¿Qué estrella es más fría? ¿Por qué las estrellas son de colores? Estrellas frías y calientes

"Sol frío con una fotosfera caliente

El mecanismo de la gravedad"

Todos los pueblos, en todo momento, se han vuelto con gratitud al Sol, el eterno y gratuito dador de calor y luz. Gran M.V. Lomonósov, hablando del Sol, lo llamó “un océano eternamente ardiendo; allí giran torbellinos de fuego...”. Pero ¿cómo funciona este Sol? ¿Por qué, hace miles de millones de años, se creó una energía tan colosal por una estrella alrededor de la cual se encuentra el frío eterno del Universo? Además, hay miles de millones de estrellas sólo en nuestra Galaxia, y hay miles de millones de galaxias en el Universo.

Se sabe que hace 450 años el gran astrónomo y físico Johannes Kepler creía que “las estrellas están congeladas en un sólido inmóvil de hielo”. El famoso astrónomo y científico W. Herschel (1738 - 1822) creó en 1795 una teoría de la estructura del Sol, que fue ampliamente aceptada durante más de un siglo. Según esta teoría, “el Sol en sí es un cuerpo frío, sólido y oscuro, rodeado por dos capas de nubes, de las cuales, la fotosfera, es extremadamente caliente y brillante. La capa interna de nubes, como una especie de pantalla, protege el núcleo central de los efectos del calor”. La teoría de un Sol frío con una fotosfera caliente pudo desarrollarse con éxito más tarde y establecerse gradualmente mediante pruebas y descubrimientos indiscutibles posteriores.

Y uno de los primeros en dar un paso en esta dirección fue D.I. Mendeleev. En su obra (“Un intento de comprensión química del éter mundial”, 1905), informó: “No se puede imaginar que el problema de la gravitación y los problemas de toda la energía puedan resolverse realmente sin una comprensión real del éter como un Medio mundial que transmite energía a distancias. No se puede lograr una comprensión real del éter ignorando su química y no considerándolo una sustancia elemental”. “El elemento “y” (Coronius), sin embargo, es necesario para acercarse mentalmente al elemento “x”, el más importante y, por tanto, el que se mueve más rápidamente, que puede considerarse el éter. Me gustaría llamarlo tentativamente “Newtonium” - en honor a Newton...”

En la revista "Fundamentos de la química" (VIII edición, San Petersburgo, 1906) D.I. Mendeleev (1834 - 1907) publica su destacada tabla: “La tabla periódica de elementos por grupos y series”. Teniendo en cuenta el fundamentalismo de las micropartículas del “éter mundial” en la construcción de los elementos de la materia, Mendeleev introdujo en su mesa en el grupo cero dos micropartículas del “éter mundial” que llenan todo el espacio interestelar: coronio y newtonio. , que participan directamente en los procesos de creación de los elementos de la materia y en el cumplimiento de la "tarea de la gravedad" " Pero tras la muerte de D.I. Las micropartículas fundamentales de Mendeleev, coronio y newtonio, fueron eliminadas de la mesa. Así, se perdió la conexión entre el microcosmos más sutil del espacio interestelar y el macrocosmos circundante, creado a partir de elementos de materia. “Si la temperatura de un sistema en equilibrio cambia, entonces, a medida que aumenta la temperatura, el equilibrio se desplaza hacia el proceso que implica la absorción de calor, y cuando la temperatura disminuye, hacia el proceso que ocurre con la liberación de calor”.

Según la ley de van't Hoff (1852 - 1911): porque El Sol libera calor en la superficie T = 6000K, luego en el interior del Sol debe haber un proceso de disminución de temperatura. ¡Por lo tanto, hay frío dentro del Sol! En la década de 1895, se formuló la ley de equilibrio de Van't Hoff ante cambios de temperatura:

En las primeras décadas del siglo XX, gracias a los trabajos de destacados científicos, se descubrieron las partes constituyentes del átomo: electrón, protón, neutrón. Pero para el mundo científico la cuestión de la misteriosa fuente de energía del Sol aún no estaba clara. En la década de 1920, la física nuclear era todavía joven y sólo daba sus tímidos primeros pasos. Y luego el astrónomo inglés Arthur Eddington (A.S. Eddington) (1882 - 1944) propuso un modelo: el Sol es una bola de gas, donde la temperatura en el centro es tan alta que, debido a la energía nuclear liberada, el brillo del Sol es asegurado. En una reacción termonuclear, cuatro protones (núcleos de hidrógeno) se combinan para formar el núcleo de un átomo de helio, liberando energía térmica. Se sabe que el núcleo de un átomo de helio está formado por dos protones y dos neutrones. Los físicos atómicos se opusieron a la hipótesis de Eddington porque Es muy difícil combinar núcleos de hidrógeno, porque Son protones cargados positivamente que se repelen entre sí. En la década de 1920, este problema era intratable, pero décadas más tarde, con el descubrimiento de la fuerza nuclear fuerte, se creía que las dificultades podían superarse. Si los protones chocan a altas velocidades, pueden acercarse tanto que es posible una fuerza nuclear fuerte y, a pesar de la repulsión electrostática, los protones formarán un núcleo de helio. La temperatura en el centro del Sol es de 15 mil. grados es lo suficientemente alto como para que los núcleos de hidrógeno alcancen altas velocidades a las que es posible su fusión, como argumentó Eddington.

Ha pasado casi un siglo, se han gastado miles de millones de dólares en divisas, pero no ha sido posible crear un reactor terrestre donde la síntesis de núcleos de hidrógeno en un núcleo de helio debería ocurrir a altas temperaturas. La razón principal es ignorar los procesos termodinámicos en la naturaleza circundante, donde el proceso termonuclear frío continúa continuamente.

Es necesario volver a la teoría de V. Herschel: "un Sol frío con una fotosfera caliente", a la ley del equilibrio de temperatura de Van't Hoff, a las micropartículas del espacio interestelar predichas por D.I. Mendeleev, - coronio y newtonio, que participan en la creación de átomos de los elementos de la materia. El espacio interestelar de la galaxia, que es un sistema de temperatura de equilibrio con una temperatura TR = 2,7 K, está lleno de miles de millones de estrellas calientes que giran alrededor del centro de la galaxia. Esto significa que hay una fuerte diferencia de temperatura en la galaxia, y esto crea una fuerza para la transición de micropartículas del espacio interestelar al centro del frío; movimiento, compresión de micropartículas y aumento de temperatura. Formación de protones, átomos de elementos de la materia, estrellas a partir de micropartículas. El Sol, como cualquier estrella, es un motor térmico ideal que irradia calor continuamente hacia el espacio interestelar de la Galaxia. Pero la temperatura del espacio interestelar TR = 2,7 K es constante. En consecuencia, la cantidad de calor que el Sol emite al frío espacio interestelar es la misma cantidad de calor que el Sol recibe en su refrigerador desde el espacio interestelar. Todo este ciclo cerrado del proceso térmico sigue la segunda ley de la termodinámica: la transición del calor a una región fría. El régimen de temperatura del Sol sigue el esquema de funcionamiento de un refrigerador: la relación entre la temperatura de la superficie del Sol Tss = 6000K y la temperatura del sistema solar Tss, donde se expulsa el plasma solar, debe ser igual a la relación de las temperaturas. del sistema Solar Tss a la temperatura del espacio interestelar TR = 2,7 K, donde, en última instancia, el calor del sol es rechazado.

Obtenemos la fórmula: Tps/Tss, = Tss/TR; T2ss = Tps TR; Temperatura del Sistema Solar: Tss = 127,28K

Dado que el Sol es un emisor de calor a través de la fotosfera, entonces debe tener un refrigerador con una temperatura Txc en el centro, ya que el Sol no puede emitir calor sin una reposición constante de calor: partículas de temperatura cósmica, que deben ingresar continuamente al refrigerador de la centro del núcleo del Sol.

Usando una fórmula que toma la forma: Tcc / T R = T R / Txc, se puede determinar Txc, la temperatura del refrigerador en el centro del Sol, lo que permite utilizar el proceso térmico inverso: cuánto calor da el Sol. en TR = 2,7 K - hacia el espacio interestelar de la galaxia a través del campo de salida de temperatura Tcc = 127,28 K, esta es la cantidad de calor que el Sol debería recibir en el refrigerador Tcc desde el espacio interestelar. Determinamos la temperatura del frigorífico en el centro del Sol: Txc = TR 2 / Tcc Txc = (2,7K) 2 / 127,28K = 0,057275K = ~ 0,05728K

La temperatura de entrada del calor espacial al centro frío del Sol y la temperatura de salida del calor desde la superficie del Sol al espacio exterior, a través del campo de temperatura de salida Tcc = 127,28 K, se presentan en el diagrama:

En el frigorífico, las micropartículas T = 2,7 K se rompen en micropartículas con una temperatura igual a las micropartículas del frigorífico T = 0,05727 K con absorción de calor. La presión en el refrigerador aumenta y las micropartículas "sobrantes" se expulsan del refrigerador y se convierten en la base del refrigerador de partículas que, con la ayuda de micropartículas cósmicas, aumenta su masa a un protón, neutrón o átomo en los túneles de grafito de los núcleos interior, central y exterior del Sol. Sin un centro frío en una partícula, la creación, formación de un protón, un átomo o una célula no es posible. Así, se produce un proceso termonuclear frío en el interior del Sol.

La naturaleza crea estructuras del mismo tipo: la vida en una célula y una partícula comienza con micropartículas. Aparece un átomo de una sustancia; El proceso de creación de un átomo se produce sin aumentar la temperatura debido a la entrada de micropartículas cósmicas al refrigerador de partículas.

La liberación de energía solar se produce a través de una onda de choque de protones. El núcleo interno tiene una temperatura de onda de choque de protones T = 2,7 K; núcleo central - T = 127,28K; núcleo exterior - T = 6000K.

Según la fórmula para la igualdad de los macro y micromundos, Mvn = mрСk, donde M es la masa de la onda de choque de protones del Sol;

v es la velocidad de un protón en una onda de choque de protones con una temperatura T = 6000K. n = g = 47,14 m/s2 - aceleración de la expulsión de partículas de la onda de choque de protones; mр - masa de protones;

k = S/sp - coeficiente de relación: el área de la esfera de la onda de choque de protones del Sol S = 4 π R2 al área del protón sp = π r2.

Determinamos el radio de la onda de choque de protones: R = 6,89,108 m.

Dado que se crea una onda de choque de protones con una temperatura T = 6000K en la superficie del núcleo externo, el radio del núcleo es en realidad igual al radio de la onda de choque de protones. El volumen del núcleo externo según la onda de choque de protones es igual a V = 13,7 ,1026 m3

El radio del Sol se determinó a partir de la fotosfera y es Rс = 6,95,108 m. Entonces el volumen del Sol es igual a V = 14.06.1026 m3 Resulta que el 97,45% del volumen total del Sol es un cuerpo frío.

Como ha sucedido más de una vez en la historia, es necesario restablecer la verdad de un fenómeno natural único, que sigue la ley de conservación de la energía: con qué diferencia de temperatura se transfiere calor desde el espacio interestelar al centro frío de la estrella, con Por la misma diferencia de temperatura, la estrella irradia calor al espacio interestelar.

La acción del mecanismo gravitacional sobre el Sol es un proceso continuo que se produce debido a la presión de las micropartículas (sobre cuerpos, partículas) durante su transición termodinámica desde el espacio interestelar "cálido" con una temperatura TR = 2,7 K a la región fría del Sol. centro del Sol Txc = 0,05728 K - refrigerador, campo de salida del núcleo fundamental.

La gravedad en el Sol es igual a: ggr = TR / Txc = 2,7K / 0,05728K = 47,14 En la Tierra, la temperatura del refrigerador es Txz = 0,275K y la gravedad en la Tierra es: ggr = TR / Txc = 2,7K / 0,275 K = 9,81 La liberación de plasma solar (partículas solares T = 6000K: en el campo de temperatura de la Tierra T3 = 26,5K) tiene un coeficiente g = 226; en el campo de temperatura Tα = 21,89 K - entre Marte y Júpiter g = 274. Temperatura media de la corona del Sol: T = 6000 K.274 = 1,65 .106 K Para descartar los planetas gigantes, la temperatura de la corona del Sol: T = ~ 2 mil.deg. Con qué fuerza Fthrus el Sol arroja a los planetas con sus partículas, con la misma fuerza Fthrust los planetas se precipitan hacia el centro frío del Sol: Fthrust = Fthrust

El Sol, el protón, el neutrón, el átomo, tienen centros de frío donde entran micropartículas cósmicas con una temperatura T = 2,47 a lo largo de líneas de fuerza magnética. 10-12 K - Newtons, que unen todo el mundo estelar de la Galaxia, todos los átomos en un solo espacio termodinámico.

Estudio de la radiación ultravioleta del Sol (Internet - foto).

/Foto de la nave espacial ESSA-7 (EE.UU.) 23/11/1968/Investigación de la radiación ultravioleta del Sol (Internet - foto).

El Sol no tiene un núcleo con una temperatura de 15 mil. grados: se trata de una potente radiación de rayos X (consulte la tabla A). En la superficie del Sol, donde T = 6000K, el núcleo oscuro definitivamente estaría resaltado. Pero no está ahí, ver Fig. 1 - 8a.

Se sabe que la agresiva radiación ultravioleta proviene del plasma enrarecido de la corona solar y es retardada por la atmósfera terrestre.

Pero, ¿qué pasará si la radiación de rayos X del núcleo caliente penetra libremente hasta la superficie del planeta? - todo se quemará: el mundo vegetal y viviente estará completamente ausente en la Tierra. Por cierto, una fotografía de la Tierra fue tomada desde el espacio, donde el núcleo sólido de la Tierra se resalta como una mancha oscura en el centro.

La Tierra desde el espacio desde el Polo Norte.

/Foto de la nave espacial ESSA-7 (EE.UU.) 23 de noviembre de 1968/

La relación entre el diámetro de la Tierra y el diámetro del disco oscuro d en el centro del polo, según las dimensiones de la foto: Dз / d = 5,3. Este valor es igual a la relación entre el diámetro real de la Tierra Dз y el diámetro del núcleo sólido dа en el centro del planeta:

Dz/дя = 12,74. 103 kilómetros / 2,4. 103 kilómetros = 5,3.

En consecuencia, el disco oscuro es el núcleo sólido de la Tierra con una onda de choque de protones T = 6000K - el sol de la Tierra, en un contexto de temperatura clara T = 260K de la superficie de la Tierra.

Es necesario restablecer la justicia histórica y brindar a la gente un conocimiento verdadero sobre la teoría de la estructura del Sol. Y no obligue a todos a bailar, como los aborígenes, alrededor de un fuego ardiente: el núcleo caliente del Sol hasta 15 mil. grados, que nunca ha existido en la naturaleza. Es necesario sacudirse, eliminar urgentemente todo lo innecesario y darle a la persona la oportunidad de comprender toda la profundidad del universo de la naturaleza circundante.

El sol es nuestra riqueza, es felicidad, sonrisas, alegría ante los primeros rayos del sol. Y sería justo celebrar un feriado en cada escuela, en cada ciudad, un carnaval bajo el lema: "¡Hola, sol!" . Esta festividad abrirá una nueva era de conocimiento sobre el Sol y cerrará para siempre la página de la injusticia hacia la principal fuente de calor y luz, la Tierra.

Libros usados:

1. Aleksandrov E. En busca de la quinta fuerza. Revista “Ciencia y Vida” N° 1, 1988. 2. Badin Yu. Termodinámica de ondas de choque. El mecanismo de la gravedad. Ed. "Ecología +" San Petersburgo - Togliatti, 2009. 3. Badin Yu El sol es un cuerpo frío con una fotosfera caliente. El mecanismo de la gravedad. Ed. "Ecología +" San Petersburgo - Togliatti, 2015. 4. Byalko A. Nuestro planeta - la Tierra. Ed. "La ciencia". Moscú, 1983 5. Weinberg S. Descubrimiento de partículas subatómicas, Ed. "Mir", Moscú 1986 6. Vorontsov-Velyaminov B. Astronomía. Ed. “Avutarda”, Moscú, 2001. 7. Glinka N. Química general. Editorial Estatal de Química. Moscú, 1956 8. Zharkov V. Estructura interna de la Tierra y los planetas. Ed. Ciencia, Moscú, 1983. 9. Klimishin I. Descubrimiento del Universo. Ed. "Ciencia", Moscú, 1987. 10. Kulikov K., Sidorenkov N. Planeta Tierra. Ed. "Ciencia", Moscú, 1977. 11. Narlikar D. Gravedad sin fórmulas. Ed. "Mundo". Moscú, 1985 12. Rodionov V. El lugar y el papel del éter mundial en la verdadera mesa D.I. Mendeleev. Revista de la Sociedad Rusa de Física (ZHRFM, 2001, 1-12, págs. 37-51) 13. Feynman R. La naturaleza de las leyes físicas. Ed. "Ciencia", Moscú, 1987.

Miembro correspondiente de MANEB Yu. M. Badin, corresponsal propio de "Seven Versts"

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Hay billones de estrellas en el Universo. La mayoría de ellos ni siquiera los vemos, y los que son visibles a nuestros ojos pueden ser brillantes o muy tenues, dependiendo de su tamaño y otras propiedades. ¿Qué sabemos sobre ellos? ¿Qué estrella es la más pequeña? ¿Cuál es el más caliente?

Estrellas y sus variedades.

Nuestro Universo está lleno de objetos interesantes: planetas, estrellas, nebulosas, asteroides, cometas. Las estrellas son enormes bolas de gases. La fuerza de su propia gravedad les ayuda a mantener el equilibrio. Como todos los cuerpos cósmicos, se mueven en el espacio, pero debido a la gran distancia es difícil notarlos.

Las reacciones termonucleares ocurren en el interior de las estrellas, lo que hace que emitan energía y luz. Su brillo varía considerablemente y se mide en magnitudes. En astronomía, cada cantidad corresponde a un número determinado, y cuanto menor es, menor es el brillo de la estrella. La estrella más pequeña en tamaño se llama enana; también hay estrellas normales, gigantes y supergigantes.

Además del brillo, también tienen temperatura, por lo que las estrellas emiten un espectro diferente. Los más calientes son los azules, seguidos (en orden descendente) por el azul, el blanco, el amarillo, el naranja y el rojo. Las estrellas que no se ajustan a ninguno de estos parámetros se denominan peculiares.

Las estrellas más calientes

Cuando hablamos de temperatura de las estrellas, nos referimos a las características superficiales de sus atmósferas. La temperatura interna sólo puede determinarse mediante cálculos. Lo caliente que es una estrella se puede juzgar por su color o clase espectral, que generalmente se designa con las letras O, B, A, F, G, K, M. Cada una de ellas se divide en diez subclases, que se designan con números. de 0 a 9.

La clase O se encuentra entre las más populares. Su temperatura oscila entre 50 y 100 mil grados centígrados. Sin embargo, recientemente los científicos llamaron a la Nebulosa de la Mariposa, cuya temperatura alcanza los 200 mil grados, la estrella más caliente.

Otras estrellas calientes son las supergigantes azules, por ejemplo, Rigel Orionis, Alpha Giraffe, las estrellas frías son enanas de clase M WISE J085510.83-071442 y se consideran las más frías del Universo. La temperatura de la estrella alcanza los -48 grados.

estrellas enanas

Una enana es todo lo contrario de una supergigante, la estrella más pequeña en tamaño. Son pequeños en tamaño y luminosidad, pudiendo incluso ser más pequeños que la Tierra. Las enanas constituyen el 90% de las estrellas de nuestra galaxia. Son significativamente más pequeños que el Sol, sin embargo, son superiores a simple vista y son casi imposibles de ver en el cielo nocturno;

Las enanas rojas se consideran las más pequeñas. Tienen una masa modesta y son frías en comparación con otras estrellas. Su clase espectral se designa con las letras M y K. Las temperaturas pueden alcanzar entre 1.500 y 1.800 grados Celsius.

La estrella 61 de la constelación del Cisne es la estrella más pequeña que se puede ver sin óptica profesional. Emite una luz tenue y se encuentra a 11,5 años luz de distancia. Un poco más grande es una enana naranja ubicada a una distancia de diez años luz.

El más cercano a nosotros es Proxima; el hombre podría alcanzarlo sólo después de 18 mil años. Es una enana roja 1,5 veces más grande que Júpiter. Se encuentra a sólo 4,2 años luz del Sol. La luminaria está rodeada de otras estrellas pequeñas, pero no han sido estudiadas debido a su bajo brillo.

¿Qué estrella es la más pequeña?

No todas las estrellas nos son familiares. Hay cientos de miles de millones de ellos sólo en la Vía Láctea. Por supuesto, los científicos han estudiado sólo una pequeña parte de ellos. La estrella más pequeña conocida hasta la fecha en el Universo se llama OGLE-TR-122b.

Es una estrella doble, lo que significa que está conectada por un campo gravitacional a otra estrella. Su rotación mutua alrededor de las masas de cada uno dura siete días y medio. El sistema fue descubierto en 2005 durante el Experimento de Lentes Gravitacionales Ópticas, de cuya abreviatura en inglés recibió su nombre.

La estrella más pequeña es una enana roja en el cielo del hemisferio sur. Su radio es 0,12 el del sol y su masa es 0,09. Es 100 veces más masivo que Júpiter y 50 veces más denso que el Sol.

El descubrimiento de este sistema estelar confirmó la teoría de los científicos de que una estrella puede ser ligeramente más grande que un planeta promedio si su masa es al menos diez veces menor que la del Sol. Lo más probable es que haya estrellas más pequeñas en el Universo, pero la tecnología moderna no permite verlas.

Destino de las estrellas

Las estrellas, como las personas, nacen, viven y mueren... Y cada una, se podría decir, tiene su propio destino. Algunos siguen el camino de su vida sin incidentes y se desvanecen con gracia como gigantes rojas, mientras que otros explotan como supernovas. Se sabe que la superficie de una estrella es muy caliente. ¿Hay estrellas frías? ¡Resulta que sí! Las estrellas son la fuente de calor y luz del Universo.

Temperatura de la taza de café

Hay gigantes azules, muy calientes y brillantes, y hay gigantes rojas, estrellas que se enfrían y mueren. Hasta hace poco se creía que la gigante roja era la estrella más fría. Pero después de la invención de los telescopios ultrasensibles, los descubrimientos comenzaron a llegar como si fueran una cornucopia.

Resultó, por ejemplo, que hay muchos más tipos de estrellas de lo que pensaban los científicos. Y su temperatura puede ser mucho más baja de lo esperado. Al final resultó que, la temperatura de la estrella más fría conocida por los científicos es de +98 o C. ¡Esta es la temperatura de una taza de café por la mañana! Resultó que hay muchos objetos de este tipo en el Universo; se les dio el nombre de "enanas marrones".

En las profundidades de una estrella

Para que un caldero de reacciones termonucleares estalle en las profundidades de una estrella, necesita una masa y una temperatura suficientes para que se produzca y mantenga una reacción de fusión termonuclear. Si la estrella no ha ganado peso, entonces no habrá calor, o mejor dicho, lo habrá, pero un poco. Es sorprendente que los astrónomos todavía clasifiquen objetos tan “absurdos” como estrellas.

En la constelación de Bootes

Hasta hace poco se creía que la estrella más fría tiene una temperatura de +287 o C. Ahora ha aparecido un nuevo poseedor del récord. Sin embargo, no hay unanimidad entre los científicos: por ejemplo, Michael Lee de la Universidad de Hawaii cree que a partir de ahora las "enanas marrones" podrán clasificarse como planetas fríos, porque según sus previsiones, puede haber vapor de agua en la atmósfera de la estrella recién descubierta...

Los astrónomos del Observatorio Hawaiano descubrieron un nuevo objeto. Esta "estrella" está ubicada en la constelación del Bootes, relativamente cerca, según los estándares cósmicos, de la Tierra, a una distancia de 75 años luz, y lleva el orgulloso, aunque indigerible, nombre CFBDSIR 1458 10ab.

Paradoja: estrellas frías

Cuando hablamos de estrellas, normalmente nos referimos a cuerpos celestes calentados a temperaturas increíblemente altas. Y las temperaturas allí son realmente gigantescas. Después de todo, incluso la superficie de la estrella más cercana a nosotros, el Sol, con una temperatura de 6000 grados, puede considerarse sólo ligeramente calentada en comparación con esas "antorchas" del Universo, cuya temperatura alcanza varias decenas y cientos de grados. miles de grados. Estos objetos "calientes" incluyen enanas blancas con temperaturas de 200.000 grados.

Es difícil de creer, pero resulta que hay estrellas que son muchas veces más frías que el Sol. Son las llamadas enanas marrones. Volveremos sobre ellos en el Capítulo 7.

Hubo un tiempo en que el poseedor del récord en esta categoría de temperatura era una estrella designada en los catálogos como CFBDS0059. La temperatura de esta estrella, según diversas fuentes, oscila entre 180 y 350 grados centígrados. Y esto es casi lo mismo para una estrella que la Antártida para la Tierra.

Enana marrón en la constelación del Bootes

Los astrónomos llaman enanas marrones a las estrellas con temperaturas tan bajas. De hecho, se trata de una clase especial de cuerpos celestes que ocupan una posición intermedia entre las estrellas y los planetas. Además, en las primeras etapas de su evolución, es decir, en su juventud, las enanas marrones son estrellas. Cuando “envejecen”, pasan al grupo de planetas como Júpiter, es decir, planetas gigantes.

Los expertos suelen llamar a las enanas marrones “estrellas que nunca existieron”. Esto se debe a que, aunque en ellos tienen lugar reacciones termonucleares, no pueden compensar la energía gastada en radiación y, por tanto, se enfrían con el tiempo. Pero no se les puede llamar planetas porque no tienen una estructura morfológica clara: no tienen núcleo ni manto y están dominados por corrientes de convección. Y como esta estructura es característica de las estrellas, las enanas marrones cayeron en esta categoría de cuerpos celestes.

De acuerdo con la teoría generalmente aceptada sobre la estructura y evolución de las estrellas, generalmente se acepta que un cuerpo celeste se convierte en sol si su peso alcanza 80 veces la masa de Júpiter. Esto se debe a que con una masa menor en la estrella no podrán tener lugar reacciones termonucleares que le aporten la energía necesaria.

Para que aparezca una enana marrón, un objeto celeste sólo necesita tener un peso igual a 13 masas de Júpiter. Según los estándares cósmicos, este no es un valor muy grande.

Desde 1995, cuando la existencia de estos cuerpos cósmicos fue confirmada mediante investigaciones reales, ya se han descubierto más de un centenar de ellos. Los científicos las dividieron a todas en dos grupos: las enanas más calientes pertenecen a la clase L y las más frías pertenecen a la clase T.

Pero la estrella fría recién descubierta CFBDS0059 no encontró lugar en esta clasificación y hubo que asignarle una “habitación” separada: la clase Y.

La masa de esta estrella es de 15 a 30 veces la masa de Júpiter. Se encuentra a una distancia de 40 años luz de la Tierra. La peculiaridad de esta estrella es que, debido a su baja temperatura, es extremadamente tenue y su radiación se registra principalmente en la región infrarroja del espectro.

Pero pasó muy poco tiempo y, en 2011, los astrónomos descubrieron una enana marrón aún más fría. Lo vieron utilizando un telescopio de diez metros ubicado en la isla de Mauna Kea. Además, la señal de este objeto celeste era tan débil que era difícil aislarla del ruido cósmico general.

La enana marrón recién descubierta recibió el número de clasificación CFBDSIR J1458+1013B. A diferencia de su hermano "de hielo" descubierto anteriormente, es parte de un sistema de parejas. Su compañero también es una enana marrón, pero ya es bastante normal. Esta estructura se encuentra a una distancia de 75 años luz de la Tierra.

La temperatura del nuevo poseedor del récord fluctúa entre 60 y 135 grados centígrados. Esto significa que esta enana marrón puede contener agua y en estado líquido.

Es cierto que antes también se registró vapor de agua caliente en la atmósfera de enanas marrones. Pero en esta enana increíblemente fría, los científicos sugieren que incluso puede estar en forma de nubes.

Del libro Diccionario enciclopédico (P) autor Brockhaus F.A.

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Del libro Gran Enciclopedia Soviética (PA) del autor TSB

Del libro Gran Enciclopedia Soviética (FO) del autor TSB

Del libro Un millón de platos para cenas familiares. Mejores Recetas autor Agapova O. Yu.

Del libro La enciclopedia ilustrada completa de nuestros conceptos erróneos [con ilustraciones] autor

Del libro La enciclopedia ilustrada completa de nuestros conceptos erróneos [con imágenes transparentes] autor Mazurkevich Serguei Alexandrovich

Del libro Gran enciclopedia de conservas. autor Semikova Nadezhda Alexandrovna

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Del libro Diccionario filosófico. autor André Comte-Sponville

Pies fríos Algunos padres suelen entrar en pánico cuando sus hijos pequeños, a pesar de estar calientes (e incluso demasiado calientes), tienen constantemente las manos y los pies fríos. Y los propios padres y numerosos “consejeros” representados por abuelos, familiares y amigos.

Las estrellas que observamos varían tanto en color como en brillo. El brillo de una estrella depende tanto de su masa como de su distancia. Y el color del resplandor depende de la temperatura en su superficie. Las estrellas más geniales son rojas. Y los más calientes tienen un tinte azulado. Las estrellas blancas y azules son las más calientes, su temperatura es superior a la temperatura del Sol. Nuestra estrella, el Sol, pertenece a la clase de las estrellas amarillas.

¿Cuántas estrellas hay en el cielo?
Es casi imposible calcular, incluso aproximadamente, el número de estrellas en la parte del Universo que conocemos. Los científicos sólo pueden decir que puede haber alrededor de 150 mil millones de estrellas en nuestra galaxia, la llamada Vía Láctea. ¡Pero hay otras galaxias! Pero la gente sabe con mucha más precisión la cantidad de estrellas que se pueden ver a simple vista desde la superficie de la Tierra. Hay alrededor de 4,5 mil estrellas de este tipo.

¿Cómo nacen las estrellas?
Si las estrellas se iluminan, ¿significa que alguien lo necesita? En el espacio infinito siempre hay moléculas de la sustancia más simple del Universo: el hidrógeno. En algún lugar hay menos hidrógeno, en algún lugar más. Bajo la influencia de fuerzas de atracción mutuas, las moléculas de hidrógeno se atraen entre sí. Estos procesos de atracción pueden durar mucho tiempo: millones e incluso miles de millones de años. Pero, tarde o temprano, las moléculas de hidrógeno se sienten tan atraídas entre sí que se forma una nube de gas. Con una mayor atracción, la temperatura en el centro de dicha nube comienza a aumentar. Pasarán otros millones de años y la temperatura en la nube de gas puede aumentar tanto que comenzará una reacción de fusión termonuclear: el hidrógeno comenzará a convertirse en helio y aparecerá una nueva estrella en el cielo. Cualquier estrella es una bola de gas caliente.

La vida útil de las estrellas varía significativamente. Los científicos han descubierto que cuanto mayor es la masa de una estrella recién nacida, más corta es su vida útil. La vida útil de una estrella puede oscilar entre cientos de millones de años y miles de millones de años.

Año luz
Un año luz es la distancia recorrida en un año por un haz de luz que viaja a una velocidad de 300 mil kilómetros por segundo. ¡Y un año tiene 31.536.000 segundos! Entonces, desde la estrella más cercana a nosotros, llamada Próxima Centauri, ¡un rayo de luz viaja durante más de cuatro años (4,22 años luz)! Esta estrella está 270 mil veces más lejos de nosotros que el Sol. Y el resto de las estrellas están mucho más lejos: decenas, cientos, miles e incluso millones de años luz de nosotros. Por eso las estrellas nos parecen tan pequeñas. E incluso en el telescopio más potente, a diferencia de los planetas, siempre son visibles como puntos.

¿Qué es una "constelación"?
Desde la antigüedad, la gente miraba las estrellas y veía en las extrañas figuras que forman grupos de estrellas brillantes, imágenes de animales y héroes míticos. Estas figuras en el cielo comenzaron a llamarse constelaciones. Y, aunque en el cielo las estrellas incluidas por las personas en tal o cual constelación están visualmente cercanas entre sí, en el espacio exterior estas estrellas pueden ubicarse a una distancia considerable entre sí. Las constelaciones más famosas son la Osa Mayor y la Osa Menor. El hecho es que la constelación de la Osa Menor incluye la Estrella Polar, a la que apunta el polo norte de nuestro planeta Tierra. Y sabiendo cómo encontrar la Estrella Polar en el cielo, cualquier viajero y navegante podrá determinar dónde está el norte y navegar por la zona.

Supernovas
Algunas estrellas, al final de su vida, de repente comienzan a brillar miles y millones de veces más de lo habitual y expulsan enormes masas de materia al espacio circundante. Comúnmente se dice que se produce una explosión de supernova. El brillo de la supernova se desvanece gradualmente y, finalmente, en lugar de dicha estrella sólo queda una nube luminosa. Una explosión de supernova similar fue observada por astrónomos antiguos en el Cercano y Lejano Oriente el 4 de julio de 1054. La desintegración de esta supernova duró 21 meses. Ahora bien, en lugar de esta estrella se encuentra la Nebulosa del Cangrejo, conocida por muchos amantes de la astronomía.

Para resumir esta sección, observamos que

v. tipos de estrellas

Clasificación espectral básica de estrellas:

enanas marrones

Las enanas marrones son un tipo de estrella en las que las reacciones nucleares nunca podrían compensar la energía perdida por la radiación. Durante mucho tiempo, las enanas marrones fueron objetos hipotéticos. Su existencia fue predicha a mediados del siglo XX, basándose en ideas sobre los procesos que ocurren durante la formación de estrellas. Sin embargo, en 2004 se descubrió por primera vez una enana marrón. Hasta la fecha se han descubierto bastantes estrellas de este tipo. Su clase espectral es M - T. En teoría, se distingue otra clase, denominada Y.

enanas blancas

Poco después de la explosión del helio, el carbono y el oxígeno se “encenden”; Cada uno de estos eventos provoca una fuerte reestructuración de la estrella y su rápido movimiento a lo largo del diagrama de Hertzsprung-Russell. El tamaño de la atmósfera de la estrella aumenta aún más y comienza a perder gas intensamente en forma de corrientes dispersas de viento estelar. El destino de la parte central de la estrella depende enteramente de su masa inicial: el núcleo de la estrella puede terminar su evolución como enana blanca (estrellas de baja masa), si su masa en las últimas etapas de evolución excede el límite de Chandrasekhar. como estrella de neutrones (púlsar), si la masa excede el límite de Oppenheimer-Volkov es como un agujero negro. En los dos últimos casos, la finalización de la evolución de las estrellas va acompañada de acontecimientos catastróficos: explosiones de supernovas.
La gran mayoría de las estrellas, incluido el Sol, finalizan su evolución contrayéndose hasta que la presión de los electrones degenerados equilibra la gravedad. En este estado, cuando el tamaño de la estrella disminuye cien veces y la densidad se vuelve un millón de veces mayor que la densidad del agua, la estrella se llama enana blanca. Se ve privado de fuentes de energía y, al enfriarse gradualmente, se vuelve oscuro e invisible.

Gigantes rojas

Las gigantes rojas y las supergigantes son estrellas con una temperatura efectiva bastante baja (3000 - 5000 K), pero con una enorme luminosidad. La magnitud absoluta típica de estos objetos es de 3 m-0 m (clases de luminosidad I y III). Su espectro se caracteriza por la presencia de bandas de absorción molecular y la emisión máxima se produce en el rango infrarrojo.

estrellas variables

Una estrella variable es una estrella cuyo brillo ha cambiado al menos una vez en toda su historia de observación. Hay muchas razones para la variabilidad y pueden estar asociadas no solo con procesos internos: si la estrella es doble y la línea de visión se encuentra o está en un ligero ángulo con respecto al campo de visión, entonces una estrella, que pasa a través del disco de la estrella, la eclipsará, y el brillo también puede cambiar si la luz de la estrella pasa a través de un fuerte campo gravitacional. Sin embargo, en la mayoría de los casos, la variabilidad está asociada con procesos internos inestables. La última versión del catálogo general de estrellas variables adopta la siguiente división:
Estrellas variables eruptivas- Se trata de estrellas que cambian su brillo debido a procesos violentos y llamaradas en sus cromosferas y coronas. El cambio de luminosidad suele producirse debido a cambios en la envolvente o pérdida de masa en forma de viento estelar de intensidad variable y/o interacción con el medio interestelar.
Estrellas variables pulsantes Son estrellas que exhiben expansión y contracción periódica de sus capas superficiales. Las pulsaciones pueden ser radiales o no radiales. Las pulsaciones radiales de una estrella hacen que su forma sea esférica, mientras que las pulsaciones no radiales hacen que la forma de la estrella se desvíe de la esférica y las zonas vecinas de la estrella pueden estar en fases opuestas.
Estrellas variables giratorias- Se trata de estrellas cuya distribución de brillo sobre la superficie no es uniforme y/o tienen una forma no elipsoidal, por lo que, cuando las estrellas giran, el observador registra su variabilidad. Las faltas de homogeneidad en el brillo de la superficie pueden ser causadas por manchas o temperatura o irregularidades químicas causadas por campos magnéticos cuyos ejes no están alineados con el eje de rotación de la estrella.
Estrellas variables cataclísmicas (explosivas y similares a novas). La variabilidad de estas estrellas se debe a explosiones, que son provocadas por procesos explosivos en sus capas superficiales (novas) o en sus profundidades (supernovas).
Sistemas binarios eclipsantes.
Sistemas binarios ópticos variables con emisión de rayos X duros
Nuevos tipos de variables- tipos de variabilidad descubiertos durante la publicación del catálogo y, por tanto, no incluidos en clases ya publicadas.

Nuevo

Una nova es un tipo de variable cataclísmica. Su brillo no cambia tan bruscamente como el de las supernovas (aunque la amplitud puede ser de 9 m): unos días antes del máximo, la estrella es sólo 2 m más débil. El número de esos días determina a qué clase de novas pertenece la estrella:
Muy rápido si este tiempo (denotado como t2) es inferior a 10 días.
Rápido - 11 Muy lento: 151 Extremadamente lento, manteniéndose cerca del máximo durante años.

Existe una dependencia del brillo máximo de la nova con respecto a t2. A veces, esta dependencia se utiliza para determinar la distancia a una estrella. El máximo de llamarada se comporta de manera diferente en diferentes rangos: cuando en el rango visible ya hay una disminución de la radiación, en el ultravioleta sigue aumentando. Si también se observa un destello en el rango infrarrojo, entonces el máximo se alcanzará solo después de que disminuya el resplandor en el ultravioleta. Por tanto, la luminosidad bolométrica durante una llamarada permanece sin cambios durante bastante tiempo.

En nuestra galaxia se pueden distinguir dos grupos de novas: nuevos discos (en promedio, son más brillantes y más rápidos) y nuevos bulbos, que son un poco más lentos y, en consecuencia, un poco más débiles.

Supernovas

Las supernovas son estrellas que terminan su evolución en un proceso explosivo catastrófico. El término "supernovas" se utilizó para describir estrellas que estallaban mucho (en órdenes de magnitud) con más potencia que las llamadas "novas". De hecho, ni una ni otra son físicamente nuevas; las estrellas existentes siempre brillan. Pero en varios casos históricos, estallaron aquellas estrellas que antes eran prácticamente o completamente invisibles en el cielo, lo que creó el efecto de la aparición de una nueva estrella. El tipo de supernova está determinado por la presencia de líneas de hidrógeno en el espectro de llamarada. Si está ahí, entonces es una supernova de tipo II, si no, entonces es una supernova de tipo I.

Hipernovas

Hipernova: el colapso de una estrella excepcionalmente pesada después de que ya no quedan fuentes para sustentar reacciones termonucleares; en otras palabras, es una supernova muy grande. Desde principios de la década de 1990, se han observado explosiones estelares tan poderosas que la fuerza de la explosión excedió la potencia de una supernova ordinaria en aproximadamente 100 veces, y la energía de la explosión superó los 1046 julios. Además, muchas de estas explosiones estuvieron acompañadas de estallidos de rayos gamma muy fuertes. Un estudio intensivo del cielo ha encontrado varios argumentos a favor de la existencia de hipernovas, pero por ahora las hipernovas son objetos hipotéticos. Hoy en día el término se utiliza para describir las explosiones de estrellas con masas que oscilan entre 100 y 150 o más masas solares. En teoría, las hipernovas podrían representar una seria amenaza para la Tierra debido a una fuerte llamarada radiactiva, pero en la actualidad no hay estrellas cerca de la Tierra que puedan representar tal peligro. Según algunos datos, hace 440 millones de años se produjo una explosión de hipernova cerca de la Tierra. Es probable que el isótopo de níquel de vida corta 56Ni cayera a la Tierra como resultado de esta explosión.

Estrellas de neutrones

En las estrellas más masivas que el Sol, la presión de los electrones degenerados no puede contener la compresión del núcleo y continúa hasta que la mayoría de las partículas se convierten en neutrones, tan apretados que el tamaño de la estrella se mide en kilómetros y su densidad. es 280 billones. veces la densidad del agua. Un objeto así se llama estrella de neutrones; su equilibrio se mantiene gracias a la presión de la materia neutrónica degenerada.

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