на чем есть звезды 100 к 1

Кстати, самая холодная звезда этого типа имеет температуру всего 25 градусов по Цельсию.

Звезда Вольфа-Райе.
Очень яркие и очень горячие звёзды. Но основное отличие этих звёзд в наличием у них широкого спектра излучения водорода, гелия, а также кислорода, азота, углерода в разных степенях ионизации. Их спектры схожи с ядрами некоторых галактик. В нашей галактике обнаружено около 230 звезд этого типа, светимость которых в среднем больше в 4000 раза, чем у Солнца. Температура их фотосферы составляет примерно 50 000 градусов Цельсия.

Звезда WR-124 типа Вольфа-Райе.

Переменная звезда.
Яркость этих типов звёзд меняется в зависимости от происходящих в её районе физических процессов. то есть блеск этой звезды может меняться со временем. Что бы отнести звезду к этому классу надо обнаружить хотя бы одно изменение блеска.
Причинами их перемен может быть хромосферная активность, затмения в двойной системе, перетекание вещества с одной звезды на другую или другие глобальные события, по типу взрыва сверхновой.

Сверхновые.
Звёзды, которые заканчивают свой цикл эволюции в взрывном процессе. Таким термином были названы звёзды, которые вспыхивали ярче «новых» звёзд. Ещё существуют гиперновые, но они возникают только при коллапсе тяжёлой звезды, после того, как в ней не осталось источников для поддержания термоядерных реакций.

ULX.
Ультраяркие рентгеновские источники. Излучают в рентгеновском диапазоне (10^39–10^42 эрг/с в диапазоне 0,5–100 кэВ)

Нейтронные звёзды.
Возникают на поздних этапах эволюции у звезд с массой 8-10 масс Солнечных, потому что давление вырожденных электронов не может сдержать сжатия ядер, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратятся в нейтроны. Могут обладать сильным магнитным полем, благодаря ему и быстрому вращению на небе мы наблюдаем радио и рентгеновские пульсары.

Белые карлики.
Состоят из электронно-ядерной плазмы, слабо светятся и лишены источников термоядерной энергии, постепенно остывают и краснеют.
Образуются в процессе эволюции звёзд, чья масса недостаточна для превращения в нейтронную звезду (не превышает 10 масс Солнца).

Типа T Тельца
Класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа T Тельца.
Эти звёзды ещё не вступили на главную последовательность (На ранней стадии эволюции) В основном это молодые звёзды классов F, G, K, M с небольшой массой (меньше двух солнечных). Температура в их ядре недостаточна, чтобы запустить термоядерную реакцию превращения водорода в гелий, которая обычно возникает через 100 млн лет с момента рождения звезды. Источником их энергии является гравитационное сжатие. Так же в спектре этих звёзд есть литий, которого нет в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как при температуре в 2 500 000 K он расходуется в ядерных реакциях.

Лига Физиков

82 поста 962 подписчика

Правила сообщества

Запрещено:
— Оскорблять участников сообщества, а так же пользователей Пикабу.
— Публиковать посты, которые не относятся к физике
— Рекламировать кого-либо, чего-либо
— Нарушать правила Пикабу.

Сейчас бы классифицировать звезды по спектральному классу и не приложить диаграмму Герцшпрунга — Рассела 🙂

Много чего не понял, но это дико интересно:)

— Какого класса наша звезда(Солнце)?

— если температура карлика может быть 25 градусов, следовательно(в далеком будущем) к нему можно подлететь и изучить?

— Какая сила его(карлика) гравитации может быть?

-как далеко соседняя звезда(ближайшая)?

— какую максимальную скорость может выдержать человеческий организм в космосе?

Так, я не понел.. «Оh, Be A Fine Girl, Kiss Me (Right Now)» больше не описывает все типы звёзд?

F,O,M,A K,G,B тип звёзд от которых можно заправляться (elite dangerous)

А если серьёзно. Разве может быть у нейтронной звезды твёрдая оболочка?

Кстати, самая холодная звезда этого типа имеет температуру всего 25 градусов по Цельсию.

Понаберут материи в кредит, а потом с синтезом не справляются.

Так, пойду ещё на астрофизика отучусь. Это нереально охеренно!!

желтые звезды не такие уж и желтые

Вообразите, один бритый анличанин финики жевал, как банан. Разве не смешно?

Жизненный цикл нашего Солнца

Здравствуйте, заглянувшие на огонёк! С Вами рубрика «Пикабу: Прекрасный и Познавательный«. Кто-то оценит прекрасный рисунок художницы feefal, а самые любознательные прочитают описание изображенного, кое я посчитал нужным показать вам, поскольку немного сведущ в астрономии и астрофизике.

«Горение» гелия очень чувствительно к температуре и даже небольшие колебания температуры приводят к заметному увеличению скорости реакции (повышение температуры на 2% увеличивает скорость реакции вдвое), что делает звезду крайне нестабильной. От увеличения скорости реакции увеличивается температура, верхние слои газа расширяются, температура падает, скорость реакции сильно замедляется и так до нового витка, что приводит к сильным пульсациям, уносящим в межзвёздное пространство материал звезды. Звезда «лысеет«.

Черный карлик ещё долго будет поддерживать небольшую температуру за счёт гравитационного захвата тёмной материи из галактического гало, но как только аннигиляция тёмной материи завершится (а это займёт около 10^25 лет), он остынет окончательно. Но даже после этого он продолжит своё существование и его дальнейшая судьба зависит от того, стабилен протон или нет:

а) если протон нестабилен, то черные карлики полностью испарятся за счёт распада протона через 10^49 лет;

Как «умирают» звёзды

Лёгенький и простой научпоп о возникновении, жизни и коллапсе звёзд. Особо подробно описываются нейтронные звёзды.

P.S. Концовка топовая! Авторам научпоп на заметку.)

UPD: прошу прощение, забыл, что Пикабу не пускают ролики 3+ минуты. Перезалил через Ютьюб.

Анатолий Владимирович Засов, астрофизик, доктор физико-математических наук, профессор физического факультета МГУ имени М. В. Ломоносова рассказывает, какие бывают звёзды, как они рождаются и умирают и о многом другом.

Какая теория звездообразования в галактиках является общепринятой? Какие теории существовали наряду с ней? Что описывает закон Кенникатта-Шмидта и почему многие специалисты сомневаются, что это физический закон? Что такое зона Стрёмгрена? В каких галактиках можно в деталях наблюдать процесс образования звёзд? Что дало астрономам изучение галактики М33? Почему до сих пор нет стройной теории звездообразования в галактиках?

Рассказывает Ольга Сильченко, доктор физико-математических наук, заместитель директора по научной работе государственного астрономического института имени П. К. Штернберга.

Ученые кардинально изменили представление об эволюции звезд во Вселенной

Белые карлики, выглядящие менее старыми, чем они есть на самом деле, натолкнули ученых на идею, что процесс эволюции звезд вовсе не так прямолинеен, как было принято считать до этого. Выходит, что все это время ученые не могли определить истинный возраст некоторых звезд.

Совместная научная работа ученых из NASA и ESA возможно изменит сложившиеся представления о процессе формирования и старения небесных светил. При помощи аппарата Hubble было определено, что отдельные белые карлики имеют источник энергии, что в свою очередь означает, что процесс их старения протекает значительно медленнее.

Стоит напомнить, что белыми карликами принято называть остывающие звезды, имеющие небольшую массу и оставшиеся без водородной оболочки. Такая судьба со временем ждет практически все звезды, в том числе и Солнце.

Изучение процесса эволюции звезд помогает исследователем как ключевые этапы процесса угасания белых карликов, так и наиболее ранние этапы их «жизни».

В ходе последнего исследования астрономы проанализировали два звездных скопления M3 и M13. Их популяции звезд, которые со временем станут белыми карликами, серьезно отличались.

Воспользовавшись камерой, установленной на аппарате Hubble, специалисты сравнили несколько сотен белых карликов, расположенных в данных звездных скоплениях. Если в звездном скоплении M3 белые карлики были абсолютно непримечательными, то в скоплении M13 были как «обычные» звезды, так и белые карлики, которые каким-то непонятным образом сумели не растерять водородную оболочку, которая давала возможность им и дальше гореть.

При этом таких «особенных» звезд оказалось совсем немало. По расчетам ученых, до 70% белых карликов могут продолжать гореть. Это означает, что процесс их старения протекает существенно медленнее.

Полученные данные имеют огромное значение для науки. Ведь, как оказалось, все это время у ученых были ложные представления о звездах в нашей галактике. Более того, это означает, что методы определения возраста звезд требуют пересмотра. Ранее процесс старения звезд считался совершенно линейным. По предварительным данным, неточность прежних расчетов может измеряться миллиардами лет.

Что такое нейтронные звёзды и где происходит их рождение? Почему они вращаются быстрее обычных звёзд? Как астрофизики получают данные об этих космических объектах? Могут ли учёные предсказать поведение вращения нейтронных звёзд и их количество? Какие проблемы существуют в моделировании вращения нейтронной звезды? Почему долго не удавалось открыть эти объекты?

Рассказывает Антон Бирюков, астрофизик, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник лаборатории Космических проектов Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга.

Научпоп | Астрофотограф Дмитрий Селезнёв – DS Astro, астрофотография, научпоп и блогерская жизнь 🙂

Как начать заниматься астрофотографией и что для этого нужно? Сколько денег гребут лопатой научпоп-блогеры? Как избавить научпоп от ошибок? С помощью каких инструментов человек может изучать космос? Об этом и многом другом рассказывает Дмитрий Селезнёв, астрофотограф и астроном-любитель из города Азов Ростовской области, создатель проекта DS Astro.

Что такое быстрые радиовсплески

Астрофизики смогли определить механизм возникновения быстрых радиовсплесков — сигналов, природа которых до сих пор была неизвестна, так что некоторые даже считали, что они могут быть сигналами инопланетных цивилизаций. Судя по всему, быстрые радиовсплески формируются в окрестностях нейтронных звезд. Об этом рассказал Сергей Попов из Государственного астрономического института имени Штернберга МГУ, автора книги о нейтронных звездах «Суперобъекты», об истории исследования быстрых радиовсплесков и о том, какие гипотезы об их природе выдвигали ученые.

Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF; Hubble Legacy Archive, ESA, NASA

В этом посте речь идет об источнике FRB121102. Это пока единственный повторяющийся источник быстрых радиовсплесков.

Быстрые радиовсплески — новый загадочный астрофизический феномен (продвинутый читатель может посмотреть свежий небольшой обзор на английском языке). Их исследование началось всего лишь 10 лет назад, когда в 2007 году Дункан Лоример и его коллеги объявили об обнаружении первого очень мощного, но при этом короткого (несколько миллисекунд) радиовсплеска, пришедшего «из ниоткуда». То есть, как это было почти полвека назад с космическими гамма-всплесками, вспышка не наблюдалась больше ни в каком диапазоне спектра, а кроме того, не представлялось возможным точно локализовать, с чем она связана.

Первый всплеск, как и большинство последующих, был обнаружен при обработке архивных данных телескопа из обсерватории «Паркс» (Parkes Observatory) в Австралии. Эта 64-метровая антенна предназначена, в первую очередь, для исследования радиопульсаров. Всплеск получил обозначение FRB 010724, где FRB — Fast radio burst, а 010724 — дата: 24 июля 2001 года.

Если инструмент фиксирует короткий одиночный всплеск радиоизлучения, то его координаты можно определить лишь с точностью порядка 10 угловых минут. Это примерно треть лунного диска. С астрономической точки зрения — большая площадка, так как, например, крупный оптический телескоп увидит там большое количество объектов. Но при этом ничего выдающегося в области локализации первого всплеска не наблюдалось. Источник мог находиться или совсем близко (даже в магнитосфере Земли!), или очень далеко. Однако второе представлялось более вероятным, так как всплеск характеризовался большой мерой дисперсии.

Дело в том, что это только в вакууме скорость света одна и та же. Если же электромагнитное излучение распространяется в среде, то скорость волн разной длины будет отличаться. Именно поэтому призма дает радужную полоску спектра. Радиосигналы на двух разных частотах, распространяясь в космической плазме, имеют разные скорости. А потому сигнал на более высокой частоте приходит к нам раньше. Вот эта величина «сдвига» времени прихода сигнала в зависимости от частоты волны и характеризуется мерой дисперсии. Она тем больше, чем больше плотность зарядов в среде, в которой распространяется сигнал, и чем большее расстояние в этой среде сигнал проходит.

В случае лоримеровского всплеска FRB 010724 дисперсию нельзя было объяснить межзвездной средой нашей Галактики — ее не хватало. Значит, источник внегалактический, а мера дисперсии связана или с межгалактической средой, или со средой вокруг источника в другой галактике. Если дело в межгалактической среде, то расстояние до источника получалось порядка миллиардов световых лет! Тогда у источника колоссальная радиосветимость — миллиард светимостей Солнца. Такого никогда не видели, и это непросто объяснить.

Но это еще не все. Поскольку всплеск был открыт в рамках обработки архива обзорных наблюдений, то можно было оценить, как часто происходят такие события. Получалось, что на земном небе мы должны были бы видеть тысячи всплесков в день. Проблема, однако, в том, что радиотелескопы обычно смотрят лишь на маленький пятачок неба, да к тому же трудно выделить отдельную короткую вспышку, если она не повторяется, а точные координаты (и идентификация с известным источником) неизвестны. Вот и получалось, что до 2007 года мы не знали, что на небе все время виден радиофейерверк: яркая вспышка каждую минуту.

О втором событии отрапортовали лишь в 2012 году. Поэтому теоретики не бросились строить модели. Правда, еще в 2007 году Константин Постнов и я предложили модель, в которой вспышки были связаны с гипервспышками магнитаров — молодых активных нейтронных звезд с очень сильными магнитными полями. Кроме того, в нашей работе мы обратили внимание, что темп вспышек совпадает с темпом рождения магнитаров, а также что если пульсары с большими потерями энергии вращения могут давать вспышки, подобные гигантским импульсам пульсара в Крабовидной туманности, но только более мощные во столько же раз, во сколько раз больше энергопотери, то это тоже будет похоже на FRB. Были высказаны и другие предположения, в том числе довольно экзотические, в которых вспышки FRB связывались с космическими струнами.

Ситуация изменилась летом 2013 году, когда Торнтон и его соавторы сообщили сразу о четырех новых вспышкам. Все поняли, что дело серьезное.

За несколько месяцев теоретики предложили пару дюжин моделей для объяснения быстрых радиовсплесков. Там были и сливающиеся белые карлики, и испаряющиеся черные дыры, и необычные двойные системы, и одиночные компактные объекты, на которые падают астероиды. Не забыли, конечно, и инопланетян. «Все побывали тут», — сказал бы Михаил Юрьевич.

Но самые реалистичные модели были связаны с нейтронными звездами. Мы знаем, что эти объекты дают короткие радиоимпульсы. Мы знаем, что во вспышке нейтронные звезды могут за доли секунды выделять колоссальную энергию. Однако выбрать одну модель не получалось. И даже отбросить ряд моделей было непросто.

Появлялись новые данные наблюдений. За несколько лет было открыто около 30 источников (их каталог можно найти здесь). Для них измерялись различные параметры. Ввиду большой значимости проблемы статьи нередко публиковались в Science и Nature. Но ясности не было.

Важной вехой стало открытие источника FRB121102 — героя новой публикации. Это был первый всплеск, открытый на 300-метровой антенне в Аресибо (Пуэрто-Рико). Дальнейшие наблюдения показали, что от источника приходят новые всплески. Причем много — сотни! Стало ясно, что FRB — это не катастрофа. То есть, это не испарение черной дыры, не образование кварковой звезды, не какой-то вид сверхновой, не слияние нейтронных звезд и так далее. На первый план окончательно вышли модели с молодыми нейтронными звездами.

Участок неба, на котором зафиксировали FRB121102

Наблюдения повторных всплесков, в том числе одновременно несколькими радиотелескопами, позволили очень точно определить координаты источника. Кроме того, был обнаружен постоянный радиоисточник, с ним связанный. В конце концов, смогли разглядеть и галактику, в которой источник расположен, а значит, стало возможным точное определение энергетики вспышек, так как теперь было известно точное расстояние. Оказалось, что объект находится в небольшой галактике с мощным звездообразованием. Молодые нейтронные звезды «любят» такие места.

И в модели молодого магнитара (в данном случае речь идет о выделении энергии магнитного поля), и в модели молодого мощного радиопульсара (который испускает энергию своего вращения) можно объяснить все основные свойства FRB121102. Новая статья, пожалуй, подтверждает это.

В ней авторы смогли узнать кое-что новое о среде вокруг источника. Они измерили линейную поляризацию радиоизлучения — она оказалось 100-процентной, — а также смогли определить так называемую меру вращения. При распространении в плазме с магнитным полем плоскость поляризации электромагнитной волны поворачивается. Чем больше поле и чем больше в плазме свободных электронов, тем заметнее эффект. У FRB121102 измерена очень большая мера вращения, выделяющая его на фоне известных пульсаров, магнитаров и других источников быстрых радиовсплесков, для которых была установлена эта величина. Данные говорят о том, что источник всплесков находится в довольно плотной среде со значительным магнитным полем.

С одной стороны, авторы обращают внимание на то, что такие условия мы наблюдаем в окрестности сверхмассивных черных дыр. С другой, аналогичные условия могут быть и в очень молодых остатках сверхновых в областях звездообразования. А значит, мы снова возвращаемся к тому, что источники быстрых радиовсплесков связаны с молодыми нейтронными звездами.

Важным предсказанием моделей молодых нейтронных звезд, окруженных плотной туманностью, является эволюция свойств туманности на временах порядка нескольких лет. Соответственно, дальнейшие наблюдения вскоре должны проверить это.

В такой модели высокая активность FRB121102 может объясняться особой молодостью объекта. Скажем, десятки лет против сотен или тысяч лет у других источников. Со временем темп расходования (диссипации) и вращательной, и магнитной энергии неизбежно падает, — что подтверждают и наблюдения радиопульсаров и магнитаров, и теоретические расчеты, — соответственно и время между повторными всплесками должно возрастать. Для типичного магнитара оно должно составлять десятки или даже сотни лет, а потому мы и не видим повторных всплесков от других известных источников.

Сейчас в строй введены (FAST, UTMOST, ASKAP) или вводятся (CHIME, а в будущем — SKA) новые радиотелескопы. Будем надеяться, что это даст новые важные результаты, которые позволят решить загадку быстрых радиовсплесков в ближайшие несколько лет.

Источник

Сто к одному

Авторы: Сергей Бражников,
Сергей Пехлецкий Ведущий: Александр Гуревич

Режиссёр: Алексей Солянов (1995—1998),
Юрий Первушин (1998—2017),
Денис Березенко (с 2017) Редакторы: Павел Кабанов (1995),
Елена Орлова (1995—1996),
Сергей Городенский (1995—2011),
Михаил Палатник (с 2012),
Марина Кошкина (1996—2000, 2005—2013),
Сергей Дубов (1996),
Елена Куролес (2000),
Владимир Пехлецкий (2000—2009),
Игорь Журин (2001—2009),
Вера Петрова (с 2013),
Оксана Устинова (с 2013),
Нина Савельева (2016),
Ольга Хворова (с 2016) Производство: Студия 2В Композитор: Александр Иванов (1995—2000)
Олег Литвишко (аранжировка, 2000—2013)
Антон Грызлов (с 2013)

Страна: Россия Язык: Русский Количество сезонов: 25

Выпуски: 1 375 (на 02.05.2021)

Производство:

Продюсеры: Сергей Пехлецкий,
Андрей Могирев Исполнительный продюсер: Андрей Могирев (с осени 2018 года должность упразднена)

Продолжительность: 25 минут (1995—1997)

Вещание:

Канал: НТВ (8 января 1995 — 29 декабря 1996),
МТК/ТВ Центр (11 января 1997 — 20 сентября 1998),
РТР/Россия-1 (с 10 октября 1998) Период трансляции: с 8 января 1995 года Похожие передачи: «Магия десяти», «Family Fortunes», «Family Feud», «Familiada», «Битва умов»

«Сто к одному» — командная развлекательная телеигра на канале «Россия-1», цель которой — угадать наиболее распространённые ответы на риторические вопросы, данные людьми с московских улиц в результате опроса. Бессменный ведущий программы — Александр Гуревич.

Содержание

Правила игры

В каждой программе принимают участие две команды по пять человек в каждой. В основном, в командах состоят специально приглашённые «звёзды» или подобранные по профессиональному признаку люди.

Весь игровой процесс делится на пять игр: «простую», «двойную», «тройную», «игру наоборот» и «большую игру».

В студии игры присутствует табло, на котором показывается статистика текущей игры: количество «промахов» у обеих команд, их счета, размер «фонда», а также шесть строк с самыми популярными ответами людей на заданный вопрос. В большой игре, ввиду некоторых изменений в правилах, показываются в два столбика ответы двух игроков и количество людей, ответивших так же. В правом нижнем углу указан текущий счёт.

Простая игра

И простая, и двойная, и тройная игры начинаются с определения команды, которая будет первой давать ответы на поставленный вопрос. К игровому столу подходят по одному представителю от каждой команды (в простой игре — капитаны, а в последующих играх следующие по очереди игроки); затем ведущий задаёт вопрос, после прочтения которого игроки должны успеть нажать на специальную кнопку раньше своего соперника. Первый участник, сделавший это, получает возможность озвучить свою версию и проверить её на наличие в числе шести популярных ответов граждан. Если такая версия присутствует, и она не первая по популярности, соответствующая строка открывается, очки, равные количеству людей, давших такой же ответ, перечисляются в «фонд» игры, а ведущий спрашивает у другого участника ответ на этот же вопрос. Задача второго участника — назвать версию, которая окажется популярнее, нежели ответ соперника. В случае удачного ответа, ведущий уходит к команде второго игрока, иначе — к команде первого. К команде первого участника ведущий уходит также в случае, если представитель этой команды дал самый популярный ответ — потому, разумеется, соперник не может назвать более популярную версию.

Если же ни один участник не смог угадать ответ, на их место приглашаются следующие члены команды. Право первого ответа на вопрос получает игрок, прошлый представитель команды которого первым нажал на кнопку. И так происходит до тех пор, пока хотя бы один игрок не даст ответ, присутствующий на табло.

После этого ведущий по кругу опрашивает членов команды, заработавшей на это право, до тех пор, пока не прозвучит три неверных ответа, либо до момента полного открытия табло с версиями. За каждую угаданную версию очки за неё переходят в «фонд», а если команда откроет все шесть строк, то весь «фонд» отправится к ней на счёт.

В случае трёх ошибочных версий, данных командой, ведущий проводит блиц-опрос другой команды: он по очереди, начиная с пятого игрока, опрашивает всех членов команды, кроме капитана, который выбирается самой командой до игры. После этого он должен принять решение: принять ли какую-нибудь из версий команды, или же дать свою. Ответ, который назовёт капитан, и будет проверяться на табло. Если он действительно находится в числе оставшихся неоткрытых ответов, фонд раунда достаётся команде, в ином случае — переходит к соперникам.

Если по окончании игры не все версии были угаданы, ведущий открывает оставшиеся ответы.

Двойная игра и тройная игра

Двойная и тройная игры ничем не отличаются от простой, кроме множителя очков: в двойной и тройной играх все получаемые очки умножаются на два и на три, соответственно, и приглашением к игровому столу следующих в очереди игроков.

Игра наоборот

Эта игра появилась с 5 апреля 1997 года. Название «Игры наоборот» говорит само за себя — здесь игрокам выгоднее угадывать не первый по популярности ответ, а наоборот — шестой. Чем ниже строчку на табло занимает ответ, данный командой, тем больше очков она заработает. Если же версии на табло не оказалось, команде не будет начислено ни одного очка.

Озвучив вопрос, ведущий даёт двадцать секунд командам на обсуждение, после чего капитаны дают ответы, которые не должны совпадать между собой. Первой называет ответ команда, имеющая меньше очков на счету (в первые месяцы существования Игры наоборот очередь выпадала команде, победившей в жеребьёвке «до первого проигрыша» перед Простой игрой). Затем ведущий по порядку открывает строчки табло с ответами (хотя зачастую ведущий открывает и в произвольном порядке, по желанию команд). В случае обнаружения версии какой-либо команды очки сразу же перечисляются на их счёт.

Вопросы в Игре наоборот в основном начинаются со слова «Самый…» или т. п. Например: «Самая популярная новогодняя песня».

Команда, набравшая наибольшее количество очков после четырёх игр, побеждает в игре.

Большая игра

В «большой игре» принимают участие два представителя команды-победительницы (до 29 марта 1997 года по результатам тройной игры, с 5 апреля 1997 года — игры наоборот). Они должны выбрать, кто будет начинать игру, а кто на время игры первого игрока удалится в специальную комнату.

После принятия решения первому игроку предстоит дать ответы на пять вопросов за пятнадцать секунд. Затем ведущий с участником поочерёдно проверяют ответы последнего на наличие людей, давших такой же ответ (синонимы в «большой игре» не считаются). В случае наличия таких людей в «фонд» добавляются очки за этот ответ, равные количеству людей, ответивших так.

Второму игроку, вернувшемуся из-за кулис после игры первого участника, ответы последнего и очки за них не показываются, однако текущий «фонд» не скрывается. На сей раз, за двадцать секунд ему предстоит дать ответы на те же самые вопросы. Если его ответ совпал с ответом предыдущего участника, специальный сигнал предупредит об этом, и игроку нужно будет дать другую версию. Далее происходит такая же процедура проверки ответов.

Если фонд «большой игры» достигнет 200 очков или больше, команда получает приз от программы. В 1995—1997 годах он составлял 5 миллионов рублей, затем стал больше — до 10. С 5 апреля 1997 года джекпот составлял 5 000 рублей, но затем был повышен до 10 000 рублей. С 1 апреля 2000 года джекпот увеличен до 25 000 рублей, а с 28 сентября 2014 года он был удвоен. В выпуске от 25 июня 2017 года джекпот составлял 150 000 рублей.

В случае проигрыша до конца 1997 года каждый член команды получал деньги от спонсора программы, равные общему количеству очков, умноженному на 1 000 рублей. После деноминации данные «утешительные призы» некоторое время сохранялись, но уже в прямом переводе очков в рубли.

В начале 2015 года, в честь 20-летия программы, правила Большой игры были немного изменены. Теперь к очкам, которые заработал первый игрок за ответ на первый вопрос, добавляются очки, равные количеству лет программы в эфире. Например, в 2015 году добавляется 20 очков, в 2016-м — 21 очко, и так далее. Такой бонус предлагался в течение 5 лет, вплоть до конца 2019 года.

Интересные факты

Повторы выпусков

Мини-игры

Отдельные рекорды

Антирекорды в Большой игре

Редко игроку в Большой игре не удаётся набрать ни одного очка.

Источник