Какому типу звезд по спектральной классификации относится солнце

Тест с ответами: “Солнце”

1. В основном Солнце состоит из:
а) водорода +
б) гелия
в) углерода

2. Какая из перечисленных миссий занимается изучением Солнца:
а) Kepler
б) SOHO +
в) MESSENGER

3. Какая доля от общей массы Солнечной системы содержится в Солнце:
а) 75,67%
б) 49,32%
в) 99,87% +

4. Что такое «солнечный ветер»:
а) поток ионизированных частиц, распространяющийся до границ гелиосферы +
б) последняя внешняя оболочка Солнца
в) выброс вещества из солнечной короны

5. Последним этапом жизненного цикла Солнца является:
а) Нейтронная звезда
б) Красный гигант
в) Белый карлик +

6. Цикл солнечной активности составляет примерно:
а) 28 лет
б) 11 лет +
в) 5 лет

7. Возраст Солнца составляет примерно:
а) 3 миллиарда лет
б) 7,2 миллиарда лет
в) 4,5 миллиарда лет +

8. Чему равна мера длины «астрономическая единица»:
а) расстоянию от Солнца до Земли +
б) расстоянию от Солнца до Венеры
в) расстоянию от Солнца до Меркурия

9. К какому типу звезд по спектральной классификации относится Солнце:
а) Белый карлик
б) Красный гигант
в) Желтый карлик +

10. В какой области Млечного Пути располагается Солнце:
а) Рукав Персея
б) Рукав Ориона +
в) Горизонт событий

11. Один из аргументов, почему современные астрономы пристально изучают Солнце:
а) источник энергии +
б) источник топлива
в) другие звезды не поддаются изучению

12. Один из аргументов, почему современные астрономы пристально изучают Солнце:
а) вторая по расстоянию звезда
б) единственная близкая звезда +
в) другие звезды не поддаются изучению

13. Один из аргументов, почему современные астрономы пристально изучают Солнце:
а) влияет на атмосферу Земли, климат, погоду, энергетические коммуникации и системы связи +
б) не влияет на атмосферу Земли, климат, погоду, энергетические коммуникации и системы связи
в) источник топлива

14. Расстояние от Земли до Солнца-это такая единица:
а) космическая
б) солнечная
в) астрономическая +

15. В фотосфере яркая область, окружающая солнечное пятно, которая появляется на спектрогелиограмме:
а) флоккул +
б) протуберанцы
в) вспышка

16. Светлые фотосферные пятна, которые выглядят как рисовые зёрна:
а) протуберанцы
б) гранулы +
в) флоккулы

17. Тёмные, относительно холодные области на яркой фотосфере:
а) вспышки
б) гранулы
в) пятна +

18. Массы яркого газа, как пламя, поднимающиеся на сотни тысяч километров над нимбом Солнца:
а) флоккулы
б) протуберанцы +
в) пятна

19. Огромные, короткоживущие, взрывчатые выбросы света и вещества:
а) гранулы
б) протуберанцы
в) вспышки +

20. При каких процессах на Солнце происходят корпускулярные потоки и космические лучи:
а) при солнечном ветре
б) при хромосферных вспышках +
в) при конвекционном движении

21. Какое явление на Земле связано с солнечной активностью:
а) полярные сияния +
б) ураганы
в) землетрясения

22. Какое явление на Земле связано с солнечной активностью:
а) увеличение техногенных катастроф
б) магнитные бури +
в) смерчи

23. Какое явление на Земле связано с солнечной активностью:
а) землетрясения
б) понижение ионизации верхних слоев атмосферы
в) повышение ионизации верхних слоев атмосферы +

24. Обладает ли Солнце магнитным полем:
а) нет
б) да +
в) не изучено

25. К солнечному излучению не относится:
а) солнечная радиация
б) тепловое излучение
в) магнитное излучение +

26. Каким способом осуществляется перенос энергии из недр Солнца наружу:
а) теплопередачей
б) конвекцией +
в) излучением

27. Грануляция на Солнце объясняется:
а) конвекцией +
б) теплопроводностью
в) излучением переноса энергии

28. Где образуются протуберанцы:
а) в хромосфере
б) в ядре
в) в солнечной короне +

29. Видимая поверхность Солнца называется:
а) фотосфера +
б) корона
в) хромосфера

30. Что является источником энергии Солнца:
а) ядерные реакции химических элементов
б) термоядерные реакции синтеза лёгких ядер +
в) химические реакции

Источник

По спектральной классификации к какому типу звезд относится Солнце?

Со́лнце — единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.

По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (жёлтый карлик). Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см³. Эффективная температура поверхности Солнца — 5780 К.

Жёлтый карлик — тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000—6000 K. Их спектральные классы G0V—G9V.

Соответственно своему названию, по результатам фотометрии они имеют жёлтый цвет, хотя субъективно их цвет воспринимается человеком как наиболее чистый белый (более горячие звёзды будут восприниматься человеком как голубоватые или голубые). Основным источником их энергии является термоядерный синтез гелия из водорода. Самым известным жёлтым карликом является Солнце. Другие известные звёзды: Тау Кита, Альфа Центавра А, Альфа Северной Короны В, 51 Пегаса.

Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет. После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран. Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.

Источник

Спектральная классификация звезд

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий.

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей.

По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10000–15000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.

На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров, которая легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.

Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.

Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также относительной интенсивности определенных спектральных линий. Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов, для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса гидрида хрома CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода).

Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами.

Так как одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой фотосферы, но различных классов светимости (то есть отличающимися на порядки светимостями), то с учётом светимости была разработана йеркская спектральная классификация (называемая ещё МКК – по инициалам её авторов У. Моргана, Ф. Кинана и Э. Келмана).

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.

Различают следующие классы светимости

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга – Рассела, то йеркская – положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине – расстояние (метод спектрального параллакса).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Звёзды одинаковых (или близких) классов светимости образуют на диаграмме Герцшпрунга – Рассела последовательности (ветви), например, ветвь красных гигантов или белых карликов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
(в разных представлениях)

Диаграмма была предложена астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом независимо друг от друга примерно в 1910 году.

Используя диаграмму, астрономы способны проследить жизненный цикл звезд, от молодых горячих протозвезд, через основные фазы развития, вплоть до фазы умирающего красного гиганта. Диаграмма также показывает зависимость температуры и цвета звезд от различных этапов их жизненного цикла.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно увидеть диагональную линию, ведущую с левого верхнего угла вправо вниз. Она известна как Главная Последовательность и большинство звезд проходят именно эти этапы в своем развитии. В целом, когда температура звезды уменьшается, падает и светимость звезды. На диаграмме также можно увидеть ответвление, которое находится выше 100 ед. светимости. Это красные гиганты, которые находятся в конце своего жизненного цикла. Они могут быть одновременно яркими и относительно холодными, поскольку они очень большие. Обычно эта стадия длится несколько миллионов лет.

Наклонные пунктирные линии на нижней диаграмме определяют размеры звезд в радиусах Солнца.

Источник