О чем говорит цвет звезды. Голубые – белые – желтые – красные звезды – различия звезд по цвету
В ясную ночь, присмотревшись, можно увидеть на небе мириады разноцветных звезд. Задумывались ли вы, от чего зависит оттенок их мерцания, и какие бывают цвета небесных светил?
Цвет звезды определяется температурой ее поверхности . Россыпь светил, словно драгоценные камни, имеет бесконечно разнообразные оттенки, словно волшебная палитра художника. Чем горячее объект, тем энергия излучения с его поверхности выше, а значит, короче длина испускаемых волн.
Даже незначительная разница в длине волны меняет воспринимаемый человеческим глазом цвет. Самые длинные волны имеют красный оттенок, с увеличением температуры он меняется на оранжевый, желтый, переходит в белый, а затем становится бело-синим.
Газовая оболочка светил выполняет функции идеального излучателя. По цвету звезды можно вычислить ее возраст и температуру поверхности. Конечно, оттенок при этом определяется не «на глаз», а с помощью специального инструмента - спектрографа.
Изучение спектра звезд - фундамент астрофизики нашего времени. То, какие бывают цвета небесных светил, является чаще всего единственной доступной для нас информацией о них.
Голубые звезды
Звезды голубого цвета - самые большие и горячие. Температура их внешних слоев составляет, в среднем, 10000 по Кельвину, а может достигать и 40000 для отдельных звездных гигантов.
В этом диапазоне излучают новые звезды, только начинающие свой «жизненный путь». Например, Ригель , одна из двух главных светил созвездия Ориона, голубовато-белая.
Желтые звезды
Центр нашей планетной системы - Солнце - имеет температуру поверхности, превосходящую 6000 по Кельвину. Из космоса оно и подобные ему светила выглядят ослепительно белыми, хотя с Земли кажутся, скорее, желтыми. Золотые звезды имеют средний возраст.
Из других известных нам светил белой звездой является и Сириус , хотя на глаз его цвет определить довольно сложно. Это происходит потому, что он занимает низкое положение над горизонтом, и по пути к нам его излучение сильно искажается за счет многократного преломления. В средних широтах Сириус, часто мерцая, способен всего за полсекунды продемонстрировать весь цветовой спектр!
Красные звезды
Темный красноватый оттенок имеют звезды с низкой температурой , например, красные карлики, масса которых составляет менее 7,5% от веса Солнца. Их температура ниже 3500 по Кельвину, и хотя их свечение представляет собой богатый перелив множества цветов и оттенков, мы видим его красным.
Гигантские светила, чье водородное топливо закончилось, также выглядят красными или даже коричневыми. В целом, в этом диапазоне спектра находится излучение старых и остывающих звезд.
Отчетливый красный оттенок имеет вторая из главных звезд созвездия Ориона, Бетельгейзе , а чуть правее и выше ее располагается на карте неба Альдебаран , имеющий оранжевый цвет.
Старейшая красная звезда из ныне существующих - HE 1523-0901 из созвездия Весов - гигантское светило второго поколения, найденное на окраинах нашей галактики на удалении в 7500 световых лет от Солнца. Ее возможный возраст составляет около 13,2 миллиарда лет, что не намного меньше предполагаемого возраста Вселенной.
Многообразие бесчисленного множества звезд на небе вынудило астрономов установить некоторый порядок среди них. Для этого ученые приняли решение разбить звезды на соответствующие классы их светимости. Например, звезды, которые излучают свет в несколько тысяч раз больше чем Солнце, получили название гиганты. Напротив, звезды с минимальной светимостью – это карлики. Ученые выяснили, что Солнце, согласно данной характеристике, является средней звездой.
по-разному светят?
Какое-то время астрономы думали, что звезды светят неодинаково из-за их различного расположения от Земли. Но это не совсем так. Астрономы выяснили, что даже те звезды, которые располагаются на одном и том же расстоянии от Земли, могут иметь совершенно разный видимый блеск. Этот блеск зависит не только от расстояния, но и от температуры самих звезд. Чтобы сравнивать звезды по их видимому блеску, ученые используют определенную единицу измерения – абсолютную звездную величину. Она и позволяет вычислять настоящее излучение звезды. Пользуясь этим методом, ученые подсчитали, что на небе находятся всего лишь 20 самых ярких звезд.
Почему звезды разного цвета?
Выше было написано, что астрономы различают звезды по их размерам и их светимости. Однако это еще не вся их классификация. Наряду с размерами и видимым блеском все звезды подразделяются и по своему собственному цвету. Дело в том, что свет, определяющий ту или иную звезду, имеет волновое излучение. Эти довольно короткими. Несмотря на минимальную волну световой длины, даже самая ничтожная разница в размерах световых волн резко меняет цвет звезды, который напрямую зависит от температуры ее поверхности. К примеру, если раскалить на железную сковороду, то она приобретет и соответствующий цвет.
Цветовой спектр звезды – это своеобразный паспорт, который определяет ее наиболее характерные особенности. Например, Солнце и Капелла (звезда, подобная Солнцу) были выделены астрономами в один и тот же . Обе они имеют желто-бледный цвет, температуру своей поверхности в 6000оС. Более того, их спектр имеет в своем составе одинаковые вещества: линии , натрия и железа.
Такие звезды, как Бетельгейзе или Антарес вообще имеют характерный красный цвет. Температура их поверхности равна 3000оС, в их составе выделяют оксид титана. Белый цвет имеют такие звезды, как Сириус и Вега. Температура их поверхности равна 10000оС. Их спектры имеют линии водорода. Существует и звезда с температурой поверхности в 30000оС – это голубовато-белая Ориона.
Звезды, которые мы наблюдаем, различаются как по цвету, так и по яркости свечения. Яркость звезды зависит как от ее массы, так и от расстояния до нее. А цвет свечения зависит от температуры на ее поверхности. Самые «холодные» звезды имеют красный цвет. А самые горячие – голубоватый оттенок. Белые и голубые звезды - наиболее горячие, их температура выше, чем температура Солнца. Наша звезда Солнце относится к классу желтых звезд.
Сколько же звезд на небе?
Подсчитать даже хотя бы примерно количество звезд в известной нам части Вселенной практически невозможно. Ученые могут лишь сказать, что в нашей Галактике, которая называется «Млечный Путь», может быть около 150 миллиардов звезд. А ведь есть еще и другие галактики! Зато гораздо более точно людям известно количество звезд, которые можно увидеть с поверхности Земли невооруженным глазом. Таких звезд около 4,5 тысяч.
Как рождаются звезды?
Если звезды зажигают, значит это кому-нибудь нужно? В бескрайнем космическом пространстве всегда есть молекулы простейшего вещества во Вселенной – водорода. Где-то водорода меньше, где-то больше. Под действием сил взаимного притяжения молекулы водорода притягиваются друг к другу. Эти процессы притяжения могут длиться очень долго – миллионы и даже миллиарды лет. Но рано или поздно молекулы водорода притягиваются настолько близко друг к другу, что образуется газовое облако. При дальнейшем притяжении в центре такого облака начинает повышаться температура. Пройдут еще миллионы лет, и температура в газовом облаке может подняться настолько, что начнется реакция термоядерного синтеза – водород начнет превращаться в гелий и на небосводе появится новая звезда. Любая звезда – это раскаленный газовый шар.
Продолжительность жизни у звезд существенно различается. Ученые выяснили, что чем больше масса новорожденной звезды, тем меньше срок ее жизни. Срок жизни звезды может составлять как сотни миллионов лет, так и миллиарды лет.
Световой год
Световой год – это расстояние, которое преодолевает за год луч света, летящий со скоростью 300 тысяч километров в секунду. А в году 31536000 секунд! Так вот, от ближайшей к нам звезды под названием Проксима Центавра луч света летит более четырех лет (4.22 световых года)! Эта звезда находится от нас в 270 тысяч раз дальше, чем Солнце. А остальные звезды находятся гораздо дальше - в десятках, сотнях, тысячах и даже в миллионах световых лет от нас. Именно поэтому звезды кажутся нам такими маленькими. И даже в самый мощный телескоп они, в отличие от планет, всегда видны, как точки.
Что такое «созвездие»?
С древних времен люди смотрели на звезды и видели в причудливых фигурах, которые образуют группы ярких звезд, образы животных и мифических героев. Такие фигуры на небосводе стали называть созвездиями. И, хотя на небосводе звезды, включаемые людьми в то или иное созвездие, зрительно находятся рядом друг с другом, в космическом пространстве эти звезды могут находиться на значительном удалении друг от друга. Самыми известными созвездиями являются Большая и Малая Медведицы. Дело в том, что в созвездие Малая Медведица входит Полярная звезда, на которую указывает северный полюс нашей планеты Земля. И зная, как найти на небосводе Полярную звезду, любой путешественник и мореплаватель сможет определить, где находится север и сориентироваться на местности.
Сверхновые звезды
Некоторые звезды в конце срока своей жизни вдруг начинают светиться в тысячи и миллионы раз ярче, чем обычно, и выбрасывают в окружающее пространство огромные массы вещества. Принято говорить, что происходит взрыв сверхновой звезды. Свечение сверхновой постепенно затухает и в конце концов на месте такой звезды остается только светящееся облако. Подобная вспышка сверхновой наблюдалась древними астрономами Ближнего и Дальнего Востока 4 июля 1054 года. Затухание этой сверхновой длилось 21 месяц. Сейчас на месте этой звезды находится известная многим любителям астрономии Крабовидная туманность.
Подводя итог данному разделу, отметим, что
V. Виды звезд
Основная спектральная классификация звёзд:
Коричневые карлики
Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа. Их спектральный класс М - T. В теории выделяется ещё один класс - обозначаемый Y.
Белые карлики
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга - Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара - как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера - Волкова - как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями - вспышками сверхновых.
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
Красные гиганты
Красные гиганты и сверхгиганты - это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 - 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов?3m-0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.
Переменные звёзды
Переменная звезда - это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать, также блеск может измениться, если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление:
Эруптивные переменные звёзды
- это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
Пульсирующие переменные звёзды
- это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
Вращающиеся переменные звёзды
- это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды
. Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
Затменно-двойные системы.
Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
Новые типы переменных
- типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.
Новые
Новая звезда - тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда:
Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t2) меньше 10 дней.
Быстрые - 11
Существует зависимость максимума блеска новой от t2. Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведет себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете все ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдет на спад. Таким образом, болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остается неизменной.
В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.
Сверхновые
Сверхновые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет - то I типа
Гиперновые
Гиперновая - коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 1046 джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования гиперновых, но пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 до 150 и более масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.
Нейтронные звёзды
У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.
С помощью телескопа можно наблюдать 2 миллиарда звезд до 21 звездной величины. Существует Гарвардская спектральная классификация звезд. В ней спектральные классы расположены в порядке уменьшения температуры звезд. Классы обозначены буквами латинского алфавита. Их семь: O — B — A — P — O — K — M.
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 02), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные.
Яркость и цвет звезд
Все звезды имеют цвет. Различают голубые, белые, желтые, желтоватые, оранжевые и красные звезды. Например, Бетельгейзе - красная звезда, Кастор - белая, Капелла - желтая. По яркости они делятся на звезды 1-й, 2-й, ... n-й звездной величины (n max = 25). К истинным размерам термин «звездная величина» отношения не имеет. Звездная величина характеризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Звездные величины могут быть и дробными, и отрицательными. Шкала звездных величин основана на восприятии света глазом. Разделение звезд на звездные величины по видимой яркости выполнил древнегреческий астроном Гиппарх (180 - 110 гг. до н. э.). Наиболее ярким звездам Гиппарх приписал первую звездную величину; следующие по градации блеска (т. е. примерно в 2,5 раза более слабые) он посчитал звездами второй звездной величины; звезды, слабее звезд второй звездной величины в 2,5 раза, были названы звездами третьей звездной величины и т. д.; звездам на пределе видимости невооруженным глазом была приписана шестая звездная величина.
При такой градации блеска звезд получалось, что звезды шестой звездной величины слабее звезд первой звездной величины в 2,55 раза. Поэтому в 1856 г, английский астроном Н. К. Погсои (1829—1891 гг.) предложил считать звездами шестой величины те, которые слабее звезд первой звездной величины ровно в 100 раз. Все звезды расположены на разных расстояниях от Земли. Проще было бы сравнивать звездные величины, если бы расстояния были равны.
Звездная величина, которую звезда имела бы при расстоянии в 10 парсек, называется абсолютной звездной величиной. Обозначается абсолютная звездная величина - M , а видимая звездная величина - m .
Химический состав наружных слоев звезд, с которых приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а содержание остальных элементов достаточно невелико.
Температура и масса звезд
Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности в единицу времени, определяется из закона Стефана - Больцмана.
Деление звезд на основании сопоставления светимости звезд сих температурой и цветом и абсолютной звездной величиной (диаграмма Герцшпрунга-Рессела):
- главная последовательность (в центре ее находится Солнце - желтый карлик)
- сверхгиганты (велики по размерам и большая светимость: Антарес, Бетельгейзе)
- последовательность красных гигантов
- карлики (белые - Сириус)
- субкарлики
- бело-голубая последовательность
Это разделение также и по возрасту звезды.
Различают следующие звезды:
- обычные (Солнце);
- двойные (Мицар, Албкор) делятся на:
- а) визуально-двойные, если их двойственность замечена при наблюдении в телескоп;
- б) кратные — это система звезд с числом больше чем 2, но меньше чем 10;
- в) оптически-двойные - это такие звезды, что их близость является результатом случайной проекции на небо, а в пространстве они далеки;
- г) физически-двойные — это звезды, которые образуют единую систему и обращаются под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс;
- д) спектрально-двойные — это звезды, которые при взаимном обращении подходят близко друг к другу и их двойственность можно определить но спектру;
- е) затменно-двойные - это звезды» которые при взаимном обращении загораживают друг друга;
Новые звезды - это звезды, которые существовали давно, но внезапно вспыхнули. Их яркость увеличилась за короткое время в 10 000 раз (амплитуда изменения яркости от 7 до 14 звездных величин).
Сверхновые звезды - это звезды, которые были незаметны на небе, но неожиданно вспыхнули и увеличили яркость в 1000 раз относительно обычных новых звезд.
Пульсар - нейтронная звезда, возникающая при взрыве сверхновой.
Данные об общем числе пульсаров и времени их жизни свидетельствуют, что в среднем в столетие рождаются 2-3 пульсара, это приблизительно совпадает с частотой вспышек сверхновых в Галактике.
Эволюция звезд
Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец умирают. Раньше астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На снимках 1947 г. в этом месте зафиксирована группа из трех звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959 г. эти продолговатые образования распались на отдельные звезды. Впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звезд буквально на глазах.
Во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления звезд. При изучении фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие черные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Эти газопылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звезд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объем их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звезд, по массе близких к Солнцу.
В черной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звездами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к ее центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газопы левое облако.
Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, еще очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от ее внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнет падать к центру со скоростью немногим менее 2 км/с, то центра она достигнет только через 200 ООО лет.
Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Звезды С массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного топлива и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 массы Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик.
какого цвета звёзды? и почему?
- Звезды бывают всех цветов радуги. Потому что у них разная температура и состав.
http://www.pockocmoc.ru/color.php- Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М. Планка (18581947), Й. Стефана (18351893) и В. Вина (18641928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах) , на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: lmax = 0,29/T. Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К) .
ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ
Спектральный классЭффективная температура, КЦвет
O———————————————2600035000 ——————Голубой
В ———————————————1200025000 ———-Бело-голубой
А ————————————————800011000 ———————Белый
F ————————————————-62007900 ———-Желто-белый
G ————————————————50006100 ——————-Желтый
К ————————————————-35004900 ————-Оранжевый
М ————————————————26003400 ——————Красный - Наше солнце — бледно-желтая звезда. А вообще звезды имеют самые разнообразные цвета и их оттенки. Различия в цвете звезд объясняется тем, что они имеют различную температуру. И вот почему это происходит. Свет, как известно, — это волновое излучение, длина волны которого очень мала. Если же хотя бы чуть-чуть изменить длину этого света, то резко изменится цвет картинки, которую мы наблюдаем. Например, длина волны красного цвета в полтора раза больше длины волны синего цвета.
Скопление разноцветных звезд
Ученые сформулировали физические законы, которые связывают цвет и температуру. Чем горячее тело, тем больше энергия излучения с его поверхности и тем короче длина излучаемых волн. Поэтому если тело излучает в синем диапазоне волн, то оно горячее, чем тело, излучающее красный цвет.
Атомы раскаленных газов звезд излучают фотоны. Чем горячее газ, тем выше энергия фотонов и тем короче их волна. Поэтому самые горячие новые звезды излучают в сине-белом диапазоне. По мере расходования своего ядерного топлива звезды остывают. Поэтому старые, остывающие звезды излучают в красном диапазоне спектра. Звезды среднего возраста, такие, как Солнце, излучают в желтом диапазоне.
Наше Солнце удалено от нас относительно недалеко, и поэтому мы ясно видим его цвет. Другие же звезды удалены от нас так далеко, что мы даже с помощью мощных телескопов не можем с уверенностью сказать, какого они цвета. Для выяснения этого вопроса ученые используют спектрограф — прибор для выявления спектрального состава звездного света. - От температуры зависит Самые горячие белого и голубого цветов самые холодные красного но и то у них температура выше любого расплавленного металла
- солнце же белое?
- Ощущение цвета чисто субъективное, оно зависит от реакции сетчатки глаза наблюдателя.
- на небе? знаю, что есть и голубые, и жлтые, и белые. вот наше Солнце — желтый карлик)))
- Звзды бывают разных цветов. Голубые имеют большую температуру чем красные и большую энергию излучения с его поверхности. Также они бывают белые, жлтые и оранжевые, и почти все состоят из водорода.
- Звзды бывают самых разных цветов, практически все цвета радуги (например: Солнце наше — желтое, Ригель — бело- голубой, Антарес- красный и т. д.)
Различия в цвете звезд объясняется тем, что они имеют различную температуру. И вот почему это происходит. Свет, как известно, — это волновое излучение, длина волны которого очень мала. Если же хотя бы чуть-чуть изменить длину этого света, то резко изменится цвет картинки, которую мы наблюдаем. Например, длина волны красного цвета в полтора раза больше длины волны синего цвета.
Как известно, нагреваемый металл при увеличении температуры сначала начинает светиться красным светом, потом желтым и, наконец, белым. Похожим образом светят и звезды. Красные — самые холодные, а белые (или даже голубые!) — самые горячие. Вновь вспыхнувшая звезда будет иметь цвет, соответствующий выделяемой в ее сердцевине энергии, а интенсивность этого выделения, в свою очередь, зависит от массы звезды. Следовательно, все нормальные звезды тем холоднее, чем они более красны, если так можно выразится. "Тяжелые" звезды — горячие и белые, а "легкие", немассивные — красные и относительно холодные. Температуры самых горячих и самых холодных звезд мы уже называли (см. выше) . Теперь мы знаем, что самые высокие температуры соответствуют голубым звездам, самые низкие — красным. Уточним, что в этом абзаце шла речь о температурах видимых поверхностей звезд, ведь в центре звезд (в их ядрах) температура гораздо выше, но и она наиболее велика в массивных голубых звездах.
Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т. е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т. е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.
Ученые сформулировали физические законы, которые связывают цвет и температуру. Чем горячее тело, тем больше энергия излучения с его поверхности и тем короче длина излучаемых волн. Поэтому если тело излучает в синем диапазоне волн, то оно горячее, чем тело, излучающее красный цвет.
Атомы раскаленных газов звезд излучают фотоны. Чем горячее газ, тем выше энергия фотонов и тем короче их волна. Поэтому самые горячие новые звезды излучают в сине-белом диапазоне. По мере расходования своего ядерного топлива звезды остывают. Поэтому старые, остывающие звезды излучают в красном диапазоне спектра. Звезды среднего возраста, такие, как Солнце, излучают в желтом диапазоне.
Наше Солнце удалено от нас относительно недалеко, и поэтому мы ясно видим его цвет. Другие же звезды удалены от нас так далеко, что мы даже с помощью мощных телескопов не можем с уверенностью сказать, какого они цвета. Для выяснения этого вопроса ученые используют спектрограф — прибор для выявления спектрального состава звездного света.
ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ дает зависимость от температуры цвета звезды, например: 35004900 — оранжевый, 800011000 белый, 2600035000 голубой и т. д. http://www.pockocmoc.ru/color.phpИ ещ важный факт: зависимость цвета свечения звезды от массы.
Более массивные нормальные звезды имеют большие температуры поверхности и недр. Они же быстрее сжигают свое ядерное горючее — водород, из которого, в основном, состоят почти все звезды. О том, какая же из двух нормальных звезд массивнее можно судить по ее цвету: голубые тяжелее белых, белые — желтых, желтые — оранжевых, оранжевые — красных.