также[править | править код]

• Белый карлик
• Красный карлик

• Страница — краткая статья
• Страница — энциклопедическая статья
• Разное — на страницах: , , ,

Жёлтый карлик

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами.

Характеристика

Сегодня мы кратко расскажем о желтых карликах, которых еще называют желтыми звездами. Желтые карлики – это, как правило, звезды средней массы, светимости и температуры поверхности. Они являются звездами основной последовательности, располагаясь примерно в середине на диаграмме Герцшпрунга – Рассела и следуя за более холодными и менее массивными красными карликами.

По спектральной классификации Моргана-Кинана желтые карлики соответствуют в основном классу светимости G, однако в переходных вариациях соответствуют иногда классу К (оранжевые карлики) или классу F в случае с желто-белыми карликами.

Масса желтых карликов лежит зачастую в пределах от 0,8 до 1,2 массы Солнца. При этом температура их поверхности составляет в своем большинстве от 5 до 6 тысяч градусов по Кельвину.

Наиболее ярким и известным нам представителем из числа желтых карликов является наше Солнце.

Кроме Солнца, среди ближайших к Земле желтых карликов стоит отметить:

1. Две компоненты в тройной системе Альфа Центавра, среди которых Альфа Центавра А по спектру светимости аналогично Солнцу, а Альфа Центавра В – типичный оранжевый карлик класса К. Расстояние до обеих компонент составляет чуть более 4-х световых лет.
2. Оранжевый карлик – звезда Ран, она же Эпсилон Эридана, с классом светимости К. Расстояние до Рана астрономы оценили примерно в 10 с половиной световых лет.
3. Двойная звезда 61 Лебедя, удаленная от Земли на чуть более 11 световых лет. Обе компоненты 61 Лебедя типичные оранжевые карлики класса светимости К.
4. Солнцеподобная звезда Тау Кита, удаленная от Земли примерно на 12 световых лет, со спектром светимости G и интересной планетной системой, состоящей минимум из 5 экзопланет.

Образование

Эволюция желтых карликов весьма интересна. Продолжительность жизни желтого карлика составляет примерно 10 миллиардов лет.

Как и большинства звезд в их недрах протекают интенсивные термоядерные реакции, в которых в основном водород перегорает в гелий. После начала реакций с участием гелия в ядре звезды водородные реакции перемещаются все больше к поверхности. Это и становится отправной точкой в преобразовании желтого карлика в красный гигант. Результатом подобного преобразования может служить красный гигант Альдебаран.

С течением времени поверхность звезды будет постепенно остывать, а внешние слои начнут расширяться. На конечных стадиях эволюции красный гигант сбрасывает свою оболочку, которая образует планетарную туманность, а его ядро превратится в белый карлик, который далее будет сжиматься и остывать.

Подобное будущее ждет и наше Солнце, которое сейчас находится на средней стадии своего развития. Примерно через 4 миллиарда лет оно начнет свое превращение в красный гигант, фотосфера которого при расширении может поглотить не только Землю и Марс, но даже и Юпитер.

Солнечная активность

Вначале дадим определение солнечным пятнам. Это хорошо различимые тёмные области, температура в которых ниже других участков фотосферы. Всё дело в том, что в этих местах из недр жёлтого карлика выходят силовые линии мощных магнитных полей. Они подавляют движение вещества, а следовательно уменьшают равномерное распределение тепловой энергии. Количество пятен – основной показатель солнечной активности.

Сама же солнечная активность представляет собой различные явления, вызванные генерацией магнитных полей. Проявляется она в виде вспышек, изменении силы электромагнитного излучения, возмущении солнечного ветра и других явлениях. В результате всего этого межпланетная среда возмущается. Что проявляется в виде геомагнитной активности, скажем, на той же Земле.

По времени солнечная активность бывает кратковременной и большой длительности. Во втором случае она кардинально воздействует на климат голубой планеты. К примеру, глобальное потепление, наблюдаемое в наши дни, напрямую связано с длительной активностью жёлтой звезды. Но механизм подобного воздействия пока ещё изучен очень мало.

Луна закрыла Солнце и наступило затмение

Строение и структура Солнца

Близость Солнца позволяет получить представление о его строении и структуре, получить данные о том, как работает этот естественный термоядерный реактор и какие в нем происходят процессы. Интересным будет разобрать структуру, которая состоит из следующих компонентов:

• ядро;
• зона лучистой энергии;
• конвективная зона;
• тахоклин.

Далее начинаются слои солнечной атмосферы:

• фотосфера;
• хромосфера;
• протуберанцы.

Звезда не является твердым телом, ввиду того, что мы имеем дело с раскаленным газом, плотно сжатым в сферическую область. При таких температурах существование любого вещества в твердом виде физически невозможно. Яркий свет и тепло, излучаемые Солнцем, являются следствием тех же процессов, с которыми человек столкнулся при создании атомной бомбы. Т.е. материя под действием огромного давления и высоких температур преобразуется в энергию. Основным топливом является водород, который в составе Солнца составляет 73,5-75%, поэтому основным источником тепла является процесс термоядерного синтеза водорода, сосредоточенный главным образом в ядре, центральной части звезды.

Строение Солнца

Солнечное ядро составляет ориентировочно 0,2 солнечного радиуса. Именно здесь идут главные процессы, за счет которых Солнце живет и снабжает световой и кинетической энергией окружающее космическое пространство. Процесс переноса лучистой энергии от центра звезды к верхним слоям осуществляется в зоне лучистого переноса. Здесь фотоны, стремящиеся от ядра к поверхности, перемешиваются с частицами ионизированного газа (плазмой). За счет этого происходит обмен энергией. В этой части солнечного шара располагается особая зона – тахоклин, которая отвечает за образование магнитного поля нашей звезды.

https://youtube.com/watch?v=6ujOeQ5C4R0

Далее начинается самая масштабная область Солнца — конвективная зона. Эта область составляет почти 2/3 солнечного диаметра. Один только радиус конвективной зоны практически равен диаметру нашей планеты – 140 тыс. километров. Конвекция представляет собой процесс, при котором плотный и разогретый газ равномерно распределяется по всему внутреннему объему звезды по направлению к поверхности, отдавая тепло следующим слоям. Этот процесс происходит беспрерывно и его можно видеть, наблюдая за поверхностью Солнца в мощный телескоп.

На границе внутренней структуры и атмосферы звезды находится фотосфера — тонкая, всего 400 км глубиной, оболочка. Именно ее мы и видим при своих наблюдениях за Солнцем. Фотосфера состоит из гранул и неоднородна по своей структуре. Темные пятна сменяются яркими участками. Такая неоднородность связана с разным периодом остывания поверхности Солнца. Что касается невидимой части спектра поверхности нашего светила, то в этом случае мы имеем дело с хромосферой. Это плотный слой атмосферы Солнца, и его можно видеть только во время солнечного затмения.

Протуберанцы

Наиболее интересными солнечными объектами для наблюдения являются протуберанцы, которые по виду напоминают длинные волокна, и солнечная корона. Эти образования являются гигантскими выбросами водорода. Возникают протуберанцы и перемещаются по поверхности Солнца с огромной скоростью — 300 км/с. Температура этих петлей превышает отметку 10 тыс. градусов. Солнечная корона представляет собой внешние слои атмосферы, которые по толщине превышают диаметр самой звезды в несколько раз. Точной границы у солнечной короны нет. Ее видимая граница является только частью этого огромного образования.

Солнечная корона

Завершающим этапом солнечной активности является солнечный ветер. Этот процесс связан с естественным истечением звездного вещества через внешние слои в окружающее космическое пространство. Солнечный ветер в основном состоит из заряженных элементарных частиц — протонов и электронов. В зависимости от цикла солнечной активности скорость солнечного ветра может быть различной от 300 км в секунду до отметки в 1500 км/с. Эта субстанция распространяется по всей солнечной системе, оказывая влияние на все небесные тела нашего ближнего космоса.

Солнечный ветер

Что такое звезда

Для того, чтобы узнать побольше о Солнце, для начала необходимо разобраться, что из себя представляют звезды. Этим термином обозначаются газовые шары значительных размеров, в ядре которых происходят процессы термоядерного синтеза. За счет этого они выделяют огромное количество энергии и являются одними из самых ярких объектов во Вселенной.

Образуются звезды из
скоплений водорода, гелия и межзвездной пыли. 
Под воздействием сильнейшего гравитационного взаимодействия облако
сжимается все сильней до тех пор, пока не наберет массу, достаточную для
запуска термоядерной реакции гелиевого синтеза. 

Каждая звезда проходит
целый ряд эволюционных преобразований от момента рождения до гибели. Чем она старше,
тем больше ее диаметр и масса и меньше запасов водородного топлива в ядре. Солнце
и подобные ему проходят следующие стадии развития:

• Переменная звезда типа Т Тельца – молодая, источником энергии которой является не реакция термоядерного синтеза, а гравитационное сжатие.
•  Желтый карлик (нынешнее состояние нашего Светила) – небольшая звезда с большими запасами водорода.
• Красный гигант – стареющая звезда с высокой светимостью, большими размерами, но малыми запасами водорода в ядре. Она холоднее Солнца и излучает в десятки раз меньше энергии. После полного исчерпания водорода в ядре разрастается за счет сжигания вещества в окружающем пространстве, что приводит к вырождению ядра и гелиевой вспышке.
• Белый карлик – конечная эволюционная стадия солнцеподобных объектов. Диаметром в сотни раз меньше нашего Светила, но в миллионы раз большей плотности.

Примечания

1. ↑ История военно-морского искусства/С. Захаров, ред. М., Воениздат, 1969, с. 13-14.
2. Thomas Cahill. Sailing the Wine-Dark Sea: Why the Greeks Matter. New York, Doubleday, 2003, p. 15−49. ISBN 0-38549-553-6
3. Lavery, Brian. Nelson’s Navy: The Ships, Men and Organization, 1793—1815. Naval Institute Press, Annapolis, MD, 2003 (Repr. 1990) ISBN 1-59114-611-9
4. Fleet Battle and Blockade: French Revolutionary Wars 1793−1796. Robert Gardiner, ed. Chatham Publishing, 1997, p. 3-16.
5. Цит. по: Corbett, Sir Julian. England in the Seven Years’ War: 1756–59. Vol. 1. Greenhill Books, 1992. p. 472.
6. PRO ADM 1/482, Despatch of Vice-Admiral Sir Charles Saunders to the Secretary of the Admiralty, 21 September 1759. Цит. по: Forster, Simon. Hit the beach, the drama of amphibious warfare. London: Cassell, 1998, p. 20. ISBN 0-304-35056-7
7. Naval History of World War II, by Bernard Ireland. HarperCollins, 1998. p. 112−168. ISBN 0 00 472 143 8
8. Gordon L Rottman. Korean War Order of Battle: United States, United Nations, and Communist Ground, Naval, and Air Forces, 1950—1953. Praeger, Wesmont, CT, 2002. ISBN 0-275-97835-4

Охотничьи ружья: история развития от фитильных аркебуз до современных моделей

Галерея

Типичные красные карлики

• Проксима Центавра — (M5.5 Ve) — расстояние 1,31 пк; светимость — 0,000 072 солнечной;
• Звезда Барнарда — (M5V) — расстояние 1,83 пк; светимость — 0,000 450 солнечной;
• Вольф 359 — (dM6e) — расстояние 2,34 пк; светимость — 0,000 016 солнечной;
• Росс 154 — (dM4e) — расстояние 2,93 пк; светимость — 0,000 380 солнечной;
• Росс 248 — (dM6e) — расстояние 3,16 пк; светимость — 0,000 110 солнечной;
• Росс 128 — (dM5) — расстояние 3,34 пк; светимость — 0,000 080 солнечной;
• Глизе 581 — (M3V) — расстояние 6,27 пк; светимость — 0,013 солнечной;
• TRAPPIST-1 — (M8V) — расстояние 12,10 пк; светимость — 0,000 525 солнечной.

Как увидеть

К сожалению, разглядеть систему (a-b) OGLE-TR-122 просто так не получится. Светимость этой парочки около 16 звёздных величин (напомним, невооружённый глаз способен различать звёзды до 6 з.в. включительно). Но и это не самое большое препятствие для наблюдений: OGLE-TR-122 – звезда южного полушария и лучшим местом для её наблюдений будет, к примеру, Австралия.

Её координаты для готовых туда поехать подготовленных любителей астрономии, владельцев хорошей оптики с возможностью наведения по азимуту:

• прямое восхождение: 11ч 06м 51.99с
• список маркированный: -60° 51′ 45.7″

Удачных наблюдений!

Проблема первичных красных карликов

Одна из загадок астрономии — слишком малое количество красных карликов, совсем не содержащих металлов. Согласно модели Большого взрыва, первое поколение звёзд должно было содержать только лишь водород и гелий (и совсем небольшое количество лития). Если в числе этих звёзд были красные карлики, то они должны наблюдаться сегодня, чего не происходит. Общепринятое объяснение заключается в том, что звезды с малой массой не могут сформироваться без тяжёлых элементов. Так как в лёгких звёздах протекают термоядерные реакции с участием водорода в присутствии металлов, то ранняя протозвезда с малой массой, лишённая металлов, не в состоянии «зажечься» и вынуждена оставаться газовым облаком до тех пор, пока не получит больше материи. Всё это служит поддержкой теории о том, что первые звёзды были очень массивными и вскоре погибли, выбросив большое количество металлов, необходимых для формирования лёгких звёзд.