Температура во вселенной

Содержание:

Спектральный анализ в исследовании Солнца

Очевидно, Солнце — раскаленное тело, испускающее белый свет, спектр которого непрерывен — окружено слоем более холодных, но все же раскаленных газов. Эти газы и образуют вокруг Солнца его оболочку, или атмосферу. А в этой атмосфере содержатся пары натрия, которые и поглощают из лучей солнечного спектра лучи с гой самой длиной волны, которую натрий способен испускать. Поглощая, задерживая эти лучи, пары натрия создают в свете Солнца, прошедшем сквозь его атмосферу и дошедшем до нас, недостаток желтых лучей с этой длиной волны. Вот почему в соответствующем месте желтой части спектра Солнца мы находим темную линию.

Так, не побывав никогда на Солнце, находящемся от нас на расстоянии 150 миллионов километров, мы можем утверждать, что в составе солнечной атмосферы есть натрий.

Таким же образом, определив длины волн других темных линий, видимых в спектре Солнца, и сравнив их с длинами волн ярких линий, испускаемых парами различных веществ и наблюдаемых в лаборатории, мы точно определим, какие еще другие химические элементы входят в состав солнечной атмосферы.

Так было выяснено, что в солнечной атмосфере присутствуют те же химические элементы, что и на земле: водород, азот, натрий, магний, алюминий, кальций, железо и даже золото.

Спектры звезд, свет которых тоже можно направить в спектроскоп, похожи на спектр Солнца. И по темным линиям их мы можем определить химический состав звездных атмосфер так же, как мы определили химический состав солнечной атмосферы по темным линиям спектра Солнца.

Таким путем ученые установили, что даже количественно химический состав атмосфер Солнца и звезд очень похож на количественный химический состав земной коры.

Самый легкий из всех газов, из всех химических элементов — водород — составляет на Солнце 42% по весу. На долю кислорода приходится 23% по весу. Столько же приходится на долю всех металлов, вместе взятых. Углерод, азот и сера составляют вместе 6% от состава солнечной атмосферы. И только 6% приходится на все остальные элементы, вместе взятые.

Надо учесть, что атомы водорода легче всех остальных. Поэтому их число далеко превосходит число всех других атомов. Из каждой сотни атомов в атмосфере Солнца 90 атомов принадлежит водороду.

Средняя плотность Солнца на 40% больше плотности воды и все-таки оно ведет себя во всех отношениях как идеальный газ. Плотность на внешнем видимом краю Солнца составляет приблизительно одну миллионную от плотности воды, в то время как плотность вблизи его центра примерно в 50 раз выше плотности воды.

Откуда в звезде берется жар?

Разгадка секрета высокой температуры звезды лежит внутри нее. Имеется в виду не только состав светила — в буквальном смысле весь накал звезды исходит изнутри. Ядро — это горячее сердце звезды, в котором происходит термоядерная реакция синтеза, самая мощная из ядерных реакций. Этот процесс является источником энергии для всего светила — тепло из центра поднимается наружу, а затем и в открытый космос.

Материалы по теме

Поэтому температура звезды сильно различается в зависимости от места измерения. К примеру, температура в центре ядра нашего Солнца достигает 15 миллионов градусов Цельсия — а уже на поверхности, в фотосфере, жар спадает до 5 тысяч градусов.

Но существует еще и звездная корона, самая верхняя часть атмосферы звезды. Ее температура необычайно высока в сравнении с нагревом нижних слоев — у Солнца она доходит до 900 тысяч – 1 миллиона градусов Цельсия. Точной причины такого скачка ученые еще не знают, но в нем явно замешано магнитное поле Солнца. Оно играют немалую роль в формировании итоговой температуры поверхности звезды — но об этом чуть дальше.

Солнце — это самая рядовая звезда во Вселенной, поэтому ее показатели температуры свойственны большинству видимых звезд. Однако, есть звезды погорячее: раскаленная поверхность звезд — голубых сверхгигантов, таких как Джета в созвездии Кормы, достигает 200 000 °C! Страшно представить, насколько высока температура в их ядре — нагрев переваливает за сотню миллионов градусов по Цельсию. Красные гиганты, наоборот, холоднее — их фотосфера разогревается всего до 2,5–3 тысяч градусов по Цельсию.

Дзета Кормы

Как видно, цвет звезды непосредственно определяется ее температурой — чем горячее звезда, тем ближе ее свет к синему цвету. Критерий цвета-температуры является решающим при распределении звезд по спектральным классам. Также это один из главных факторов расположения светила в диаграмме Герцшпрунга-Рассела — по ней можно найти звезды с похожими характеристиками, а также определить возраст звезды.

Почему температура звезды такая разная?

Первичное объединение атомов водорода — первый шаг процесса ядерного синтеза

Действительно, отличия в нагреве ядра звезды и ее поверхности удивляют. Если бы вся энергия ядра Солнца распределится по звезде равномерно, температура поверхности нашего светила составит несколько миллионов градусов по Цельсию! Не менее поразительные отличия в температуре между звездами разных спектральных классов.

Все дело в том, что температуру звезды определяют два главных фактора: уровень излучения энергии ядром и площадь излучающей поверхности. Рассмотрим их подробнее.

Излучение энергии ядром

Хотя ядро накаляется до 15 миллионов градусов, не вся эта энергия передается соседним слоям. Излучается только то тепло, которое было получено от термоядерной реакции. Энергия гравитационного сжатия, несмотря на свою мощь, остается в пределах ядра. Соответственно, температуру верхних слоев звезды определяет только сила термоядерных реакций в ядре.

Различия тут могут быть качественные и количественные. Если ядро достаточно большое, в нем «сгорает» больше водорода. Этим путем энергию получают молодые и зрелые звезды размеров Солнца, а также голубые гиганты и сверхгиганты. Массивные звезды вроде красных гигантов тратят в ядерной «топке» не только водород, но и гелий, или даже углерод и кислород.

Классы Анджело Секки[править | править код]

В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета. В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу. А в 1877 году он добавил пятый класс.

  • Класс I

    Класс I, подтип Ориона — звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как Ригель и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.

     — белые и голубые звёзды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир; включает в себя современные класс A и начало класса F.

  • Класс II — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, но с отчётливыми линиями металлов, такие, как Солнце, Арктур и Капелла; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.
  • Класс III — оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, такие, как Бетельгейзе и Антарес; соответствует современному классу М.
  • Класс IV — красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
  • Класс V — звёзды с эмиссионными линиями, такие, как γ Кассиопеи и β Лиры.

Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионными линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности.

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже.

Звездные остатки

От массы в общем случае зависит и судьба звезды – то, как она окончит свой жизненный путь. Маломассивные звезды типа Солнца, исчерпав запас водорода, теряют внешние слои, после чего от светила остается вырожденное ядро, в котором уже не может идти термоядерный синтез, – белый карлик. Наружный тонкий слой молодого белого карлика обычно имеет температуру до 200 000 K, а глубже располагается изотермическое ядро, нагретое до десятков миллионов градусов. Дальнейшая эволюция карлика заключается к его постепенному остыванию.

Гигантские звезды ждет иная судьба – взрыв сверхновой, сопровождающийся повышением температуры уже до значений порядка 1011 K. В ходе взрыва становится возможен нуклеосинтез тяжелых элементов. Одним из результатов подобного феномена является нейтронная звезда – очень компактный, сверхплотный, со сложной структурой остаток погибшей звезды. При рождении он столь же горяч – до сотен миллиардов градусов, однако стремительно остывает за счет интенсивного излучения нейтрино. Но, как мы увидим далее, даже новорожденная нейтронная звезда – не то место, где температура – самая высокая во Вселенной.

| DS Astro, , 🙂

? -? ? ? , – , DS Astro.

0:50 – ?

6:23 – DS Astro?

8:43 – ?

11:43 – ?

13:33 – ? ?

18:05 – / ?

24:04 – ?

28:56 – ?

31:11 – -?!

40:24 – ? ?

44:16 – . ????

48:02 – ? « ».

51:11 – .

52:13 – « ?»

53:12 – ?

55:32 – ?

57:24 – ?

58:45 – !

, , , . , . , «», , .

, FRB121102

Gemini Observatory/AURA/NSF/NRC

, , . , , . , , , , , . , . «» .

( ), ( ) FRB121102. , , .

– . 100-, . . , . FRB121102 , , , . , .

, , . , . , , .

, , . , .

FRB121102 . , . () , , , , . , .

(FAST, UTMOST, ASKAP) (CHIME, SKA) . , , .

1

« ».The CHIME/FRB Collaboration / Nature, 2020

, , , , – – . FRB 200428 -, 0,58 0,33 28,91 , 1,5×106 . 400 800 3×1034 , , , , , . , , 12 , . , , SGR 1935+2154 – .

2

, .

(ESO) : , . , , 215 . , , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. (, , )

)« «» , – . . , , «» , », , ().

. Credit: ESO/M. Kornmesser

, , « » , (VLT) (NTT) ESO , .

, .

« «» , – , . , , », , ().

, , . .

« , , , , . – , , , », , . ().

, AT2019qiz .

«- , , , 10 , . « » , », , – ().

AT2019qiz ; , . , , – .

« , , , , , », .

ESO. Credit: ESO

, . ESO (ELT), , .

1 2

HDR- 2017 . .

. 1848 . 60% , 40% . .

– , , .

2011 .

, , ( ). . .

, , , . , , .

« , », – – (Matt Caplan) , , , . , . « « » , », – , , , « » «», .

, . , . « » – , . , .

, , . , , . «» 10^1100 . , , 10^32000 , .

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Почему звезды разного цвета

Во-первых, атмосфера Земли искажает реальные цвета звезд.

Во-вторых, нам кажется, что излучение звёздных тел белое из-за нашего восприятия. В основном, это связано с физическими возможностями человека. Потому как в сетчатке наших глаз находятся рецепторы, которые отвечают за цветное зрение. Чем слабее импульс, тем более в тусклом свете мы видим.

На удивление, разнообразные цвета звезд обусловлены не так их составом, их температурой. Как оказалось, нагрев ионизирует определённые элементы, тем самым скрывая их.

Благодаря спектральному анализу астрономы определяют и состав, и температуру объектов. Поскольку атомы отдельного вещества обладают своей пропускной способностью. Например, одни световые волны легко проходят через определенные вещества. А другие, наоборот, не пропускают их. Таким образом можно определить химический состав тела.

Наос (самая горячая звезда)

Наос (самая горячая звезда)

В любом случае, разница в цветовой гамме зависит от температуры поверхности. Стоит отметить, что в природе всегда существует отношение между энергией и излучаемым светом.

Собственно говоря, на степень нагретости влияет скорость молекулярного движения вещества. А она оказывает влияние на длину световых волн, проходящих через эти вещества. То есть при высокой скорости молекулы движутся быстрее, поверхность становится горячее. В результате волны укорачиваются. И наоборот, холодная среда характеризуется небольшой скоростью, а также удлинёнными волнами.

Как оказалось, излучаемый видимый свет складывается из световых волн. Где короткие проявляются синими, а длинные красными оттенками. Белый же цвет возникает при наложении разных спектральных лучей друг на друга.

Напомним, что диаграмма Герцшпрунга-Рассела отображает все основные характеристики звёзд, которые между собой взаимосвязаны. Как из неё видно, цвета звезд зависят от их температуры по возрастанию.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Какого цвета холодные звезды

В действительности, их поверхность нагрета до 3000 градусов. И цвет холодных звезд находится в красном диапазоне. Как правило, это красные гиганты.

Какого цвета самые горячие звезды

Между прочим, чем горячее звёздное тело, тем ближе к голубому. Их разогретость может иметь значения 10-30 тысяч градусов по Цельсию. К тому же, существуют тела с показателями около 100 тысяч градусов. Причем это самые горячие голубые звезды. Также представляют собой гиганты.

Жарче всех

Следует иметь в виду, что квазар 3С 273 мы видим таким, каким он был около 2,5 миллиарда лет назад. Так что, учитывая, что, чем дальше мы заглядываем в космос, тем более отдаленные эпохи прошлого наблюдаем, в поисках самого горячего объекта мы вправе окинуть взглядом Вселенную не только в пространстве, но и во времени.

Если вернуться к самому моменту ее рождения – приблизительно 13,77 миллиарда лет назад, наблюдать который невозможно, – мы обнаружим совершенно экзотическую Вселенную, при описании которой космология подходит к пределу своих теоретических возможностей, связанному с границами применимости современных физических теорий.

Описание Вселенной становится возможным, начиная с возраста, соответствующего планковскому времени 10-43 секунд. Самый горячий объект в эту эпоху – сама наша Вселенная, с планковской температурой 1,4×1032 K. И это, согласно современной модели ее рождения и эволюции, максимальная температура во Вселенной из всех когда-либо достигавшихся и возможных.

Источник

Классификация звезд по цвету

Прежде всего, разделение происходит по принципу: от горячих к холодным. Всего выделено 7 групп. В свою очередь, они делятся на категории от 0 до 9, также от самых горячих к самым холодным.

Класс О: голубые

Как уже было сказано, они имеют самую высокую температуру (в среднем 300000°С). Вероятнее всего, возникают из двойных при их слиянии. В итоге, получается одно очень яркое и массивное светило, которое сильно разогрето.

К примеру, к ним относятся Ригель, Тау Большого Пса, Дзета Ориона и другие.

По оценке учёных, это довольно редкие экземпляры в нашей Вселенной.

Ригель

Ригель

Класс В: белые и голубые

По большей части, это небольшие тела с нагретой поверхностью от 7 до 200000°С. В эту группу входят Альтаир, Вега и Сириус.

Вега

Вега

G класс – желтые

Установлено, что желтая звезда обладает температурой поверхности около 60000°С, а масса приблизительно как у Солнца (0,8-1,4).

Из них можно отметить светила Альхита, Дабих, Капелла и другие. Также, например, наше родное Солнце относится к карликам класса G2.

Солнце

Солнце

Класс К – оранжевые

В отличие от других, для них характерен нагрев от 4000 до 60000°С. Для примера, известная звезда Альдебаран как раз имеет оранжевый цвет.

Альдебаран

Альдебаран

М класс – красные

По сравнению с остальными, их поверхность не отличается горячностью (30000°С). А внешняя оболочка богата на углерод

Что важно, многие популярные объекты представляют данный тип. Взять хотя бы Антарес и Бетельгейзе

Между прочим, во Вселенной наиболее распространены оранжевые и красные светила.

Антарес

Антарес

Материалы по теме

Каким образом светит Солнце

Процессы синтеза с ядрами тяжелых элементов дает намного больше энергии. В рамках термоядерной реакции синтеза, энергия получается за счет избыточной массы соединяющихся атомов. Во время протон-протонной реакции, которая происходит внутри Солнца, 6 ядер водорода с атомной массой 1 объединяются в одно ядро гелия с массой 4— грубо говоря, 2 лишних ядра водорода переходят в энергию. А когда «горит» углерод, сталкиваются ядра с массой уже 12 — соответственно, выход энергии куда больше.

Площадь излучающей поверхности

Однако звезды не только генерируют энергию, но и тратят ее. Следовательно, чем больше энергии звезда отдает, тем меньше ее температура. А количество отдаваемой энергии первоочередно определяет площадь излучаемой поверхности.

Истинность этого правила можно проверить даже в быту — белье сохнет быстрее, если его развесить пошире на веревке. А поверхность звезды расширяет ее ядро. Чем оно плотнее, тем выше его температура — и при достижении определенной планке, от накала зажигается водород вне звездного ядра.

Ядра красных гигантов очень плотные, поскольку там очень много гелия. Иногда он уже и сам «зажжен» термоядерной реакцией. Поэтому площадь их поверхности превышает площадь Солнца в десятки тысяч, а то и в миллион раз! Так что фотосфера даже самых больших красных гигантов в два раза холоднее поверхности Солнца.

Восход раскаленного красного гиганта в представлении художника

Какие температуры поверхности могут иметь звезды

По оценке учёных, показатели отдельных светил разные. Более холодные обладают теплом 2000-5000 К, средняя температура (у жёлтых и оранжевых) тел составляет 5000-7500 К, а горячие представители достигают значений 7500-80000 К.

Наос (самая горячая звезда)

Наос (самая горячая звезда)

Какие звезды имеют самую низкую температуру

Наименьшую температуру поверхности имеют звезды красных цветов. Правда, называть их холодными не совсем точно. Потому как их нагретость равняется 2000-3000К.

Звезда Барнарда (одна из самых холодных звёзд)

Звезда Барнарда (одна из самых холодных звёзд)

У какого типа звезд наибольшая температура

Как вы думаете, какая температура на поверхности самых горячих звезд?

Между прочим, наиболее жаркие светила имеют голубой или белый цвет. Хотя самый высокий уровень у синих. Только вдумайтесь, их уровень тепла может достигать 40000К.

Итак, мы выяснили, что температура и размеры звёзд могут быть разными. Вдобавок их характеристики связаны между собой.

Также очевидно, что температура в центре звезды отличается от температуры поверхности, которые они могут иметь. Это лишний раз доказывает, что каждый небесный объект уникален. Даже если одни его свойства схожи с другими телами, обязательно будет отличие в каком-либо другом параметре.

Источник

Классификация звезд по цвету

Прежде всего, разделение происходит по принципу: от горячих к холодным. Всего выделено 7 групп. В свою очередь, они делятся на категории от 0 до 9, также от самых горячих к самым холодным.

Класс О: голубые

Как уже было сказано, они имеют самую высокую температуру (в среднем 300000°С). Вероятнее всего, возникают из двойных при их слиянии. В итоге, получается одно очень яркое и массивное светило, которое сильно разогрето.

К примеру, к ним относятся Ригель, Тау Большого Пса, Дзета Ориона и другие.

По оценке учёных, это довольно редкие экземпляры в нашей Вселенной.

Ригель

Ригель

Класс В: белые и голубые

По большей части, это небольшие тела с нагретой поверхностью от 7 до 200000°С. В эту группу входят Альтаир, Вега и Сириус.

Вега

Вега

G класс – желтые

Установлено, что желтая звезда обладает температурой поверхности около 60000°С, а масса приблизительно как у Солнца (0,8-1,4).

Из них можно отметить светила Альхита, Дабих, Капелла и другие. Также, например, наше родное Солнце относится к карликам класса G2.

Солнце

Солнце

Класс К – оранжевые

В отличие от других, для них характерен нагрев от 4000 до 60000°С. Для примера, известная звезда Альдебаран как раз имеет оранжевый цвет.

Альдебаран

Альдебаран

М класс – красные

По сравнению с остальными, их поверхность не отличается горячностью (30000°С). А внешняя оболочка богата на углерод

Что важно, многие популярные объекты представляют данный тип. Взять хотя бы Антарес и Бетельгейзе

Между прочим, во Вселенной наиболее распространены оранжевые и красные светила.

Антарес

Антарес

Различия в температуре на поверхности

Еще один важный пункт — некоторые места на поверхности одной и той же звезды могут иметь разную температуру. Перепады достигают нескольких тысяч градусов Цельсия! Все зависит от способа передачи энергии от ядра звезды. Астрофизики выделяют два основных — лучистый перенос и конвекцию:

  • Во время лучистого переноса энергия ядерного синтеза пробивается из центра звезды прямо сквозь звездное вещество — в виде лучей. Этот путь эффективный с точки зрения сохранения энергии, но очень медленный. Если зона лучистого переноса находится у центра звезды, как у нашего Солнца, путь лучей займет несколько десятков тысяч лет.
  • Конвекция же базируется на всем нам известном законе природы — теплые жидкости и газы поднимаются наверх, а холодные — опускаются вниз. И так как звезды состоят из газа, конвекция наблюдается и у них. Звездное вещество, разогреваясь у более горячих слоев звезды, поднимается к более холодным зонам светила с меньшим давлением газа. Там забранная изнутри энергия отдается в виде излучения.

Схема движения энергии в звезде солнечного типа

Размещение зон лучистого переноса и конвекции зависит от массы звезды. В звездах, масса которых меньше солнечной, преобладает только конвекция. Массивные светила переносят жар от ядра к внешним слоям конвекцией, а до самой поверхности — лучистым переносом.

У Солнца же все наоборот: энергия от ядра уходит в виде лучей, а потом уже выкидывается на поверхность конвективными потоками звездной плазмы. Там, в фотосфере, энергия Солнца снова превращается в свет — в том числе видимый человеческому глазу.

И именно благодаря конвекции на поверхности Солнца случаются перепады температуры. Места, в которых это происходит, выделяются еще и визуально. Три главных типа — это факелы, пятна и протуберанцы.

  • Факелы — это горячие и яркие зоны на Солнце. Их температура выше окружающей поверхности на 1–2 тысячи градусов по Цельсию.
  • Пятна — это более холодные и темные зоны на фотосфере звезды. Нагрев их центра меньше обычной температуры Солнца на 2000 °C. Также вокруг пятен существует «тень», которая уже теплее — они всего на 200–500 градусов холоднее окружающей их фотосферы.
  • Протуберанцы являются извержением звездного вещества из глубины, которые поднимаются выше солнечной атмосферы. Хотя они и холоднее короны Солнца, их температура выше фотосферной — до 15 тысяч градусов Цельсия.

Пятна, факелы и протуберанцы

Как и факелы, так и пятна с протуберанцами на Солнце появляются благодаря магнитным полям звезды, пересекающим фотосферу в периоды повышенной активности. Факелы появляются на тех местах, где магнитные линии ускоряют конвективные потоки газов из глубин Солнца. Похожее происхождения имеют и протуберанцы — но зона выхода магнитного поля у них куда уже, а сила магнитных линий — больше. В пятнах, наоборот, магнитное поле тормозит процесс термопередачи — поэтому они тусклее и прохладнее.

В силу близости Солнца к нам, оно остается единственной звездой, на которой наблюдались такие явления. Но так как природа звезд очень схожа, астрономы предполагают наличие пятен и факелов на других светилах.

Другие вопросы:

Васян Коваль

Помогите плиз дам 20. если можно то до завтра.

более месяца назад

Смотреть ответ Просмотров : 12 Ответов : 1

Онтонио Веселко

Туристы проехали на автобусе в 7 раз больше расстояние чем прошли пешком за 3 часа какое расстояние проехали Туристы на автобусе Если пешком они за 1 час проходили 4 км

более месяца назад

Смотреть ответ Просмотров : 32 Ответов : 1

Мари Умняшка

Сколько будет 6782:4 столбиком

более месяца назад

Смотреть ответ Просмотров : 18 Ответов : 1

Главный Попко

Пожалуйста помогите мне сделать рекламу…. Заранее благодарю Вас…….

более месяца назад

Смотреть ответ Просмотров : 14 Ответов : 1

Пармезан Черница

Х+7_х^2-25 – 2х+2_х^2-25 при х=-5,1

более месяца назад

Смотреть ответ Просмотров : 20 Ответов : 1

Источник

Далекие экзотические объекты

Существует класс космических объектов, достаточно удаленных (а значит, и древних), характеризующихся совершенно экстремальными температурами. Это квазары. По современным воззрениям, квазар представляет собой сверхмассивную черную дыру, обладающую мощным аккреционным диском, образуемым падающим на нее по спирали веществом – газом или, точнее, плазмой. Собственно, это активное галактическое ядро в стадии формирования.

Скорость движения плазмы в диске настолько велика, что вследствие трения она разогревается до сверхвысоких температур. Магнитные поля собирают излучение и часть вещества диска в два полярных пучка – джета, выбрасываемых квазаром в пространство. Это чрезвычайно высокоэнергетический процесс. Светимость квазара в среднем на шесть порядков выше светимости самой мощной звезды R136a1.

Теоретические модели допускают для квазаров эффективную температуру (то есть присущую абсолютно черному телу, излучающему с той же яркостью) не более 500 миллиардов градусов (5×1011 K). Однако недавние исследования ближайшего квазара 3C 273 привели к неожиданному результату: от 2×1013 до 4×1013 K – десятки триллионов кельвинов. Такая величина сравнима с температурами, достигающимися в явлениях с наивысшим известным энерговыделением – в гамма-всплесках. На сегодняшний день это самая высокая температура во Вселенной, которая была когда-либо зарегистрирована.

Как определить и в чем измеряется температура звезд

Стоит отметить, что для данной характеристики используют эффективную величину нагретости тела. Другими словами, насколько горячий объект, настолько он излучает энергию. В случае со звёздными телами, их накал даёт характеристику светимости.

А вот для определения эффективной температуры звезд применяют закон Стефана-Больцмана. Он гласит, что мощность излучения нагретого тела прямо пропорциональна площади поверхности и температуры четвёртой степени.

P=σST⁴

где σ — это постоянный коэффициент 5,7*10-8,S — площадь, а P — излучаемая мощность.

На самом деле, определяется температура звезд в Кельвинах (К). Правда, можно перевести в градусы Цельсия (С).

Субатомные температуры

Как видите, мы все выше и выше поднимаемся по температурной лестнице Вселенной. Далее нам снова нужно вернуться из космоса на на Землю. Самая высокая температура, с которой мы когда-либо сталкивались, зафиксирована в Большом адронном коллайдере. Находясь в Швейцарии, эта машина используется учеными для наблюдения за событиями, происходящими во время высокоскоростных столкновений между атомными частицами. 

Когда частицы, ускоренные до околосветной скорости, сталкиваются вместе, выделяется невероятное количество энергии. Так, в течение доли секунды температура достигает 4 триллионов ° C, что намного выше, чем при взрыве сверхновой или ядерном взрыве! Эта температура достаточно высока, чтобы растопить даже субатомные частицы, сделав из них грязный суп. 

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Adblock
detector