Как называется звезда прошедшая стадию красного гиганта


В посте:

Летом 2021 года NASA должно выбрать следующую исследовательскую миссию, которая будет профинансирована по программе Discovery.

Думаю, многим будет интересно, что вообще такое — программа Discovery, какие еще есть в программы в NASA, и вообще, чем занимается сегодня NASA, кроме как МКС, работой с частниками вроде SpaceX или Boeing, или до этого покупок мест на «Союзах».  Потому что к сожалению, в общественности сформировалось устойчивое мнение, что дни NASA — это дни Аполлонов, Вояджеров, Хаббла, и Шаттлов, а теперь они «уже не те», денег не получают, будущее только за частниками, итд.

В NASA есть три уровня миссий по исследованию дальнего космоса (за пределами земной орбиты, и не считая пилотируемой космонавтики):

1. Flagship: Самые сложные и дорогие. Сегодня почти весь бюджет этой программы продолжает кушать James Webb Space Telescope. Очень надеемся, что он все-таки будет доделан до конца и не взорвется на старте.


Другие миссии этой программы:

* Ровер Curiosity на Марс

* Зонд и аппарат Cassini-Huygens на Сатурн и поверхность Титана

* Рентгеновский телескоп Чандра

* Обсерватория гамма-лучей Compton

* Телескоп Спитцер

В будущем, в этой программе продолжается упор на другие космические обсерватории, так как на сегодняшний день, именно космические телескопы дают максимальную ценность для науки. Кроме этого, разрабатывается ровер Perseverance (та же модель, что Curiosity), и изучаются проекты по посадке на спутник Юпитера Европу, где есть жидкая вода и теоретически может быть жизнь.

2. New Frontiers: Миссии среднего уровня по бюджету и времени. Например:

* Зонд New Horizons на Плутон, Харон, и недавно, Ultima Thule

* Зонд Parker Probe к Солнцу

* Зонд Juno на Юпитер

* Аппарат OSIRIS для возврата материала с астероида

В будущем, одна из наиболее интересных миссий: Вертолет Dragonfly на Титан. В других перспективах — возврат материала с комет, посадочный аппарат на Энцелад, исследование южного полюса Луны, посадочный аппарат на Венеру (до сих пор на Венеру садились только аппараты СССР).

3. Discovery (о чем речь в посте-оригинале). Наиболее бюджетные миссии, но далеко не самые бесполезные. Просто в этой программе упор на скорость разработки и максимальный оборот. В прошлом и настоящем:


* Зонд-таран Deep Impact на комету Tempel 1

* Зонд MESSENGER к Меркурию

* Аппарат GENESIS для сборки космической пыли

* Зонд Dawn к Церере и другим объектам пояса астероидов

* Телескоп Kepler для изучения экзопланет

* Зонд GRAIL для изучения гравитации Луны

* Аппарат InSight на поверхность Марса
* Зонд Lunar Reconnaissance Orbiter для поиска подходящих лунных посадочных мест для будущих пилотируемых миссий

В будущем — упомянутая в посте-оригинале миссия к Тритону, и другие проекты — например, к троянским астероидам Юпитера.

Причем, (1) это все лишь за последние 20 лет, то есть уже позже Вояджеров и Хаббла, и (2) список не исчерпывающий, например, роверы Spirit и Opportunity разрабатывались отдельно от всех трех программ, и не упомянуты многие другие миссии, особенно те, что еще в процессе разработки.

За каждой, даже самой дешевой, из этих миссий, стоят как минимум сотни людей и миллионы долларов. И это все не считая земных спутников, частичной поддержки МКС и научных экспериментов на ней, пилотируемой космонавтики, работы с частниками, обслуживанием космодромов и инфраструктуры, разработки и обслуживанием наземных обсерваторий и станций (например, Deep Space Network), управлением и регуляцией, да и всем другим, чем занимается NASA.

Так что «хоронящим NASA»: частники и международное участие — это очень хорошо и правильно, но не стоит забывать, что NASA до сих пор выполняет львиную долю космических исследований.

Источник: pikabu.ru

Астрономия для любителей Объекты во вселенной Виды звезд


Виды звезд

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы дадим классификацию основных видов звезд.

Одной из классификаций звезд является спектральная классификация. Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру. Спектральная классификация звезд служит многим задачам звездной астрономии и астрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет оценить важные астрофизические характеристики звезды, такие как эффективная температура ее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химического состава.

Некоторые звезды не попадают ни в один из перечисленных спектров. Такие звезды называют пекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O—B—A—F—G—K—M. Хотя зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и гало Галактики). В частности, к звездам с пекулярными спектрами относятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов.


Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Виды звезд

Хорошо разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910 независимо друг от друга исследователями Э. Герцшпрунгом и Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствует современным представлениям о звездной эволюции.

Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Желтый карлик


Виды звезд

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.

Звезда может называться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает гравитационную энергию, выделяющуюся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга-Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Источник: www.astrotime.ru

Что мы знаем о звездах?


К началу ХХ века физики научились определять температуру звезды по спектру излучения. Звезда излучает почти как абсолютно черное тело, и, значит, ее поверхностную температуру можно определить при помощи формулы Планка. Измерить подобным же образом внутреннюю температуру звезды мы не можем, но есть простой способ примерно ее оценить. Если предположить, что звезда находится в гидростатическом равновесии, а это весьма логичное предположение, ее внутреннее строение будет описываться довольно простыми формулами, которые позволяют посчитать центральную температуру. При этом не надо знать ничего ни про термоядерные реакции, ни про какие-либо другие особенности звезды. Просто считаем ее газовым шаром известной массы и радиуса, который находится в гидростатическом равновесии, — и все, этого достаточно, чтобы посчитать температуру в ее центре.

Вторым важным параметром звезды, который можно определить из наблюдений, является светимость, то есть полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени. Чтобы оценить светимость, нужно узнать расстояние до звезды или сравнить ее с каким-нибудь эталоном, например со звездой того же спектрального класса, расстояние до которой известно.

Источник: postnauka.ru

Как появляются звезды-гиганты или немного о небесной эволюции


Астрономам известно множество звезд различных типов: горячих и холодных, больших и маленьких. Для классификации этих небесных объектов используются их абсолютные величины и спектральные характеристики. Спектр дает представление не только о температуре, но и о химическом составе небесного объекта.

В 1910 году ученые Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел, независимо друг от друга разработали диаграмму, значительно упрощающую классификацию звездных объектов и дающую четкое представление об этапах их развития. Кроме того, она наглядно демонстрирует взаимную зависимость спектрального класса, звездной величины и светимости.

Звезды расположены на данной диаграмме не хаотично, а образуют четко выраженные участки. 90% от их общего количества находятся в области, которую называют главной последовательностью. Кроме нее, на диаграмме существует область красных гигантов и сверхгигантов, в которой расположены светила, находящиеся на завершающем этапе своей эволюции.

Данный феномен очень просто объяснить: большую часть жизни звезда получает энергию от реакций, протекающих в ее центральной области. Это протон-протонный цикл, а для массивных звезд — CNO-цикл. После прекращения термоядерных реакций формируется гелиевое ядро, и звезда становится красным гигантом.

Дальнейшая судьба светила зависит от его массы. Если она меньше десяти солнечных, то звезда превращается в красного гиганта, а затем в сверхгиганта, но если больше, то сразу в сверхгиганта. Существует и промежуточный этап – стадия субгиганта, во время которой горение гелия еще не началось, а слияние в ядре водорода уже не происходит.

Но и это еще не финал. Стадия красного гиганта относительно коротка: она занимает примерно десятую часть от общего времени существования светила.

«Юные» гиганты


Объекты в процессе звездной эволюции могут достигать поздних спектральных классов не только на завершающих этапах своей жизни. Образование красного гиганта возможно и в начальный период звездообразования. На этом этапе излучение происходит за счет энергии гравитации, которая образуется при сжатии объекта. Продолжительность данной фазы находится в прямой зависимости от размера и массы звезды: если она больше десяти солнечных масс, то стадия красного гиганта продолжается примерно 103 лет, а для небольших звезд он составляет приблизительно 108 года.

Сжатие уменьшает площадь и повышает ее температуру, что существенно снижает светимость. В конце концов, в недрах объекта зажигаются термоядерные реакции, и молодая звезда выходит на главную последовательность. Несмотря на большое сходство между «юными» и «пожилыми» гигантами, астрономы обычно применяют подобное обозначение для объектов, которые в процессе своей эволюции дошли до поздних этапов. Объекты в период звездообразования обобщенно называются протозвездами. Примером может служить Т Тельца.


Описание и общие характеристики

Красные гиганты – это звезды, относящиеся к спектральным классам К и М, с классом светимости III. Их абсолютная звездная величина составляет 0m ≥ Mv ≥ -3m. Температура поверхности подобных объектов невелика – она не превышает 5 тыс. K, однако, внушительные размеры делают их весьма заметными на небосклоне. Характерный радиус подобных объектов в 100-800 раз превосходит солнечный, по площади поверхности они в 104-106 раза больше нашей звезды. Именно сочетание большой светимости и невысокой температуры является основной характеристикой красных гигантов.

Температура оболочки звезд этого класса приблизительно равна уровню нагрева нити лампы накаливания, поэтому их свет ближе не к красному, а к желтому или охристому цвету. Характерной особенностью является присутствие в спектре излучений металлов и молекулярных полос: сравнительно небольшая температура фотосферы позволяет молекулам сохранять устойчивость.

Плотность красных гигантов относительно мала – иногда она меньше в несколько миллионов раз, чем у солнечного вещества. Звезды этого класса имеют горячее плотное ядро и очень обширную оболочку. На небольшое ядро приходится приблизительно 10% от общего веса объекта. Такое строение приводит к значительному истечению вещества и стремительному уменьшению массы. В год она может достигать 10−6—10−5 M☉.

Данному процессу способствует ряд обстоятельств:


  • Значительная протяженность оболочек гигантов и их высокая светимость практически выравнивает силу тяготения и давление в фотосфере, что приводит к истечению вещества;
  • Оболочки, которые лежат ниже, слабо прозрачны для электромагнитного излучения, что запускает механизм энергопереноса, основанный на конвекции;
  • Из-за большой протяженности начинаются колебательные процессы, которые нередко изменяют тепловой режим. Сегодня астрономы имеют фотографии туманностей, доказывающие наличие подобных колебаний.

На первом этапе после исчерпания водорода формируется гелиевое ядро, которое не принимает участия в термоядерных реакциях – горение водорода продолжается в слое, окружающем его. Когда температура достигает значения 2*108 К, стартует слияние гелия (тройной альфа-процесс) с образованием углерода. После выгорания гелия, в недрах звезды формируется кислородно-углеродное ядро с вырожденным веществом и двумя неустойчивыми слоями горения: гелия, который находится ближе к центру, и водорода, расположенного в более внешней оболочке ядра. У небольших звезд горение гелия может происходить очень активно.

В результате вышеописанных метаморфоз масса звездного ядра увеличивается, повышается его температура, оно сжимается. У красных гигантов с небольшими массами, ядра не доходят до стадии возгорания углерода, и в конце своей эволюции они превращаются в белые карлики. В ядрах более тяжелых объектов проходят стадии выгорания целого ряда элементов. У них процессы нуклеосинтеза завершаются формированием ядер из железа.

Среди красных гигантов и сверхгигантов имеются переменные звезды, которые под действием тех или иных физических процессов меняют яркость. Причем эти изменения могут носить как периодический, так и непериодический характер. В качестве примера можно привести мириды, период пульсаций которых составляет от нескольких суток до двух-трех лет.

Источник: MilitaryArms.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.