РЕШЕНИЯ

1

Ответ -1, следует из таблицы 88 учебника ВВ за 10 класс, стр.104-105, плюс огромные размеры и масса, говорят о том, что Бетельгейзе сверхгигант

Приближаясь к финальному отрезку существования объекты с весом, превышающим солнечный в 10-70 раз, переходят в разряд сверхгигантов.

4 - Температура Веги превышает 10 000К, а масса в пределах 3 масс Солнца все это указывает на спектральный класс А

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Звезды сверхгиганты – космическая судьба этих колоссальных светил предназначила им в определенное время вспыхнуть сверхновой.

Содержание: 1  Общие сведения 2  Свойства и параметры 3  Классификация звезд сверхгигантов 4  Материалы по теме 5  Красные сверхгиганты 6  Голубые сверхгиганты

Общие сведенияРождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.

Свойства и параметры

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Масса играет решающую роль в формировании звезд – в крупном ядре синтезируется больше количество энергии, которая повышает температуру светила и его активность. Приближаясь к финальному отрезку существования объекты с весом, превышающим солнечный в 10-70 раз, переходят в разряд сверхгигантов. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела, характеризующей отношения звездной величины, светимости, температуры и спектрального класса, такие светила расположены сверху, указывая на высокую (от +5 до +12) видимую величину объектов. Их жизненный цикл короче, чем у других звезд, потому что своего состояния они достигают в финале эволюционного процесса, когда запасы ядерного топлива на исходе. В раскаленных объектах заканчивается гелий и

водород, а горение продолжается за счет кислорода и углерода и далее вплоть до железа.Классификация звезд сверхгигантовПо Йеркской классификации, отражающей подчинение спектра светимости, сверхгиганты относятся к I классу. Их разделили на две группы:

Ia – яркие сверхгиганты или гипергиганты; Ib – менее яркие сверхгиганты.

МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ

Размеры звезд

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.Красные сверхгигантыКрупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Голубые сверхгиганты

Ригель

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

Денеб

В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Ее спектральный класс Ia, это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тыс. Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а вес – в 19. Денеб быстро теряет свою массу, звездный ветер невероятной силы разносит ее вещество по Вселенной. Звезда уже вступила в период нестабильности. Пока ее блеск изменяется по небольшой амплитуде, но со временем станет пульсирующим. После исчерпания запаса тяжелых элементов, которые поддерживают стабильность ядра, Денеб, как другие голубые сверхгиганты, вспыхнет сверхновой, а его массивное ядро станет черной дырой.

Интересные фактыКрасный карлик может существовать миллиарды лет, экономно расходуя внутреннее топливо, а для сверхгиганта этот период сокращается до нескольких миллионов.

Туманность вокруг Полярной звезды

Известная всем Полярная звезда – представительница этого класса. Она относится к желтому спектру, ее радиус больше солнечного в 30 раз, а светимость – в 2200.Гипергиганты не значительно превосходят сверхгигантов по размеру, но при этом превалируют в массе в десятки раз, а их яркость достигает от 500 тыс. до 5 млн. светимостей Солнца. Эти звезды имеют самую короткую жизнь, иногда она исчисляется сотнями тысяч лет. Таких ярких и мощных объектов в нашей Галактике найдено около 10.+

Изначально ученые считали, что голубые гиганты взрываются, переходя в стадию красных. Но неоднократные наблюдения вспышек сверхновых непосредственно из голубых сверхгигантов, доказали ошибочность этой теории. Колоссальная энергия таких процессов стала неожиданностью для ученых. Под пристальное наблюдение попала Эта Киля, являющаяся нестабильной. Этот голубой сверхгигант, способный затмить 120 Солнц, может взорваться сверхновой в недалеком будущем. Воздействие взрывной волны подобной силы на нашу Солнечную систему непредсказуемо, но мы точно не узнаем о них.

Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-sverhgigantyi.html#ixzz4zXBDRrn0Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы. Различия в спектрах звезд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и

давления (определяющих степень ионизации атомов). Вид спектра зависит также от наличия магнитных и межатомных электрических полей, различий в химическом составе, вращения звезд и от других факторов.

Сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания.

Содержание  [скрыть] 

1 Классы Анджело Секки 2 Основная (гарвардская) спектральная классификация 3 Йеркская классификация с учётом светимости (МКК) 4 Дополнительные спектральные классы 5 Характеристические особенности в классе

o 5.1 Добавочные индексы, стоящие перед обозначением спектра o 5.2 Добавочные индексы, стоящие после обозначения спектра

6 Мнемоника 7 Примечания 8 Литература

Классы Анджело Секки[править | править вики-текст]

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[1][2][3]. В 1868 годуСекки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу[4]. А в 1877 году он добавил пятый класс[5].

Класс I — белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир; включает в себя современные класс A и начало класса F. 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. 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 [6] .

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[6][7].

Основная (гарвардская) спектральная классификация[править | править вики-текст]Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924   годах  является температурнойклассификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Класс

Температура,

K

Истинный цвет

Видимый

цвет[8][9]

Масса,M☉

Радиус,R☉

Светимость,L☉

Линии водор

ода

Доля* в глав. после

д.,%[10]

Доля* нa

ветв. бел.к.,%[10]

Доля* гигантс

ких,%[10]

O 30 000—60 голубой голубой 60 15 1 400 000 слабые ~0,00003 - -

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Класс

Температура,

K

Истинный цвет

Видимый

цвет[8][9]

Масса,M☉

Радиус,R☉

Светимость,L☉

Линии водор

ода

Доля* в глав. после

д.,%[10]

Доля* нa

ветв. бел.к.,%[10]

Доля* гигантс

ких,%[10]

000 034

B 10 000—30 000

бело-голубой

бело-голубой и белый

18 7 20 000 средние 0,1214 21,8750 -

A 7500—10 000

белый белый 3,1 2,1 80 сильные 0,6068 34,7222 -

F 6000—7500жёлто-белый

белый 1,7 1,3 6 средние 3,03398 17,3611 7,8740

G 5000—6000 жёлтый жёлтый 1,1 1,1 1,2 слабые 7,6456 17,3611 25,1969

K 3500—5000оранжев

ый

желтовато-

оранжевый

0,8 0,9 0,4очень

слабые12,1359 8,6806 62,9921

M 2000—3500 красныйоранжев

о-красный

0,3 0,4 0,04очень

слабые76,4563 - 3,9370

* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (КолонкаДоля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов)[10]

2

1, из курса астрономии и справочной литературе, но факт известный ШС - старейшие объекты в галактике

Возраст шаровых скоплений достигает 13—15 млрд лет. Это самые старые образования в Галактике - ровесники самой звездной системы (Сейчас этот возраст, как и возраст всей наблюдаемoй нами Вселенной, пересматривается в сторону уменьшения).

2Действительно открытие галактик принадлежит Хабблу. Т.к. он смог разложить на звезды Туманность Андромеды. И установил, что она находится намного дальше, чем звезды Млечного Пути.

Строение Галактике

Строение Галактики

Изучение характера распределения звезд разных типов в Галактике показало, что наш звездный «остров» имеет сложное строение и состоит из нескольких проникающих друг в друга подсистем.

Молодые и яркие звезды вместе с облаками межзвездного газа и космической пыли образуют плоский диск. Здесь же сосредоточены белые карлики, планетарные туманности и звезды, взрывающиеся как сверхновые. В галактическом диске встречаются звезды и типа нашего Солнца, имеющие возраст 5—6 млрд лет и содержащие до 4% тяжелых химических элементов. Плотность звезд заметно убывает от центра диска к его окраинам.

В центральной части галактического диска имеется шарообразное утолщение. Внутри этого утолщения и «прячется» ядро Галактики, которое скрыто от нас облаками межзвездной пыли. Первое проникновение в тайны галактического ядра совершили пулковский астроном Александр Александрович Калиняк (1905—1983) и крымский — Владимир Борисович Никонов. Летом 1948 года в Симеизе совместно с московским физиком Валерьяном Ивановичем Красовским они получили первую фотографию ядра Галактики. Решить эту задачу им помогла инфракрасная астрономия: с помощью электронно-оптического преобразователя (Электронно-оптический преобразователь — фотоэлектрический прибор, который превращает невидимые инфракрасные лучи в лучи, видимые глазом и действующие на фотографическую пластику) невидимое ядро было заснято в инфракрасных лучах, обладающих большем проникающей способностью, чем лучи видимые. Они-то и пробили пылевую завесу.

Но это было только начало штурма галактического ядра. К его исследованиям вскоре подключились радиоастрономы. Они установили, что в диапазоне метровых волн ядро «светит» настолько ярко, что затмевает радиоизлучение спокойного Солнца! Было обнаружено также мощное истечение газа из центральных областей Галактики. По-видимому, в ее ядре происходят исключительно бурные процессы.

Наиболее интересные результаты были получены при исследовании центра нашей Галактики с помощью телескопа АРТ-П, установленного на орбитальной обсерватории «Гранат». Оказалось, что оттуда исходит не только поток радиоволн, но и рентгеновское излучение, и гамма-всплески. Один из самых интересных рентгеновских объектов в этой

области неба, хотя далеко не самый яркий, — знаменитый Стрелец А, совпадающий с динамическим центром Галактики. Это и уникальный источник мощного радиоизлучения. Предполагается, что здесь находится сверхмассивная черная дыра с массой около 2 млн солнечных масс. Но гипотеза о сверхмассивной черной дыре, расположенной вблизи центра Галактики, еще не получила веских доказательств в свою пользу.

Плоский диск как бы погружен в сферическую составляющую Галактики, или гало. «Население» гало представлено преимущественно старыми и слабыми по блеску звездами. Здесь мы видим шаровые звездные скопления, красные сверхгиганты. Они разбросаны почти по всему объему сплюснутого гало вплоть до расстояний в 10 тыс. пк (примерно 30 тыс. световых лет) от галактической плоскости. В сферическую подсистему Галактики входят и звезды центрального утолщения — балджа. Газ и пыль в гало практически отсутствуют. Плотность звезд нарастает к центру Галактики. Масса гало приближается к массе диска.

Возраст шаровых скоплений достигает 13—15 млрд лет. Это самые старые образования в Галактике - ровесники самой звездной системы (Сейчас этот возраст, как и возраст всей наблюдаемoй нами Вселенной, пересматривается в сторону уменьшения).

Как видим, в зависимости от возраста звезды по-разному распределены в галактическом пространстве: старые заполняют сферический объем, молодые собраны в тонком диске.

С возрастными различиями звезд связаны различия и в их химическом составе. Наиболее старые светила содержат тяжелых химических элементов (тяжелее гелия) примерно в 100 раз меньше, чем Солнце. Стоит отметить, что для образования планет и зарождения жизни крайне необходимы тяжелые химические элементы. Поэтому вряд ли могли возникнуть планеты у звезд гало.

Важным шагом в изучении Галактики было обнаружение ее вращения вокруг оси, перпендикулярной к средней галактической плоскости. В этом вращении участвуют все звезды диска и газопылевые туманности. Скорость движения звезд вокруг галактического центра по мере удаления oт него сначала возрастает и достигает наибольшего значения (примерно 220 км/с) в окрестностях Солнца, а к краю Галактики медленно убывает. По этой скорости и расстоянию Солнца от центра Галактики, равному 8,5 кик, или около 28 тыс. световых лет, нетрудно вычислить период обращения Солнца. Он составляет около 230 млн. лет и называется галактическим годом.

По периоду обращения Солнца можно приближенно оцепить массу Галактики — диска имеете с гало. Для этого достаточно воспользоваться третьим обобщенным законом Кеплера. Оказалось, что она равна примерно 250 млрд масс Солнца.

Все звезды в Галактике связаны взаимным тяготением. Это служит надежной гарантией устойчивости звездной системы во времени.

Очень многое о строении и структуре нашей Галактики удалось узнать в результате изучения ближайших к нам больших звездных систем, таких как знаменитая Туманность Андромеды, обладающих четко выраженной спиральной структурой. Поэтому было разумно предположить, что наша Галактика тоже имеет спиральные ветви. Но как их распознать в бледном сиянии Млечного Пути? Ведь мы наблюдаем Галактику изнутри. Различные структуры галактического диска проецируются друг на друга, а многое прости

скрыто от нас пылевыми облаками. И все-таки данная проблема получила оригинальное решение.

В 1951 году исследователи Вселённой сделали важное открытие: на волне 21 см они обнаружили сильный постоянным радиосигнал и прозвали его «песней водорода». Правда, открытие это ни для кого не явилось неожиданностью. Теоретически было уже предсказано, что нейтральный межзвездный водород должен «звучать» именно на такой волне. И. «вслушиваясь» в мелодию этой «песни», радиоастрономы смогли проникнуть за завесу межзвездной пыли и приступить к изучению структуры галактического диска.

Исследование излучения межзвездного газа в радиолинии водорода 21 см позволило установитъ ею распределение в пространстве. Оказалось, что уплотнения водорода действительно образуют спиральный узор. Постепенно удалось построить спиральную структуру для значительной части Галактики. Спиральные ветви, или рукава, вдоль которых группируются молодые горячие звезды отходят от центрального сгущения. Части трех рукавов хорошо прослеживаются в Орионе, Персее и Стрельце. В одном из узлов Орионова рукава, на краю Галактики, находится Солнечная система. Спиральные ветви закручиваются, то есть направление вращения Галактики совпадает с направлением от конца ветви к галактическому ядру.

Таким образом, если наблюдать нашу Галактику плашмя, то мы увидели бы, как из ее ядра вытекают спиральные ветви. Огибая центральное сгущение, расширяясь и разветвляясь, они теряют свою яркость, и постепенно след их пропадает.

Если ознакомиться с цветной фотографией Галактики, то нельзя не отметить, казалось бы, странное распределение на снимке цветов: ядро желтое, спирали — голубые! Но мы уже знаем, что, чем горячее звезда, тем она голубей. Последнее означает, что наиболее горячие звезды находятся в спиралях.

Газовый галактический диск пронизан силовыми линиями магнитного поля Галактики. Магнитное поле препятствует движению ионизованного газа поперек силовых линий, но не мешает ему распространяться вдоль них.

Магнитное поле не только влияет на движение межзвездного газа. Оно удерживает в Галактике космические лучи, возникающие при вспышках сверхновых. Эти лучи состоят из заряженных частиц, движущихся со скоростями, близкими к скорости света. В основном это протоны (ядра атомов водорода) с добавкой альфа-частиц (ядер гелия) и электронов и ничтожной примесью ядер атомов лития, углерода, азота, кислорода, железа и других более тяжелых элементов А так как силовые линии магнитного поля имеют довольно сложную конфигурацию, то космическим лучам приходится долго «петлять» по всему объему Галактики, прежде чем им удастся вырваться наружу — в межгалактическое пространство. Плотность энергии космических лучей в расчете на единицу объема Галактики примерно равна плотности энергии излучения звезд.

Магнитное поле Галактики тормозит быстрые релятивистские электроны. Это вызывает так называемое синхротронное (нетепловое) радиоизлучение на метровых волнах. Оно приходит к нам буквально со всех сторон неба. В противоположность этому нейтральный водород, сконцентрированный вблизи галактической плоскости, подает свой «радиоголос» только из зоны Млечного Пути.

В последние годы выяснилось, что плоский галактический диск и окружающее eго гало погружены в очень разреженную корону, которая является третьим главным структурным элементом Галактики. Полная масса короны в несколько раз превышает суммарную массу всех звезд Галактики. Она проявляет себя тяготением, но не излучает света, и в ней пе обнаружено ни звезд, ни газовых облаков.

3

1 ну тут бесспорный факт

3 Шаровые скопления действительно распределяются в Галактике, как указано на рисунке

4

2, В соответствии с законом всемирного тяготения, значение гравитационного ускорения на поверхности Земли или другой планеты связано с массой планеты M следующим соотношением:

, где G — гравитационная постоянная (6,67408(31)·10−11 м3·с−2·кг−1), а r — радиус планеты.

Плотность (плотность однородного тела или средняя плотность неоднородного) находится по формуле:

где m — масса тела, V — его объём; формула является просто математической записью определения термина «плотность», данного выше.

Объем шара определяется , радиус спутника есть.

Решив это уравнение и имея табличную плотность определяем массу, и подставляем в формулу ускорения свободного падения (см.выше)

3 Чем ближе объект к основному телу тем выше сила притяжения. Ио ближе всех спутников Юпитера к самой

планете ,

Здесь — гравитационная постоянная, равная 6,67408(31)·10−11 м³/(кг·с²)[1].

Но изначально используем формулы для определения объема, указаны выше.

Объем шара: , где — диаметр шара.

Тогда масса:

http://tvlad.ru/mass/massa-sploshnoy-detali.html

Связь первой и второй космической скоростью

3.

5

3. таблица Г-Р, исходим из температуры 3100, это правый нижний край диаграммы, а там звезды класса М

5 .Температура Солнца самый известный факт - 6000К

5

1, Смотри формулы выше и вариант для уточнения неверности других утверждений формулы ниже.

Уравнение второго закона Ньютона для тела, движущегося по орбите вокруг планеты, можно записать в виде

где m — масса объекта, a — его ускорение, G — гравитационная постоянная, M— масса планеты, R — радиус орбиты.

В общем случае при движении тела по окружности с постоянной по модулю скоростью его

ускорение равно центростремительному ускорению С учётом этого уравнение движения с

первой космической скоростью приобретает вид:

Отсюда для первой космической скорости следует

Радиус орбиты складывается из радиуса планеты и высоты над её поверхностью . Соответственно, последнее равенство можно представить в виде

Подставляя численные значения для орбиты, расположенной вблизи поверхности Земли (h ≈ 0, M =

5,97·1024 кг, R0 = 6 371 км), получаем 7,9 км/с.

4. не верен так как а=1, 6м/с2

закончил просмотр 26.11.2017 ( всего 6 задач)

3,4 Смотри формулы выше

2,5 Явные значения и температуры указываю во втором случае (ответ5) а в первом случае диаметр указывает на принадлежность к сверхгигантам

5,2 - соответствует данным в таблице ГР

1,5 логическое построение. Чем ближе к Солнцу, тем скорость больше. Чем тело массивнее, тем вторая космическая скорость выше. А так проверяется еще и по формуле

связь между первой и второй

1,3 Тут все и так видно, обычное знание предмета из общего курса физики или астрономии

3,5 Абсолютно верно - теория учебник астрономии. и диаграмма ГР

2,4 - снова всё тривиально из обычного курса астрономии (это точно нужно знать как Отче…).

2,5 - все абсолютно верно и из истории о белых карликах указывается, что самый первый БК был открыт в лице звезды - 40 Эридана !

2 нет,4

Тут вообще все через … Начнем с расстояния до Альтаира!

Вместо 17 св. лет 360 афигеть.

Т.е. по таблице все хорошо, а в реалии всё плохо - неверно.

Да и все остальные вопросы - какая-то ерунда несусветная. Т.е. реально не притянутых ответов за уши, не получить!

Т.е. если забить на ошибку и использовать таблицу, утверждение 2 верно

4 утверждение с определенной натяжкой так же можно принять.

Остальное ерунда.

3,2

С некоторой оговоркой утверждение 3 можно принять. Теория и данные последних лет немного отличаются по Марсу. Ну так закрыв глаза, средняя температура на планете колеблется от -100 до +10С Но скорее да чем нет. Все остальные утверждения не соответствуют.