Boja zvijezda je bijela plava žuta crvena primjerci. Kako se zvijezde razlikuju po veličini i boji? Imena Crvene zvezde - Primeri

Stručnjaci iznose nekoliko teorija o njihovoj pojavi. Najvjerovatniji od dna kaže da su takve plave zvijezde bile binarne jako dugo vremena i da su imale proces spajanja. Kada se 2 zvezde spoje, pojavljuje se nova zvezda sa mnogo većim sjajem, masom, temperaturom.

Primjeri plavih zvijezda:

• Gamma Sails;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alpha Giraffe;
• Zeta Korma;
• Veliki Tau Canis.

Bijele zvijezde - bijele zvijezde

Jedan naučnik je otkrio veoma mutnu bijelu zvijezdu koja je bila Sirijusov satelit i nazvana je Sirijus B. Površina ove jedinstvene zvijezde je zagrijana na 25.000 Kelvina, a njen poluprečnik je mali.

Primjeri bijelih zvijezda:

• Altair u sazviježđu Orao;
• Vega u sazviježđu Lira;
• Castor;
• Sirius.

žute zvijezde - žute zvijezde

Takve zvijezde imaju žuti sjaj, a njihova masa je unutar mase Sunca - iznosi oko 0,8-1,4. Površina takvih zvijezda obično se zagrijava na temperaturu od 4-6 hiljada Kelvina. Takva zvijezda živi oko 10 milijardi godina.

Primjeri žutih zvijezda:

• Star HD 82943;
• Toliman;
• Dabih;
• Hara;
• Alhita.

crvene zvijezde crvene zvijezde

Prve crvene zvijezde otkrivene su 1868. Njihova temperatura je prilično niska, a vanjski slojevi crvenih divova ispunjeni su puno ugljika. Ranije su takve zvijezde činile dvije spektralne klase - N i R, ali sada su naučnici uspjeli identificirati još jednu zajedničku klasu - C.

glavna sekvenca. Ovom tipu pripada i naša zvijezda -. Sa stanovišta zvjezdane evolucije, glavna sekvenca je mjesto na Hertzsprung-Russell dijagramu gdje zvijezda provodi veći dio svog života.

Hertzsprung-Russell dijagram.

Zvijezde glavne sekvence podijeljene su u klase, koje ćemo razmotriti u nastavku:

Klasa O su plave zvijezde, njihova temperatura je 22.000 °C. Tipične zvijezde su Zeta u sazviježđu Puppis, 15 Jednorog.

Klasa B su bijelo-plave zvijezde. Njihova temperatura je 14.000 °C. Njihova temperatura je 14.000 °C. Tipične zvijezde: Epsilon u sazviježđu Orion, Rigel, Kolos.

Klasa A su bijele zvijezde. Njihova temperatura je 10.000 °C. Tipične zvijezde su Sirijus, Vega, Altair.

Klasa F su bijelo-žute zvijezde. Temperatura njihove površine je 6700 °C. Tipične zvijezde Canopus, Procyon, Alpha u sazviježđu Persej.

Klasa G su žute zvijezde. Temperatura 5 500 °S. Tipične zvijezde: Sunce (spektar C-2), Capella, Alpha Centauri.

Klasa K su žuto-narandžaste zvijezde. Temperatura 3 800 °C. Tipične zvijezde: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

Klasa M -. Ovo su crvene zvezde. Temperatura 1 800 °C. Tipične zvijezde: Betelgeuse, Antares

Osim zvijezda glavnog niza, astronomi razlikuju sljedeće vrste zvijezda:

Smeđi patuljak očima umjetnika.

Smeđi patuljci su zvijezde u kojima nuklearne reakcije nikada ne bi mogle nadoknaditi gubitke energije zbog zračenja. Njihova spektralna klasa je M - T i Y. Termonuklearni procesi se mogu javiti u smeđim patuljcima, ali njihova masa je još uvijek premala da bi pokrenula reakciju pretvaranja atoma vodika u atome helija, što je glavni uvjet za život punopravnog zvijezda. Smeđi patuljci su prilično "mutni" objekti, ako se taj izraz može primijeniti na takva tijela, a astronomi ih proučavaju uglavnom zbog infracrvenog zračenja koje emituju.

Crveni divovi i supergiganti su zvijezde s prilično niskom efektivnom temperaturom od 2700-4700 ° C, ali sa ogromnom sjajem. Njihov spektar karakteriše prisustvo molekularnih apsorpcionih traka, a maksimum emisije pada na infracrveni opseg.

Zvijezde tipa Wolf-Rayet su klasa zvijezda koje karakteriziraju vrlo visoka temperatura i sjaj. Wolf-Rayetove zvijezde razlikuju se od drugih vrućih zvijezda po prisutnosti u spektru širokih emisionih opsega vodonika, helijuma, kao i kisika, ugljika i dušika u različitim stupnjevima jonizacije. Konačna jasnoća porijekla zvijezda tipa Wolf-Rayet nije postignuta. Međutim, može se tvrditi da su u našoj Galaksiji to ostaci helijuma masivnih zvijezda koje su izbacile značajan dio mase u nekoj fazi svoje evolucije.

Zvijezde T Bika su klasa varijabilnih zvijezda nazvanih po njihovom prototipu T Bika (konačne protozvijezde). Obično se mogu naći blizu molekularnih oblaka i identificirati po njihovoj (veoma nepravilnoj) optičkoj varijabilnosti i hromosferskoj aktivnosti. Pripadaju zvezdama spektralnih klasa F, G, K, M i imaju masu manju od dva solarna. Njihova površinska temperatura je ista kao i kod zvijezda glavnog niza iste mase, ali imaju nešto veći sjaj jer im je radijus veći. Glavni izvor njihove energije je gravitaciona kompresija.

Jarko plave varijable, poznate i kao S Doradus varijable, su vrlo svijetlo plavi pulsirajući hipergiganti nazvani po zvijezdi S Doradus. Izuzetno su rijetki. Jarko plave varijable mogu sijati milion puta jače od Sunca i mogu biti masivne kao 150 solarnih masa, približavajući se teoretskoj granici mase zvijezde, što ih čini najsjajnijim, najtoplijim i najmoćnijim zvijezdama u svemiru.

Bijeli patuljci su vrsta zvijezda koje "umiru". Male zvijezde poput našeg Sunca, koje su široko rasprostranjene u Univerzumu, će se na kraju svog života pretvoriti u bijele patuljke - to su male zvijezde (bivša jezgra zvijezda) vrlo velike gustine, koja je milion puta veća. nego gustina vode. Zvijezda je lišena izvora energije i postepeno se hladi, postaje tamna i nevidljiva, ali proces hlađenja može trajati milijardama godina.

Neutronske zvijezde - klasa zvijezda, poput bijelih patuljaka, nastaju nakon smrti zvijezde s masom od 8-10 solarnih masa (zvijezde sa većom masom se već formiraju). U ovom slučaju, jezgro se komprimira sve dok se većina čestica ne pretvori u neutrone. Jedna od karakteristika neutronskih zvijezda je jako magnetno polje. Zahvaljujući njemu i brzoj rotaciji koju zvijezda postiže uslijed nesfernog kolapsa, u svemiru se uočavaju radio i rendgenski izvori, koji se nazivaju pulsari.

Nikad ne pomislimo da možda postoji još neki život osim naše planete, osim našeg Sunčevog sistema. Možda na nekim planetama postoji život koji se okreće oko plave, bijele ili crvene, ili možda žute zvijezde. Možda postoji još jedna takva planeta Zemlja, na kojoj žive isti ljudi, ali još uvijek ništa ne znamo o tome. Naši sateliti i teleskopi otkrili su brojne planete na kojima možda postoji život, ali su te planete udaljene desetinama hiljada, pa čak i milionima svjetlosnih godina.

Plavi zaostali - plave zvijezde

Zvijezde smještene u zvjezdanim jatima globularnog tipa, čija je temperatura viša od temperature običnih zvijezda, a spektar karakteriše značajan pomak u plavo područje nego kod zvijezda jata sličnog luminoziteta, nazivaju se plavi zaokreti. Ova karakteristika im omogućava da se ističu u odnosu na druge zvijezde u ovom jatu na Hertzsprung-Russell dijagramu. Postojanje takvih zvijezda pobija sve teorije zvjezdane evolucije, čija je suština da se za zvijezde koje su nastale u istom vremenskom periodu pretpostavlja da će se nalaziti u dobro definiranom području Hertzsprung-Russell dijagrama. U ovom slučaju, jedini faktor koji utiče na tačnu lokaciju zvijezde je njena početna masa. Često pojavljivanje plavih zaostalih van gornje krivulje može biti potvrda postojanja takve stvari kao što je anomalna zvjezdana evolucija.

Stručnjaci koji pokušavaju da objasne prirodu njihovog pojavljivanja izneli su nekoliko teorija. Najvjerovatniji od njih ukazuje da su ove plave zvijezde u prošlosti bile binarne, nakon čega je počeo ili se trenutno odvija proces spajanja. Rezultat spajanja dvije zvijezde je pojava nove zvijezde, koja ima mnogo veću masu, sjaj i temperaturu od zvijezda iste starosti.

Ako se ispravnost ove teorije na neki način može dokazati, teorija zvjezdane evolucije ne bi imala problema u obliku plavih zaostalih. Rezultirajuća zvijezda bi sadržavala više vodonika, koji bi se ponašao slično kao mlada zvijezda. Postoje činjenice koje podržavaju ovu teoriju. Zapažanja su pokazala da se zalutale zvijezde najčešće nalaze u središnjim područjima globularnih jata. Kao rezultat preovlađujućeg broja zvijezda jedinične zapremine tamo, bliski prolazi ili sudari postaju vjerovatniji.

Da bi se testirala ova hipoteza, potrebno je proučiti pulsiranje plavih zaostalih, budući da između asteroseizmoloških svojstava spojenih zvijezda i normalno pulsirajućih varijabli, mogu postojati neke razlike. Treba napomenuti da je prilično teško izmjeriti pulsacije. Na ovaj proces negativno utječu i prenaseljenost zvjezdanog neba, male fluktuacije u pulsiranju plavih zaostalih, kao i rijetkost njihovih varijabli.

Jedan primjer spajanja mogao se uočiti u augustu 2008. godine, kada je takav incident zahvatio objekt V1309, čija se svjetlina nakon detekcije povećala nekoliko desetina hiljada puta, a nakon nekoliko mjeseci vratila na prvobitnu vrijednost. Kao rezultat 6-godišnjih posmatranja, naučnici su došli do zaključka da su ovaj objekt dvije zvijezde, čiji je period okretanja jedna oko druge 1,4 dana. Ove činjenice su naučnike navele na ideju da je u avgustu 2008. godine došlo do procesa spajanja ove dvije zvijezde.

Plave stagglere karakteriše visok obrtni moment. Na primjer, brzina rotacije zvijezde, koja se nalazi u sredini jata 47 Tucanae, je 75 puta veća od brzine rotacije Sunca. Prema hipotezi, njihova masa je 2-3 puta veća od mase drugih zvijezda koje se nalaze u jatu. Također, uz pomoć istraživanja otkriveno je da ako su plave zvijezde blizu bilo koje druge zvijezde, onda će potonje imati procenat kisika i ugljika niži od svojih susjeda. Vjerovatno zvijezde povlače ove tvari iz drugih zvijezda koje se kreću po njihovoj orbiti, zbog čega im se povećava sjaj i temperatura. “Opljačkane” zvijezde otkrivaju mjesta na kojima se odvijao proces transformacije početnog ugljika u druge elemente.

Imena Blue Star - Primjeri

Rigel, Gamma Sails, Alpha Giraffe, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Bijele zvijezde - bijele zvijezde

Friedrich Bessel, koji je vodio opservatoriju u Kenigsbergu, napravio je zanimljivo otkriće 1844. Naučnik je primetio i najmanje odstupanje najsjajnije zvezde na nebu - Sirijusa, od njene putanje na nebu. Astronom je sugerisao da Sirijus ima satelit, a takođe je izračunao približni period rotacije zvezda oko njihovog centra mase, koji je bio oko pedeset godina. Besel nije naišao na odgovarajuću podršku drugih naučnika, jer. niko nije mogao otkriti satelit, iako je po svojoj masi trebao biti uporediv sa Sirijusom.

A samo 18 godina kasnije, Alvan Graham Clark, koji je testirao najbolji teleskop tog vremena, otkrio je u blizini Sirijusa mutnu bijelu zvijezdu, za koju se ispostavilo da je njegov satelit, nazvanu Sirius B.

Površina ove bijele zvijezde je zagrijana na 25 hiljada Kelvina, a njen polumjer je mali. Uzimajući ovo u obzir, naučnici su zaključili da satelit ima veliku gustinu (na nivou od 106 g/cm 3 , dok je gustina samog Sirijusa približno 0,25 g/cm 3 , a Sunca 1,4 g/cm 3 ). ). Nakon 55 godina (1917. godine) otkriven je još jedan bijeli patuljak, nazvan po naučniku koji ga je otkrio - van Maanenova zvijezda, koja se nalazi u sazviježđu Riba.

Imena bijelih zvijezda - primjeri

Vega u sazviježđu Lira, Altair u sazviježđu Orao, (vidljivo ljeti i jesen), Sirijus, Kastor.

žute zvijezde - žute zvijezde

Žuti patuljci se nazivaju malim zvijezdama glavnog niza, čija je masa unutar mase Sunca (0,8-1,4). Sudeći po nazivu, takve zvijezde imaju žuti sjaj, koji se oslobađa tokom termonuklearnog procesa fuzije iz helijum vodonika.

Površina takvih zvijezda je zagrijana na temperaturu od 5-6 hiljada Kelvina, a njihovi spektralni tipovi su između G0V i G9V. Žuti patuljak živi oko 10 milijardi godina. Sagorijevanje vodika u zvijezdi uzrokuje da se ona umnoži u veličini i postane crveni div. Jedan primjer crvenog diva je Aldebaran. Takve zvijezde mogu formirati planetarne magline odbacujući svoje vanjske slojeve plina. U ovom slučaju, jezgro se pretvara u bijeli patuljak, koji ima veliku gustoću.

Ako uzmemo u obzir Hertzsprung-Russell dijagram, onda se na njemu žute zvijezde nalaze u središnjem dijelu glavnog niza. Budući da se Sunce može nazvati tipičnim žutim patuljkom, njegov model je sasvim prikladan za razmatranje općeg modela žutih patuljaka. Ali postoje i druge karakteristične žute zvijezde na nebu, čija su imena Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara, itd. Ove zvijezde nisu jako sjajne. Na primjer, isti Toliman, koji je, ako ne uzmete u obzir Proxima Centauri, najbliži Suncu, ima magnitudu od 0, ali u isto vrijeme, njegova svjetlina je najveća među svim žutim patuljcima. Ova zvijezda se nalazi u sazviježđu Kentaur, također je karika u složenom sistemu, koji uključuje 6 zvijezda. Spektralna klasa Tolimana je G. Ali Dabih, koji se nalazi 350 svjetlosnih godina od nas, pripada spektralnoj klasi F. Ali njegov veliki sjaj je zbog prisustva obližnje zvijezde koja pripada spektralnoj klasi - A0.

Pored Tolimana, HD82943 ima spektralni tip G, koji se nalazi na glavnoj sekvenci. Ova zvijezda, zbog svog hemijskog sastava i temperature slične Suncu, također ima dvije velike planete. Međutim, oblik orbita ovih planeta je daleko od kružnog, pa se njihovo približavanje HD82943 događa relativno često. Trenutno su astronomi uspjeli dokazati da je ova zvijezda nekada imala mnogo veći broj planeta, ali ih je vremenom sve progutala.

Imena žutih zvijezda - primjeri

Toliman, zvijezda HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Crvene zvijezde - crvene zvijezde

Ako ste barem jednom u životu vidjeli crvene zvijezde na nebu u objektivu vašeg teleskopa, koje su gorjele na crnoj pozadini, tada će vam prisjećanje na ovaj trenutak pomoći da jasnije zamislite šta će biti napisano u ovom članku. Ako nikada niste vidjeli takve zvijezde, sljedeći put svakako pokušajte da ih pronađete.

Ako se odlučite sastaviti listu najsjajnijih crvenih zvijezda na nebu, koje se lako mogu pronaći čak i amaterskim teleskopom, otkrit ćete da su sve one ugljične. Prve crvene zvijezde otkrivene su 1868. Temperatura takvih crvenih divova je niska, osim toga, njihovi vanjski slojevi su ispunjeni ogromnom količinom ugljika. Ako su ranije slične zvijezde činile dvije spektralne klase - R i N, sada su ih naučnici identificirali u jednoj opštoj klasi - C. Svaka spektralna klasa ima podklase - od 9 do 0. Istovremeno, klasa C0 znači da zvijezda ima visoka temperatura, ali manje crvene od C9 zvijezda. Također je važno da su sve zvijezde u kojima dominira ugljik inherentno varijabilne: dugoperiodične, polupravilne ili nepravilne.

Osim toga, dvije zvijezde, nazvane crvene poluregularne varijable, bile su uključene u takvu listu, od kojih je najpoznatija m Cephei. Za njenu neobičnu crvenu boju zainteresovao se i Vilijam Heršel, koji ju je nazvao "nar". Takve zvijezde karakterizira nepravilna promjena sjaja, koja može trajati od nekoliko desetina do nekoliko stotina dana. Takve promenljive zvezde pripadaju klasi M (hladne zvezde čija je površinska temperatura od 2400 do 3800 K).

S obzirom na to da su sve zvjezdice u ocjeni varijabilne, potrebno je uvesti malo jasnoće u oznake. Općenito je prihvaćeno da crvene zvijezde imaju ime koje se sastoji od dvije komponente - slova latinske abecede i imena promjenljive konstelacije (na primjer, T Hare). Prvoj varijabli koja je otkrivena u ovoj konstelaciji dodijeljeno je slovo R i tako dalje, sve do slova Z. Ako takvih varijabli ima mnogo, za njih je predviđena dvostruka kombinacija latiničnih slova - od RR do ZZ. Ova metoda vam omogućava da "imenujete" 334 objekta. Osim toga, zvijezde se također mogu označiti slovom V u kombinaciji sa serijskim brojem (V228 Cygnus). Prva kolona ocjene rezervirana je za označavanje varijabli.

Sljedeće dvije kolone u tabeli označavaju lokaciju zvijezda u periodu 2000.0. Kao rezultat povećane popularnosti Uranometria 2000.0 među ljubiteljima astronomije, posljednja kolona ocjene prikazuje broj grafikona pretraživanja za svaku zvijezdu koja se nalazi u ocjeni. U ovom slučaju, prva cifra je prikaz broja volumena, a druga je serijski broj kartice.

Ocjena također prikazuje maksimalnu i minimalnu vrijednost svjetline zvjezdanih magnituda. Vrijedno je zapamtiti da se veća zasićenost crvene boje uočava kod zvijezda čiji je sjaj minimalan. Za zvijezde čiji je period varijabilnosti poznat, on se prikazuje kao broj dana, ali objekti koji nemaju tačan period se prikazuju kao Irr.

Nije potrebno mnogo vještine da se pronađe karbonska zvijezda, dovoljno je da vaš teleskop ima dovoljno snage da je vidi. Čak i ako je mala, njegova naglašena crvena boja treba da vam skrene pažnju. Stoga se nemojte uzrujati ako ih ne možete odmah pronaći. Dovoljno je pomoću atlasa pronaći obližnju sjajnu zvijezdu, a zatim preći s nje na crvenu.

Različiti posmatrači vide ugljenične zvezde različito. Nekima liče na rubine ili žar koji gori u daljini. Drugi vide grimizne ili krvavo crvene nijanse u takvim zvijezdama. Za početak, na rang listi je lista šest najsjajnijih crvenih zvijezda, a ako ih pronađete, možete u potpunosti uživati ​​u njihovoj ljepoti.

Imena Crvene zvezde - Primeri

Razlike u zvijezdama po boji

Postoji ogroman izbor zvijezda s neopisivim nijansama boja. Zbog toga je čak i jedno sazviježđe dobilo naziv "Kutija za dragulje", koji se zasniva na plavim i safirnim zvijezdama, au samom njegovom središtu nalazi se sjajno narandžasta zvijezda. Ako uzmemo u obzir Sunce, onda ono ima blijedožutu boju.

Direktan faktor koji utječe na razliku u boji zvijezda je temperatura njihove površine. To je jednostavno objašnjeno. Svetlost je po svojoj prirodi zračenje u obliku talasa. Valna dužina - ovo je udaljenost između njegovih vrhova, vrlo je mala. Da biste to zamislili, morate podijeliti 1 cm na 100 hiljada identičnih dijelova. Nekoliko od ovih čestica činiće talasnu dužinu svetlosti.

S obzirom na to da se ovaj broj ispostavi prilično malim, svaka, pa i najneznačajnija, promjena u njemu dovešće do promjene slike koju promatramo. Na kraju krajeva, naša vizija percipira različite talasne dužine svetlosnih talasa kao različite boje. Na primjer, plava ima talase čija je dužina 1,5 puta manja od crvene.

Takođe, skoro svako od nas zna da temperatura može najdirektnije uticati na boju tela. Na primjer, možete uzeti bilo koji metalni predmet i zapaliti ga. Kako se zagrije, pocrvenjet će. Ako bi se temperatura vatre znatno povećala, promijenila bi se i boja predmeta - od crvene do narandžaste, od narandžaste do žute, od žute do bijele i na kraju od bijele do plavo-bijele.

Pošto Sunce ima površinsku temperaturu u području od 5,5 hiljada 0 C, ono je tipičan primjer žutih zvijezda. Ali najtoplije plave zvijezde mogu se zagrijati do 33 hiljade stepeni.

Boju i temperaturu naučnici su povezali uz pomoć fizičkih zakona. Temperatura tijela je direktno proporcionalna njegovom zračenju i obrnuto proporcionalna talasnoj dužini. Plava ima kraće talasne dužine od crvene. Vrući gasovi emituju fotone čija je energija direktno proporcionalna temperaturi i obrnuto proporcionalna talasnoj dužini. Zbog toga je plavo-plavi raspon zračenja karakterističan za najtoplije zvijezde.

Budući da nuklearno gorivo na zvijezdama nije neograničeno, ono ima tendenciju da se troši, što dovodi do hlađenja zvijezda. Stoga su sredovečne zvezde žute, a stare zvezde vidimo kao crvene.

Kao rezultat činjenice da je Sunce veoma blizu našoj planeti, njegova boja se može precizno opisati. Ali za zvijezde koje su udaljene milion svjetlosnih godina, zadatak postaje složeniji. U tu svrhu koristi se uređaj koji se zove spektrograf. Kroz njega naučnici prolaze svjetlost koju emituju zvijezde, zbog čega je moguće spektralno analizirati gotovo svaku zvijezdu.

Osim toga, koristeći boju zvijezde, možete odrediti njenu starost, jer. matematičke formule omogućavaju korištenje spektralne analize za određivanje temperature zvijezde, iz koje je lako izračunati njenu starost.

Video tajne zvijezda gledajte online

Koje su boje zvezde

Boje zvijezda. Zvijezde imaju razne boje. Arcturus ima žuto-narandžastu nijansu, Rigel je bijelo-plavi, Antares je jarko crven. Dominantna boja u spektru zvijezde ovisi o temperaturi njene površine. Gasni omotač zvijezde ponaša se gotovo kao idealni emiter (apsolutno crno tijelo) i potpuno se povinuje klasičnim zakonima zračenja M. Plancka (1858–1947), J. Stefana (1835–1893) i V. Wiena (1864– 1928), koji se odnose na tjelesnu temperaturu i prirodu njenog zračenja. Planckov zakon opisuje raspodjelu energije u spektru tijela. On ukazuje da sa povećanjem temperature, ukupni fluks zračenja raste, a maksimum u spektru se pomera prema kratkim talasima. Talasna dužina (u centimetrima) koja predstavlja maksimalno zračenje određena je Wienovim zakonom: l max = 0,29/ T. Taj zakon objašnjava crvenu boju Antaresa ( T= 3500 K) i Rigelovu plavičastu boju ( T= 18000 K). Stefanov zakon daje ukupan fluks zračenja na svim talasnim dužinama (u vatima po kvadratnom metru): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Spektri zvijezda. Proučavanje zvjezdanih spektra je temelj moderne astrofizike. Spektar se može koristiti za određivanje hemijskog sastava, temperature, pritiska i brzine gasa u atmosferi zvezde. Doplerov pomak linija se koristi za mjerenje brzine same zvijezde, na primjer, duž orbite u binarnom sistemu.

U spektrima većine zvijezda vidljive su apsorpcijske linije; uske praznine u kontinuiranoj distribuciji zračenja. Zovu se još i Fraunhoferove ili apsorpcione linije. Nastaju u spektru jer se zračenje iz toplih donjih slojeva atmosfere zvijezde, prolazeći kroz hladnije gornje slojeve, apsorbira na određenim talasnim dužinama karakterističnim za određene atome i molekule.

Spektri apsorpcije zvijezda uvelike variraju; međutim, intenzitet linija bilo kog hemijskog elementa ne odražava uvek njegovu pravu količinu u zvezdanoj atmosferi: u mnogo većoj meri, oblik spektra zavisi od temperature površine zvezde. Na primjer, atomi željeza se nalaze u atmosferi većine zvijezda. Međutim, linije neutralnog željeza su odsutne u spektrima vrućih zvijezda, jer su svi atomi željeza ionizirani. Vodonik je glavna komponenta svih zvijezda. Ali optičke linije vodonika nisu vidljive u spektrima hladnih zvijezda, gdje je nedovoljno pobuđen, i u spektrima vrlo vrućih zvijezda, gdje je potpuno joniziran. Ali u spektrima umjereno vrućih zvijezda s površinskom temperaturom od cca. Na 10.000 K, najmoćnije apsorpcione linije su linije Balmerove serije vodonika, koje nastaju tokom prelazaka atoma sa drugog energetskog nivoa.

Pritisak gasa u atmosferi zvezde takođe ima određeni uticaj na spektar. Na istoj temperaturi, linije jonizovanih atoma su jače u atmosferama niskog pritiska, jer je tamo manja verovatnoća da će ovi atomi uhvatiti elektrone i stoga žive duže. Atmosferski pritisak je usko povezan sa veličinom i masom, a time i sa luminoznošću zvezde datog spektralnog tipa. Nakon što se utvrdi pritisak iz spektra, moguće je izračunati sjaj zvijezde i, upoređujući ga s vidljivim sjajem, odrediti "modul udaljenosti" ( M- m) i linearnu udaljenost do zvijezde. Ova vrlo korisna metoda naziva se metoda spektralnih paralaksa.

Indeks boja. Spektar zvijezde i njena temperatura usko su povezani sa indeksom boja, tj. sa odnosom sjaja zvezde u žutom i plavom opsegu spektra. Plankov zakon, koji opisuje raspodjelu energije u spektru, daje izraz za indeks boja: C.I. = 7200/ T- 0,64. Hladne zvijezde imaju veći indeks boja od vrućih, tj. hladne zvezde su relativno svetlije u žutoj nego u plavoj. Vruće (plave) zvijezde izgledaju sjajnije na konvencionalnim fotografskim pločama, dok hladne zvijezde izgledaju sjajnije za oko i posebne fotografske emulzije koje su osjetljive na žute zrake.

Spektralna klasifikacija. Sva raznolikost zvjezdanih spektra može se staviti u logički sistem. Harvardska spektralna klasifikacija je prvi put uvedena u Katalog zvjezdanih spektra Henry Drapera, pripremljen pod vodstvom E. Pickeringa (1846–1919). Prvo, spektri su sortirani po intenzitetu linija i označeni slovima po abecednom redu. Ali kasnije razvijena fizička teorija spektra omogućila je njihovo slaganje u temperaturni slijed. Slovna oznaka spektra nije promijenjena, a sada redoslijed glavnih spektralnih klasa od vrućih do hladnih zvijezda izgleda ovako: O B A F G K M. Dodatne klase R, N i S označavaju spektre slične K i M, ali sa različit hemijski sastav. Između svake dvije klase uvode se podklase označene brojevima od 0 do 9. Na primjer, spektar tipa A5 je u sredini između A0 i F0. Dodatna slova ponekad označavaju karakteristike zvijezda: "d" je patuljak, "D" je bijeli patuljak, "p" je neobičan (neobičan) spektar.

Najtačnija spektralna klasifikacija je MK sistem koji su kreirali W. Morgan i F. Keenan u opservatoriji Yerkes. Ovo je dvodimenzionalni sistem u kojem su spektri raspoređeni i po temperaturi i po luminoznosti zvijezda. Njegov kontinuitet sa jednodimenzionalnom Harvardskom klasifikacijom je da se temperaturni niz izražava istim slovima i brojevima (A3, K5, G2, itd.). Ali uvode se dodatne klase luminoznosti, označene rimskim brojevima: Ia, Ib, II, III, IV, V i VI, redom, što označava svijetle supergigante, supergigante, svijetle divove, normalne divove, podgigante, patuljke (zvijezde glavnog niza) i podpatuljke . Na primjer, oznaka G2 V odnosi se na zvijezdu poput Sunca, dok oznaka G2 III označava da je to normalan džin sa temperaturom približno istom kao i Sunčeva.

Zvijezde raznih boja

Naše Sunce je blijedožuta zvijezda. Općenito, boja zvijezda je zapanjujuće raznolika paleta boja. Jedno od sazvežđa se zove "Kutija za dragulje". Safirno plave zvijezde razasute su po crnom baršunu noćnog neba. Između njih, u sredini sazviježđa, nalazi se svijetlo narandžasta zvijezda.

Razlike u boji zvijezda

Razlike u boji zvijezda objašnjavaju se činjenicom da zvijezde imaju različite temperature. Zato se to dešava. Svetlost je talasno zračenje. Udaljenost između vrhova jednog vala naziva se njegova dužina. Talasi svjetlosti su veoma kratki. Koliko? Pokušajte podijeliti inč na 250.000 jednakih dijelova (1 inč je 2,54 centimetra). Nekoliko ovih dijelova čini dužinu svjetlosnog vala.

Uprkos tako neznatnoj talasnoj dužini svetlosti, i najmanja razlika između veličina svetlosnih talasa dramatično menja boju slike koju posmatramo. To je zbog činjenice da svjetlosne valove različitih dužina percipiramo kao različite boje. Na primjer, talasna dužina crvene je jedan i po puta veća od talasne dužine plave. Bijela boja je snop koji se sastoji od fotona svjetlosnih valova različitih dužina, odnosno od zraka različitih boja.

Iz svakodnevnog iskustva znamo da boja tijela zavisi od njihove temperature. Stavite željezni žarač na vatru. Kada se zagrije, prvo pocrveni. Onda još više pocrveni. Kada bi se žarač mogao još više zagrijati, a da se ne otopi, onda bi se iz crvene pretvorio u narandžastu, zatim u žutu, pa u bijelu i na kraju u plavo-bijelu.