Какого цвета звезды

Цвета звезд. 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 (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), 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: l max = 0,29/T . Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дает полный поток излучения на всех длинах волн (в ваттах с квадратного метра): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Спектры звезд. Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды. По доплеровскому смещению линий измеряют скорость движения самой звезды, например, по орбите в двойной системе.

В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.

Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород – это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения – это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня.

Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M - m ) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.

Показатель цвета. 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.

Спектральная классификация. Все разнообразие звездных спектров можно уложить в логичную систему. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера , подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919). Сначала спектры были расставлены по интенсивности линий и обозначены буквами в алфавитном порядке. Но развитая позже физическая теория спектров позволила расположить их в температурную последовательность. Буквенное обозначение спектров не изменили, и теперь порядок основных спектральных классов от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.

Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории. Это двумерная система, в которой спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Ее преемственность с одномерной Гарвардской классификацией в том, что температурная последовательность выражена теми же буквами и цифрами (A3, K5, G2 и т.д.). Но дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на яркие сверхгиганты, сверхгиганты, яркие гиганты, нормальные гиганты, субгиганты, карлики (звезды главной последовательности) и субкарлики. Например, обозначение G2 V относится к звезде типа Солнца, а обозначение G2 III показывает, что это нормальный гигант с температурой примерно как у Солнца.

Специалисты выдвигают несколько теорий их возникновения. Наиболее вероятная из низ гласит о том, что такие звезды голубого цвета, очень давно были двойными, и у них происходил процесс слияния. Когда 2 звезды объединяются, то возникает новая звезда с гораздо большой яркостью, массой, температурой.

Голубые звезды примеры:

• Гамма Парусов;
• Ригель;
• Дзета Ориона;
• Альфа Жирафа;
• Дзета Кормы;
• Тау Большого Пса.

Звезды белого цвета — белые звезды

Один ученый обнаружил очень тусклую звезду белого цвета, которая была спутником Сириуса и она получила название Сириус В. Поверхность это уникальной звезды разогрета до 25000 Кельвинов, а радиус её маленький.

Белые звезды примеры:

• Альтаир в созвездии Орла;
• Вега в созвездии Лиры;
• Кастор;
• Сириус.

Звезды желтого цвета — желтые звезды

Такие звезды имеют свечение желтого цвета, а их масса находиться в пределах массы Солнца — это около 0,8-1,4. Поверхность таких звезд обычно разогрета до температуры 4-6 тыс. Кельвинов. Живет такая звезда около 10 млрд. лет.

Желтые звезды примеры:

• Звезда HD 82943;
• Толиман;
• Дабих;
• Хара;
• Альхита.

Звезды красного цвета — красные звезды

Первые красные звезды открыли в 1868 году. Их температура довольно таки низкая, а внешние слои красных гигантов заполнены большим количеством углерода. Ранее подобные звезды составляли два спектральных класса — N и R, но сейчас ученые смогли определить еще один общий класс — C.

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 Очень медленные: 151 Предельно медленные, находящие вблизи максимума годами.

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.

Звезды разного цвета

Наше Солнце - бледно-желтая звезда. Вообще цвет звезд - потрясающе разнообразная палитра красок. Одно из созвездий так и называется «Шкатулка с драгоценностями». По черному бархату ночного неба рассыпаны сапфирные, голубые звезды. Между ними, в середине созвездия, находится яркая оранжевая звезда.

Различия в цвете звезд

Различия в цвете звезд объясняются тем, что звезды имеют разную температуру. Вот отчего это происходит. Свет - это волновое излучение. Расстояние между гребнями одной волны называется ее длиной. Волны света очень коротки. Насколько? Попробуйте разделить дюйм на 250000 равных частей (1 дюйм равен 2,54 сантиметра). Несколько таких частей составят длину световой волны.

Несмотря на столь ничтожную длину световой волны, малейшая разница между размерами световых волн резко меняет цвет картинки, которую мы наблюдаем. Это происходит от того, что световые волны различной длины воспринимаются нами как разные цвета. Например, длина волны красного цвета в полтора раза больше, чем длина волны синего. Белый цвет - это луч, состоящий из фотонов световых волн различной длины, то есть из лучей разного цвета.

Материалы по теме:

Цвет пламени

Из повседневного опыта нам известно, что цвет тел зависит от их температуры. Положите в огонь железную кочергу. Нагреваясь, она сначала приобретает красный цвет. Затем она покраснеет еще больше. Если бы кочергу можно было нагреть еще сильнее, не расплавив ее, то из красной она превратилась бы в оранжевую, потом в желтую, потом в белую и наконец, в сине-белую.

Солнце - желтая звезда. Температура на его поверхности 5 500 градусов Цельсия. Температура на поверхности самой горячей голубой звезды превышает 33000 градусов.

Физические законы цвета и температуры

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. Синий цвет имеет более короткую волну, чем красный. Поэтому если тело излучает в синем диапазоне волн, то оно горячее, чем тело, излучающее красный свет. Атомы раскаленных газов звезд излучают частицы, называемые фотонами. Чем горячее газ, тем выше энергия фотонов и тем короче их волна.

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.