Красные гиганты, белые карлики, пульсары

Кинжал «басселард»

Конструкция

Кабина экипажа MV-22 Osprey

Обращает внимание необычная форма органов (рукояток) управления ЛА.. Высокоплан оснащён двумя двигателями Rolls-Royce T406, расположенными на концах крыла в гондолах, которые могут поворачиваться почти на 98 градусов

Винты с тремя трапециевидными лопастями связаны между собой синхронизирующим валом, который проходит внутри крыла. Данный вал также обеспечивает возможность посадки летательного аппарата на одном двигателе. Для уменьшения габаритов во время стоянки/хранения крыло поворачивается, винты складываются.

Высокоплан оснащён двумя двигателями Rolls-Royce T406, расположенными на концах крыла в гондолах, которые могут поворачиваться почти на 98 градусов.
Винты с тремя трапециевидными лопастями связаны между собой синхронизирующим валом, который проходит внутри крыла. Данный вал также обеспечивает возможность посадки летательного аппарата на одном двигателе.
Для уменьшения габаритов во время стоянки/хранения крыло поворачивается, винты складываются.

С целью уменьшения массы конструкции около 70 % (5700 кг) аппарата произведено из композитных материалов на основе угле- и стеклопластиков с эпоксидным связующим, что делает его на четверть легче металлического аналога.

Бурная биография крейсера «Аврора»

Охрана Путина в действии

О том, на что способна охрана Владимира Путина в действии журналисты и общественность смогли наглядно убедиться во время саммита G20 в июле 2017 года. Этот курьезный инцидент показал, насколько серьезно сотрудники ФСО относятся к своей важнейшей задаче и заставил мир с еще большим уважением взглянуть на российского лидера. И с 2016-17 годов никто уже не сомневался: Владимир Путин находится под надежной охраной.

Дело в том, что организаторы международного мероприятия не впускали личную охрану лидеров стран «большой двадцатки», пока не приехал Владимир Путин со своей охраной. Короткое видео с этой курьезной ситуацией до сих пор гуляет по Сети и внушает трепет уважения. На кадрах видно, как постепенно отсеивалась охрана президента ЮАР, премьер-министра Индии, но за Путиным его личная охрана проследовала невозмутимо лишь под свирепым взглядом немецкого секьюрити. «Останавливать русских – в Германии желающих нет», подписал видео опубликовавший его журналист «Комсомольской правды».

Охранники президента РФ Владимира Путина имеют право без ордеров вести прослушку и обыски, задерживать граждан и конфисковать машины. Как утверждают некоторые источники, фактически они контролируют 12 улиц в Москве, на которых расположены важнейшие государственные органы. Все местные жители этих улиц «под колпаком» и на каждого якобы заведено досье. Но все это скорее относится к области слухов, которые неизменно окружают охранников первого лица государства.

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы назовем основные виды звезд, а также дадим подробную характеристику Жёлтым и Белым карликам.

1. Жёлтый карлик. Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
2. Красный гигант. Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
3. Белый карлик. Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
4. Красный карлик. Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
5. Коричневый карлик. Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
6. Субкоричневые карлики. Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
7. Черный карлик. Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
8. Двойная звезда. Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
9. Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.
10. Сверхновая звезда. Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
11. Нейтронная звезда. Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
12. Пульсары. Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
13. Цефеиды. Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 108К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера между ядрами: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием крайне нестабильного изотопа бериллия 8Be:

4He + 4He = 8Be.

Бо́льшая часть 8Be, имеющего период полураспада всего 6,7×10−17 секунды, снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:

8Be + 4He = 12C + 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре ~108 К отношение концентраций 8Be/4He ~ 10−10), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур T ≈ 1—2⋅108 К энерговыделение

ε3α=108ρ2Y3⋅(T108K)30,{\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }=10^{8}\rho ^{2}Y^{3}\cdot \left({T \over {10^{8}\mathrm {K} }}\right)^{30},}

где Y — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае, когда водород почти «выгорел», она близка к единице).

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 M_⊙) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (~104—105 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (и реакций синтеза более тяжёлых ядер) с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро.

Наблюдаемые характеристики

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной m≥MV≥−3m{\displaystyle 0^{m}\geq M_{V}\geq -3^{m}}. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (T_ph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106L_☉, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Литература

Наблюдаемые характеристики

Эволюционные треки звёзд различных масс при образовании красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной m≥MV≥−3m{\displaystyle 0^{m}\geq M_{V}\geq -3^{m}}. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (T_ph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106L_⊙, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Классическая форма клинка ножа (Прямой обух, Normal Blade, Финка)

6.4.3. Красные гиганты и белые карлики window.top.document.title = «6.4.3. Красные гиганты и белые карлики»;

Обычно звезда находится на главной последовательности 9–10 миллиардов лет. После того как она израсходует содержащийся в центральной части водород, внутри звезды происходят крупные перемены. Гелиевое ядро начнет сжиматься, его температура повысится настолько, что начнутся реакции с большим энерговыделением (при температуре 2•107 К, например, начинается горение гелия). В прилегающем к ядру слое, как правило, остается водород, возобновляются протон-протонные реакции, давление в оболочке существенно повышается, и внешние слои звезды резко увеличиваются в размерах. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда начинает смещаться вправо – в область красных гигантов.

Модель 6.2. Эволюция звезды

Продолжительность жизни каждой звезды определяется ее массой. Массивные звезды быстро проходят свой жизненный путь, заканчивая его эффектным взрывом. Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни, после стадии красного гиганта сжимаются, сбрасывают оболочку, превращаясь в белые карлики.

Рисунок 6.4.3.1.На планете, вращающейся вокруг старого гиганта

Рисунок 6.4.3.2.Сравнительные размеры Земли и белых карликов

Белые карлики – результат эволюции звезд, похожих на Солнце. Они имеют массу, не превышающую 1,2 M, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в миллион раз больше солнечной.

Рисунок 6.4.3.3.Стакан вещества, взятого с белого карлика, весит тысячи тонн

Стакан вещества белого карлика весит тысячи тонн. Вещество белых карликов находится в состоянии нерелятивистского вырожденного газа, при котором давление внутри звезды не зависит от температуры, а зависит только от плотности.

В процессе превращения из красного гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями, поскольку они часто выглядят как планетные диски. За сотни тысяч лет такие туманности полностью рассеиваются в пространстве, а плотные ядра за миллиарды лет просто угасают, превращаясь в абсолютно мертвые останки – черные карлики.

Рисунок 6.4.3.4.Планетарная туманность Бабочка

Рисунок 6.4.3.5.Планетарная туманность NGC 6751

Рисунок 6.4.3.6.Планетарная туманность Улитка

Рисунок 6.4.3.7.Планетарная туманность Эскимос

Жизнь и смерть Солнца

Начнем с того, что Солнце – это обычная звезда. Она озаряет Солнечную систему светом и теплом, устанавливая суточные циклы сна и бодрствования у всех живых организмов на нашей планете. Но Солнце не всегда будет таким. Наступит время, когда наша родная звезда погибнет, а вся Солнечная система превратится в очень неприятное место

Важно понимать, что все физические процессы протекающие на Солнце, в значительной степени определяют физику планет (по крайней мере ближайших к звезде)

Астрономы классифицируют Солнце как молодую звезду с высоким содержанием металлов. Это значит, что Солнце образовалось из останков более древних звезд. Текущий возраст нашего светила исследователи оценивают приблизительно в 4,6 миллиардов лет, а значит, звезда прожила примерно половину своей жизни, так как ее взросление – фаза главной последовательности – длится 10 миллиардов лет. После завершения этого срока наступит следующий этап ее эволюции. По мере того, как Солнце расходует запасы своего водородного топлива, оно становится все горячее, а его светимость увеличивается. К тому моменту, когда Солнце отметит свой 5,6 миллиардный день рождения, оно будет в 11 раз ярче, чем сегодня.

Ничто во Вселенной не вечно, тем более звезды

Исследователи полагают, что уже к этому моменту на нашей планете либо произойдет кардинальное изменение жизни, либо она и вовсе исчезнет. Вообще, некоторые ученые считают, что человеческая цивилизация погибнет задолго до того, как Солнце превратится в красного гиганта. Подробнее об этом я рассказывала в предыдущей статье.

История создания

История создания конвертоплана берёт свое начало в 1980-х годах, когда Министерство Обороны США начало искать альтернативу обычным самолётам вертикального взлёта/посадки. Несмотря на то, что такой тип самолётов получил широкое распространение в ряде стран, в том числе СССР и США, к работе данных самолётов имелся ряд претензий, так как эти машины были сложны в освоении и пилотировании, опасны и неустойчивы, а также обладали достаточно большим расходом топлива, которое при сгорании разрушало взлётно-посадочные полосы.

На замену самолётам вертикального взлёта и посадки было решено разработать боевой конвертоплан, так как некоторые авиастроительные корпорации уже имели некоторый опыт в строительстве данного типа самолётов. Использовать конвертопланы планировалось в морской пехоте, военно-морских силах , и в военно-воздушных силах США.

Основными конструкторами и разработчиками назначили фирму Bell Helicopter и подразделение Boeing, отвечающее за разработку вертолетов (Boeing Rotorcraft Systems). Проектирование Bell-Boeing V-22 «Osprey» было начато в 1986 году.

Солнце как красный гигант

Жизненный цикл Солнца

В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, 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 превращение гелия 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. По наиболее вероятному сценарию орбита Земли будет находиться чуть дальше внешних оболочек Солнца и непосредственно расширением не будет задета, но из-за приливного воздействия постепенно (в течение 108 лет) будет приближаться к Солнцу и в итоге всё равно будет поглощена им. Но даже если из-за постепенной потери массы Солнцем в результате излучения и солнечного ветра Земля перейдёт на более высокую орбиту, то будет разогрета настолько, что никаких шансов на сохранение жизни не останется. Океаны Земли испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет, как из-за постепенного увеличения яркости Солнца, так и по причине .

На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 108 лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысяч лет, а белый карлик будет остывать в течение 1010 — 1020 лет.

Ссылки

Что будет, когда Солнце превратится в красного гиганта

А что ожидает нашу звезду? Когда Солнце станет красным гигантом, и какие последствия это будет иметь для Земли и остальных планет?

Сейчас Солнце находится в «расцвете лет» – его возраст можно назвать средним. Он составляет примерно 4,57 млрд лет, и до финальной стадии нашей звезде еще очень далеко. Еще минимум 5 млрд лет она будет радовать нас теплом и светом, постепенно выжигая водородное топливо.

Каждые 100 миллионов лет его светимость будет увеличиваться на один процент. В будущем это, скорее всего, станет серьезной проблемой, так как вместе со светимостью будет расти и поток тепловой энергии, выделяемый нашим светилом. Вероятно, перед нашими далекими потомками встанет проблема парникового эффекта, аналогичного тому, что действует на Венере в наши дни.

Превращение Солнца в красный гигант приведет к гибели Земли

После выгорания водорода, в центре звезды образуется ядро из гелия, который позже начнет сливаться в углерод. Для планет и других объектов нашей системы эти метаморфозы будут иметь самые печальные последствия: звезда увеличится практически до орбиты нашей планеты (в двести раз), поглотив Венеру и Меркурий. Астероиды оплавятся и потеряют свои летучие компоненты. В момент своего максимального расширения Солнце будет иметь радиус в 256 раз больше, чем сегодня. При этом оно будет стремительно терять массу из-за «звездного ветра». К моменту достижения земной орбиты наша звезда ежегодно будет лишаться 4,9 х 1020 тонн всего веса. За счет этого вещества могут значительно «набрать вес» планеты — газовые гиганты: Юпитер, Нептун и Сатурн. Правда, при этом они гарантированно лишатся колец и лун.

Любопытные метаморфозы ожидают Солнечную систему. Расширение звезды не только поглотит ближайшие к ней планеты, но и сдвинет зону обитаемости – теперь она будет простираться вплоть до пояса Койпера. Его объекты будут получать столько света и тепла, сколько сегодня достается нашей планете. Миры, скованные льдом на протяжении миллиардов лет, наконец-то дождутся тепла. Жидкая вода появится даже за орбитой Плутона, однако, до нее все превратится в безжизненную и выжженную пустыню.

Продлится все это буйство недолго – в стадии гиганта Солнце пробудет всего сто миллионов лет. После этого на его месте образуется туманность, в центре которой будет находиться белый карлик. Его притяжение уже не сможет удерживать планеты на их орбитах, что приведет к их столкновениям и образованию огромного количества астероидов.

Автор статьи:
Никифоров Владислав

Наблюдаемые характеристики

Эволюционные треки звёзд различных масс при образовании красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной m≥MV≥−3m{\displaystyle 0^{m}\geq M_{V}\geq -3^{m}}. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (T_ph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106L_⊙, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Примечания[править | править код]

Комментарии

1. Часто употребляемое выражение. Не имеет прямого отношения к возрасту, а определяет лишь место в ряду спектральных классов.

Источники

1. Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. Introductory Astronomy & Astrophysics (англ.). — 4th Ed.. — Saunders College Publishing (англ.)русск., 1998. — P. 321—322. — ISBN 0-03-006228-4.
2. . HyperPhysics (hosted by the Department of Physics and Astronomy of Georgia State University). Дата обращения: 29 декабря 2006.
3. Strobel, Nick . Lives and Deaths of Stars (2 июня 2004). Дата обращения: 29 декабря 2006.
4. . Дата обращения: 29 декабря 2006.
5. , p. 142
6. , p. 114
7. Леонид Попов. . Membrana.ru. Дата обращения: 5 марта 2013.

Солнце как красный гигант

Жизненный цикл Солнца

В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, 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 превращение гелия 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. По наиболее вероятному сценарию орбита Земли будет находиться чуть дальше внешних оболочек Солнца и непосредственно расширением не будет задета, но из-за приливного воздействия постепенно (в течение 108 лет) будет приближаться к Солнцу и в итоге всё равно будет поглощена им. Но даже если из-за постепенной потери массы Солнцем в результате излучения и солнечного ветра Земля перейдёт на более высокую орбиту, то будет разогрета настолько, что никаких шансов на сохранение жизни не останется. Океаны Земли испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет, как из-за постепенного увеличения яркости Солнца, так и по причине .

На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 108 лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысяч лет, а белый карлик будет остывать в течение 1010 — 1020 лет.

Красные гиганты — переменные звёзды[править | править код]

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).

Примечания

Наблюдаемые характеристики[править | править код]

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной . Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (T_ph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать , так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.