Жизненный цикл солнца более длительный чем звезды возничего

На рисунке представлена диаграмма Герцшпрунга — Рассела.

Выберите два утверждения о звездах, которые соответствуют диаграмме.

1) Звезда Бетельгейзе относится к сверхгигантам, поскольку её радиус почти в 1000 раз превышает радиус Солнца.

2) «Жизненный цикл» звезды спектрального класса К главной последовательности более короткий, чем звезды спектрального класса В главной последовательности.

3) Звёзды-сверхгиганты имеют очень большую среднюю плотность.

4) Звезда Денеб имеет температуру поверхности 8550 К и относится к звездам спектрального класса М.

5) Звезда 40 Эридана В относится к белым карликам, поскольку её диаметр составляет 0,014 диаметра Солнца и ее спектральный класс A.

1) Линия на диаграмме, соответствующая 1000 солнечных диаметров, находится в области сверхгигантов. Бетельгейзе относится к сверхгигантам.

Утверждение 1 верно.

2) Из диаграммы видно, что звезда спектрального класса К главной последовательности имеет сравнимую с солнечной светимость (10 0 ), а светимость звезды спектрального класса В главной последовательности в тысячи (10 3 ) раз превышает солнечную. Значит, звезда спектрального класса B быстрее тратит свою внутреннюю энергию и имеет более короткий «жизненный цикл».

Утверждение 2 неверно.

3) Как видно из диаграммы сверхгиганты имеют диаметры равные 100 — 1000 солнечным диаметрам. Это значит, их объёмы миллионы и миллиарды раз превышают объём Солнца. При массе в десятки и сотни масс Солнца сверхгиганты имеют очень низкие средние плотности.

Утверждение 3 неверно.

4) К спектральному классу М относятся звёзды с температурой 2000 — 3500 К. Денеб с температурой поверхности 8550 К относится к спектральному классу A.

Утверждение 4 неверно.

5) Из диаграммы видно, что обладающая указанными характеристиками звезда 40 Эридана В относится к белым карликам.

Источник

Жизненный цикл солнца более длительный чем звезды возничего

Текущий возраст Солнца (точнее — время его существования на главной последовательности), оценённый с помощью компьютерных моделей звёздной эволюции, равен приблизительно 4,57 млрд лет.

Считается, что Солнце сформировалось примерно 4,59 млрд лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения типа T Тельца.

Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла. На современном этапе в солнечном ядре идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 млн тонн вещества превращается в лучистую энергию, в результате чего генерируется солнечное излучение и поток солнечных нейтрино.

По мере того, как Солнце постепенно расходует запасы своего водородного горючего, оно становится всё горячее, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается. Спустя 1,1 млрд лет с настоящего времени наше дневное светило будет ярче на 11 %, чем сейчас. Увеличение светимости Солнца в этот период таково, что поверхность Земли будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в её современном понимании. Несмотря на это, она может остаться в океанах[23] и полярных областях. По мнению профессора Пенсильванского университета Дж. Кастинга, исчезновение жизни из-за повышения температуры, вызванным увеличением яркости Солнца[25], возможно ещё до стадии красного гиганта, через 1 миллиард лет.

Через 3,5 млрд лет яркость Солнца возрастёт на 40 %. К тому времени условия на Земле будут подобны условиям на Венере сегодня: вода с поверхности планеты исчезнет полностью и улетучится в космос. Эта катастрофа приведёт к окончательному уничтожению всех форм жизни на Земле. По мере того, как водородное топливо в солнечном ядре будет выгорать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро — сжиматься и нагреваться.

Спустя 7-7,05 млрд (с настоящего времени) Солнце станет субгигантом. На этой фазе, согласно одной из моделей, Солнце увеличится в диаметре в с 1,6 до 2,3 R☉, а его температура упадёт с 5500 K до 4900 K.

Приблизительно через 7,6-7,8 миллиардов лет ядро Солнца разогреется настолько, что запустит процесс горения водорода в окружающей его оболочке. Это повлечёт за собой бурное расширение внешних оболочек светила, и таким образом Солнце станет красным гигантом. В этой фазе радиус Солнца увеличится в 256 раз по сравнению с современным. Расширение звезды приведёт к сильному увеличению её светимости: в 2714 раз; и охлаждению поверхности до 2650 К. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что ещё до этого момента потеря Солнцем более 28 % его массы приведёт к тому, что Земля перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту и, таким образом, избежит поглощения внешними слоями солнечной плазмы. Хотя исследования 2008 года показывают, что Земля скорее всего всё-таки будет поглощена Солнцем вследствие приливных взаимодействий с его внешней оболочко. Даже если наша планета избежит поглощения Солнцем, вся вода на ней перейдёт в газообразное состояние, а её атмосфера будет сорвана сильнейшим солнечным ветром.

Данная фаза существования Солнца продлится около десяти миллионов лет. Когда температура в ядре достигнет 100 млн К, произойдёт гелиевая вспышка, и начнётся термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия. Солнце, получившее новый источник энергии, уменьшится в размере до 9,5 R☉. Спустя 100-110 млн лет, когда запасы гелия иссякнут, повторится бурное расширение внешних оболочек звезды, и она снова станет красным гигантом. Этот период существования Солнца будет сопровождаться мощными вспышками, временами его светимость будет превышать современный уровень в 5200 раз. Это будет происходить от того, что в термоядерную реакцию будут вступать ранее не затронутые остатки гелия. В таком состоянии Солнце просуществует около 20 млн лет.

Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывом сверхновой. После того как Солнце пройдёт фазу красного гиганта, термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана, и из неё образуется планетарная туманность. В центре этой туманности останется сформированный из ядра Солнца белый карлик, очень горячий и плотный объект, но размером только с Землю. Изначально этот белый карлик будет иметь температуру поверхности 120 000 К и светимость 3500 солнечных, но в течение многих миллионов и миллиардов лет будет остывать и угасать. Данный жизненный цикл считается типичным для звёзд малой и средней массы.

Источник

Жизненный цикл солнца

Солнце является молодой звездой третьего поколения (популяции I) с высоким содержанием металлов, то есть оно образовалось из останков звёзд первого и второго поколений (соответственно популяций III и II). Текущий возраст Солнца (точнее время его существования на главной последовательности), оценённый с помощью компьютерных моделей звёздной эволюции, равен приблизительно 4,5 млрд лет.
Считается, что Солнце сформировалось примерно 4,5 млрд лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения типа T Тельца. Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла. На современном этапе в солнечном ядре идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 млн тонн вещества превращается в лучистую энергию, в результате чего генерируется солнечное излучение и поток солнечных нейтрино. По мере того, как Солнце постепенно расходует запасы своего водородного горючего, оно становится всё горячее, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается.

К возрасту 5,6 млрд лет, через 1,1 млрд лет от настоящего времени, наше дневное светило будет ярче на 11 %, чем сейчас. Уже в этот период, ещё до стадии красного гиганта, возможно исчезновение жизни из-за повышения температуры поверхности Земли, вызванного увеличением яркости Солнца и парникового эффекта, индуцированного парами воды. К этому моменту Солнце достигнет максимальной поверхностной температуры (5800 К) за всё своё время эволюции в прошлом и будущем вплоть до фазы белого карлика; на следующих стадиях температура фотосферы будет меньше. Несмотря на прекращение жизни в её современном понимании, жизнь может остаться в океанах.

К возрасту 8 млрд лет (через 3,5 млрд лет от настоящего времени) яркость Солнца возрастёт на 40 %. К тому времени условия на Земле будут подобны условиям на Венере сегодня: вода с поверхности планеты исчезнет полностью и улетучится в космос. Эта катастрофа приведёт к окончательному уничтожению всех форм жизни на Земле. По мере того как водородное топливо в солнечном ядре будет выгорать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро — сжиматься и нагреваться.

К возрасту 10,9 млрд лет (6,4 млрд лет от настоящего времени), водород в ядре кончится, а образовавшийся из него гелий, ещё неспособный в этих условиях к термоядерному горению, станет сжиматься и уплотняться ввиду прекращения ранее поддерживавшего его «на весу» потока энергии из центра. Горение водорода будет продолжаться в тонком внешнем слое ядра. На этой стадии радиус Солнца увеличится в 1,59 раз, а светимость будет в 2,21 раза больше современной. В течение следующих 0,7 млрд лет Солнце будет относительно быстро расширяться (до 2,3 раз), сохраняя почти постоянную светимость, а его температура упадёт с 5500 K до 4900 K. В конце этой фазы, достигнув возраста 11,6 млрд лет (через 7 млрд лет от настоящего времени) Солнце станет субгигантом.

К возрасту 12,2 млрд лет, приблизительно через 7,6-7,8 миллиардов лет ядро Солнца разогреется настолько, что запустит процесс горения водорода в окружающей его оболочке. Это повлечёт за собой бурное расширение внешних оболочек светила, и таким образом Солнце покинет главную последовательность, на которой оно находилось почти с момента своего рождения, и станет красным гигантом. В этой фазе радиус Солнца увеличится в 256 раз по сравнению с современным. Расширение звезды приведёт к сильному увеличению её светимости (в 2700 раз) и охлаждению поверхности до 2650 К. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что ещё до этого момента из-за усиления солнечного ветра вследствие многократного увеличения площади поверхности Солнце потеряет более 28 % своей массы, что приведёт к тому, что Земля перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту и, таким образом, избежит поглощения внешними слоями солнечной плазмы. Хотя Земля, скорее всего, всё-таки будет поглощена Солнцем вследствие замедления вращения Солнца и последующих приливных взаимодействий с его внешней оболочкой, которые приведут к приближению орбиты Земли обратно к Солнцу. Даже если наша планета избежит поглощения Солнцем, вся вода на ней перейдёт в газообразное состояние, а её атмосфера будет сорвана сильнейшим солнечным ветром.

Данная фаза существования Солнца продлится лишь около десяти миллионов лет. Когда температура в ядре достигнет 100 млн К, произойдёт гелиевая вспышка, и начнётся термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия. Солнце, получившее новый источник энергии, уменьшится в размере до 9,5 современных размеров солнца. Спустя 100—110 млн лет, когда запасы гелия иссякнут, повторится бурное расширение внешних оболочек звезды, и она снова станет красным гигантом. Этот период существования Солнца будет сопровождаться мощными вспышками, временами его светимость будет превышать современный уровень в 5200 раз. Это будет происходить от того, что в термоядерную реакцию будут вступать ранее не затронутые остатки гелия. В таком состоянии Солнце просуществует около 20 млн лет.

Источник

Как выглядит жизненный цикл звезды?

Когда вы смотрите на ночное небо, вы видите тысячи звезд. Наше собственное Солнце — желтая карликовая звезда в середине своего жизненного цикла. Как они все туда попали? Вот более пристальный взгляд на жизненный цикл звезды, и как размер и масса одного из этих звездных тел влияют на ее существование.

В начале

В отличие от популярных СМИ, звезды не просто появляются полностью сформированными с серией планет, окружающих их. Этот процесс занимает миллионы или даже миллиарды лет, и все это начинается с облака межзвездного газа.

Каждая звезда на небе начинала свою жизнь как туманность, которая представляет собой облако газа и пыли. Эти туманности в основном состоят из водорода и гелия, а также некоторых других микроэлементов. Со временем облако начнет вращаться, развивая центр тяжести и притягивая все в туманности к этой точке. Гравитация продолжает расти и усиливаться до тех пор, пока в решающий момент давление не приведет к коллапсу ядра молекул водорода и гелия в процессе, называемом ядерным синтезом.

Звезды, которые начинают формироваться, но не имеют достаточного тепла и давления, чтобы вызвать ядерное деление, известны как коричневые карлики. Их масса примерно вдвое больше массы Юпитера, но с Земли они видны только в инфракрасные телескопы.

Как только происходит слияние, рождается звезда — но что происходит после этого?

Жизненный цикл звезды

Прежде чем мы перейдем к тому, что происходит с каждым типом звезды в течение ее жизни, необходимо коснуться одного важного момента. Существует прямая связь между массой звезды и ее долголетием.

Массивные звезды могут иметь больше водорода, но они прожигают его быстрее, чем более мелкие, чтобы поддерживать свои большие размеры. Маленькие звезды не должны гореть так ярко, поэтому они живут дольше.

Это все относительно, так как средняя продолжительность жизни звезды исчисляется миллиардами лет. Нашей родной звезде 4,603 миллиарда лет, и, вероятно, у нее достаточно водорода, чтобы гореть еще 5 миллиардов лет. Как это отношение массы к продолжительности жизни влияет на различные типы звезд?

Звезды O- и B-класса

Звезды O — и B-класса являются одними из самых больших, которые вы увидите в ночном небе. Вы можете разбить их продолжительность жизни на пять этапов.

Первая стадия происходит сразу после первого слияния, которое дает рождение этому новому небесному телу. И гелий, и водород существуют внутри звезды, но в настоящий момент она только сжигает водород. На этом этапе он известен как звезда главной последовательности, и это, вероятно, самая стабильная часть его жизненного цикла.

Как только водород заканчивается, звезда переходит во вторую стадию. На протяжении миллионов или миллиардов лет ядро теряет стабильность. Хотя гелий горюч, звезда его не сжигает. Вместо этого, эта нестабильность заставляет гелий сливаться с углеродом, который смешивается с такими элементами, как железо, сера и неон. В этот момент ядро также превращается в железо, в то время как внешняя гелиевая оболочка звезды начинает расширяться.

Третья стадия длится около миллиона лет и включает серию ядерных реакций, которые образуют больше оболочек вокруг железного ядра звезды.

Четвертая стадия — это самое взрывоопасное время в жизненном цикле звезды. В какой-то момент ядро обрушится само на себя и создаст массивную ударную волну, называемую сверхновой. То, что останется от звезды, будет расширяться во всех направлениях, уничтожая все, что находится на ее пути.

С этой точки зрения есть два различных способа, которыми звезда с большой массой может войти в пятую стадию. Если оставшийся материал в 1,5-3 раза больше нашего Солнца, он снова схлопнется и превратится в нейтронную звезду. Если он больше этого, то, что осталось от звезды, вместо этого станет черной дырой.

Звезды К- и М-класса

Звезды с низкой массой необязательно маленькие. Используя наше Солнце для сравнения размеров, большинство звезд с низкой массой составляют примерно 1,4 солнечных единицы — или 1,4 раза больше нашего Солнца. Хотя они могут быть больше, они значительно легче по весу, чем звезды класса G, такие, как наше Солнце.

Начало жизни звезды с малой массой похоже на жизнь с высокой и средней массой: она образуется из пылевого облака, инициирует ядерный синтез и горит как часть главной последовательности в течение миллиардов лет. Как только у этих звезд истощается водород, ядро начинает разрушаться, становясь более горячим и плотным с течением миллионов лет. В конце концов, это ядро достигнет температуры примерно 100 миллионов градусов Кельвина, где молекулы гелия начинают сливаться с углеродом. Внешность звезды темнеет до красного, становясь красным гигантом по мере расширения.

Как это происходит, происходит гелиевая вспышка. Это заставляет внешнюю часть звезды расширяться и слегка охлаждает ядро. Она проходит через этот цикл несколько раз, нагреваясь и охлаждаясь, когда внешняя оболочка расширяется и сжимается. Вот тут-то и начинается самое интересное.

Вместо того чтобы взорваться как звезда с высокой массой, она в конце концов теряет сцепление, так как гравитация больше не может сдерживать внешние слои. Она становится так называемой планетарной туманностью.

Как только это произойдет, все, что осталось, — это ядро звезды, которая продолжает гореть как белый карлик. Когда у него кончается топливо, оно в конечном итоге темнеет до черного карлика.

Звезды G-класса

Мы все хорошо знакомы со звездами G-класса — наше солнце — одна из них. Сейчас это главная звезда последовательности, в середине своего жизненного цикла. Она стабильна, кроме случайной вспышки Солнца или выброса корональной массы, и обеспечивает нашу планету теплом и светом, которые ей необходимы, чтобы выжить.

Судьба звезды средней массы, подобной нашему солнцу, похожа на судьбу звезд низкой массы. Он начнет расширяться в красного гиганта — и, вероятно, поглотит нашу планету, а затем в конечном итоге превратится в планетарную туманность, оставив позади белого карлика.

Конец жизни на Земле

Хотя наше Солнце уже немолодо, с астрономической точки зрения, вам не нужно беспокоиться о том, что оно станет красным гигантом во время вашей жизни или жизни ваших детей. Мы, вероятно, получим еще 5 миллиардов лет жизни. К тому времени мы, вероятно, сами окажемся среди звезд, и наша родная планета превратится в далекое воспоминание.

Источник