El color de las estrellas son ejemplos blanco azul amarillo rojo. ¿Cómo se distinguen las estrellas por tamaño y color? Nombres de estrellas rojas - Ejemplos

Los expertos propusieron varias teorías sobre su aparición. Lo más probable del fondo dice que tales estrellas azules fueron binarias durante mucho tiempo y tuvieron un proceso de fusión. Cuando 2 estrellas se unen, aparece una nueva estrella con mucho mayor brillo, masa y temperatura.

Ejemplos de estrellas azules:

• velas gamma;
• Rigel;
• Zeta Orión;
• jirafa alfa;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Major.

Estrellas blancas - estrellas blancas

Un científico descubrió una estrella blanca muy tenue que era un satélite de Sirio y se llamó Sirio B. La superficie de esta estrella única se calienta a 25.000 Kelvin y su radio es pequeño.

Ejemplos de estrellas blancas:

• Altair en la constelación del Águila;
• Vega en la constelación de Lyra;
• Castor;
• Sirio.

estrellas amarillas - estrellas amarillas

Estas estrellas tienen un brillo amarillo y su masa está dentro de la masa del Sol: es de aproximadamente 0,8-1,4. La superficie de tales estrellas generalmente se calienta a una temperatura de 4-6 mil Kelvin. Tal estrella vive alrededor de 10 mil millones de años.

Ejemplos de estrellas amarillas:

• Estrella HD 82943;
• Tolimán;
• Dabih;
• Hara;
• Alhita.

estrellas rojas estrellas rojas

Las primeras estrellas rojas fueron descubiertas en 1868. Su temperatura es bastante baja y las capas exteriores de las gigantes rojas están llenas de mucho carbono. Anteriormente, estas estrellas componían dos clases espectrales: N y R, pero ahora los científicos han podido identificar otra clase común: C.

Secuencia principal. Nuestra estrella también pertenece a este tipo -. Desde el punto de vista de la evolución estelar, la secuencia principal es el lugar del diagrama de Hertzsprung-Russell donde la estrella pasa la mayor parte de su vida.

Diagrama de Hertzsprung-Russell.

Las estrellas de la secuencia principal se dividen en clases, que consideraremos a continuación:

Clase O son estrellas azules, su temperatura es de 22.000 °C. Las estrellas típicas son Zeta en la constelación Puppis, 15 Unicornio.

Clase B son estrellas blanco-azules. Su temperatura es de 14.000 °C. Su temperatura es de 14.000 °C. Estrellas típicas: Epsilon en la constelación de Orión, Rigel, Kolos.

Clase A son estrellas blancas. Su temperatura es de 10.000 °C. Las estrellas típicas son Sirius, Vega, Altair.

La clase F son estrellas blancas y amarillas. Su temperatura superficial es de 6700 °C. Estrellas típicas Canopus, Procyon, Alpha en la constelación de Perseo.

Clase G son estrellas amarillas. Temperatura 5 500 °С. Estrellas típicas: Sol (espectro C-2), Capella, Alpha Centauri.

La clase K son estrellas de color amarillo anaranjado. Temperatura 3 800 °C. Estrellas típicas: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

Clase M-. Estas son estrellas rojas. Temperatura 1 800 °C. Estrellas típicas: Betelgeuse, Antares

Además de las estrellas de secuencia principal, los astrónomos distinguen los siguientes tipos de estrellas:

Una enana marrón a través de los ojos de un artista.

Las enanas marrones son estrellas en las que las reacciones nucleares nunca podrían compensar las pérdidas de energía debidas a la radiación. Su clase espectral es M - T e Y. Los procesos termonucleares pueden ocurrir en las enanas marrones, pero su masa aún es demasiado pequeña para iniciar la reacción de conversión de átomos de hidrógeno en átomos de helio, que es la condición principal para la vida de una enana de pleno derecho. estrella. Las enanas marrones son objetos más bien "tenues", si ese término se puede aplicar a tales cuerpos, y los astrónomos los estudian principalmente debido a la radiación infrarroja que emiten.

Las gigantes y supergigantes rojas son estrellas con una temperatura efectiva bastante baja de 2700-4700 °C, pero con una enorme luminosidad. Su espectro se caracteriza por la presencia de bandas de absorción molecular, y el máximo de emisión cae en el rango infrarrojo.

Las estrellas de tipo Wolf-Rayet son una clase de estrellas que se caracterizan por una temperatura y luminosidad muy altas. Las estrellas Wolf-Rayet se diferencian de otras estrellas calientes por la presencia en el espectro de amplias bandas de emisión de hidrógeno, helio, así como oxígeno, carbono y nitrógeno en varios grados de ionización. No se ha logrado la claridad final del origen de las estrellas de tipo Wolf-Rayet. Sin embargo, se puede argumentar que en nuestra Galaxia estos son los restos de helio de estrellas masivas que arrojan una parte significativa de la masa en alguna etapa de su evolución.

Las estrellas T Tauri son una clase de estrellas variables llamadas así por su prototipo T Tauri (protoestrellas finales). Por lo general, se pueden encontrar cerca de las nubes moleculares y se identifican por su (altamente irregular) variabilidad óptica y actividad cromosférica. Pertenecen a las estrellas de las clases espectrales F, G, K, M y tienen una masa inferior a dos solares. Su temperatura superficial es la misma que la de las estrellas de secuencia principal de la misma masa, pero tienen una luminosidad ligeramente superior porque su radio es mayor. La principal fuente de su energía es la compresión gravitacional.

Las variables azules brillantes, también conocidas como variables S doradus, son hipergigantes pulsantes azules muy brillantes que llevan el nombre de la estrella S Doradus. Son extremadamente raros. Las variables azules brillantes pueden brillar un millón de veces más que el Sol y pueden tener una masa de 150 masas solares, acercándose al límite de masa teórico de una estrella, lo que las convierte en las estrellas más brillantes, calientes y poderosas del universo.

Las enanas blancas son un tipo de estrella "moribunda". Las estrellas pequeñas como nuestro Sol, que están ampliamente distribuidas en el Universo, se convertirán en enanas blancas al final de sus vidas: estas son estrellas pequeñas (los antiguos núcleos de las estrellas) con una densidad muy alta, que es un millón de veces mayor. que la densidad del agua. La estrella se ve privada de fuentes de energía y se enfría gradualmente, volviéndose oscura e invisible, pero el proceso de enfriamiento puede durar miles de millones de años.

Estrellas de neutrones: una clase de estrellas, como las enanas blancas, se forman después de la muerte de una estrella con una masa de 8 a 10 masas solares (ya se forman estrellas con una masa mayor). En este caso, el núcleo se comprime hasta que la mayoría de las partículas se convierten en neutrones. Una de las características de las estrellas de neutrones es un fuerte campo magnético. Gracias a ella y a la rápida rotación que adquiere la estrella debido al colapso no esférico, se observan en el espacio fuentes de radio y rayos X, que reciben el nombre de púlsares.

Nunca pensamos que tal vez haya otra vida además de nuestro planeta, además de nuestro sistema solar. Tal vez haya vida en algunos de los planetas que giran alrededor de una estrella azul, blanca o roja, o tal vez amarilla. Tal vez exista otro planeta tierra similar, en el que vivan las mismas personas, pero aún no sabemos nada al respecto. Nuestros satélites y telescopios han descubierto varios planetas en los que puede haber vida, pero estos planetas están a decenas de miles e incluso millones de años luz de distancia.

Rezagados azules - estrellas azules

Las estrellas ubicadas en cúmulos estelares de tipo globular, cuya temperatura es más alta que la temperatura de las estrellas ordinarias, y el espectro se caracteriza por un cambio significativo hacia la región azul que la de las estrellas del cúmulo con una luminosidad similar, se denominan rezagadas azules. Esta característica les permite destacarse en relación con otras estrellas de este cúmulo en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La existencia de tales estrellas refuta todas las teorías de la evolución estelar, cuya esencia es que para las estrellas que surgieron en el mismo período de tiempo, se supone que estarán ubicadas en una región bien definida del diagrama de Hertzsprung-Russell. En este caso, el único factor que afecta la ubicación exacta de una estrella es su masa inicial. La frecuente aparición de rezagadas azules fuera de la curva anterior puede ser una confirmación de la existencia de algo así como una evolución estelar anómala.

Los expertos que intentan explicar la naturaleza de su ocurrencia propusieron varias teorías. El más probable de ellos indica que estas estrellas azules fueron binarias en el pasado, luego de lo cual comenzó a ocurrir o está teniendo lugar actualmente el proceso de fusión. El resultado de la fusión de dos estrellas es la aparición de una nueva estrella, que tiene una masa, un brillo y una temperatura mucho mayores que las estrellas de la misma edad.

Si se puede probar de alguna manera la exactitud de esta teoría, la teoría de la evolución estelar estaría libre de problemas en forma de rezagados azules. La estrella resultante contendría más hidrógeno, que se comportaría de manera similar a una estrella joven. Hay hechos que apoyan esta teoría. Las observaciones han demostrado que las estrellas perdidas se encuentran con mayor frecuencia en las regiones centrales de los cúmulos globulares. Como resultado del número predominante de estrellas de volumen unitario allí, los pasajes cercanos o las colisiones se vuelven más probables.

Para probar esta hipótesis, es necesario estudiar la pulsación de los rezagados azules, ya que entre las propiedades astrosismológicas de las estrellas fusionadas y las variables normalmente pulsantes, puede haber algunas diferencias. Cabe señalar que es bastante difícil medir las pulsaciones. Este proceso también se ve afectado negativamente por la superpoblación del cielo estrellado, las pequeñas fluctuaciones en las pulsaciones de los rezagados azules y la rareza de sus variables.

Un ejemplo de fusión se pudo observar en agosto de 2008, cuando un incidente de este tipo afectó al objeto V1309, cuyo brillo aumentó varias decenas de miles de veces después de la detección y volvió a su valor original después de varios meses. Como resultado de las observaciones de 6 años, los científicos llegaron a la conclusión de que este objeto son dos estrellas, cuyo período de revolución alrededor de la otra es de 1,4 días. Estos hechos llevaron a los científicos a pensar que en agosto de 2008 se produjo el proceso de fusión de estas dos estrellas.

Los rezagados azules se caracterizan por un alto par. Por ejemplo, la velocidad de rotación de la estrella, que se encuentra en medio del cúmulo 47 Tucanae, es 75 veces la velocidad de rotación del Sol. Según la hipótesis, su masa es 2-3 veces la masa de otras estrellas que se encuentran en el cúmulo. Además, con la ayuda de la investigación, se descubrió que si las estrellas azules están cerca de otras estrellas, estas últimas tendrán un porcentaje de oxígeno y carbono más bajo que sus vecinas. Presumiblemente, las estrellas extraen estas sustancias de otras estrellas que se mueven en su órbita, como resultado de lo cual su brillo y temperatura aumentan. Las estrellas “robadas” revelan lugares donde tuvo lugar el proceso de transformación del carbono inicial en otros elementos.

Nombres de estrellas azules - Ejemplos

Rigel, Velas Gamma, Jirafa Alfa, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Estrellas blancas - estrellas blancas

Friedrich Bessel, quien dirigió el Observatorio Koenigsberg, hizo un descubrimiento interesante en 1844. El científico notó la más mínima desviación de la estrella más brillante del cielo, Sirius, de su trayectoria en el cielo. El astrónomo sugirió que Sirio tenía un satélite y también calculó el período aproximado de rotación de las estrellas alrededor de su centro de masa, que era de unos cincuenta años. Bessel no encontró el apoyo adecuado de otros científicos, porque. nadie pudo detectar el satélite, aunque en términos de su masa debería haber sido comparable a Sirius.

Y solo 18 años después, Alvan Graham Clark, que estaba probando el mejor telescopio de aquellos tiempos, descubrió una tenue estrella blanca cerca de Sirio, que resultó ser su satélite, llamado Sirio B.

La superficie de esta estrella blanca se calienta a 25 mil Kelvin y su radio es pequeño. Teniendo esto en cuenta, los científicos concluyeron que el satélite tiene una alta densidad (al nivel de 106 g/cm 3 , mientras que la densidad de Sirio es de aproximadamente 0,25 g/cm 3 y la del Sol es de 1,4 g/cm 3 ). Después de 55 años (en 1917), se descubrió otra enana blanca, que lleva el nombre del científico que la descubrió: la estrella de van Maanen, que se encuentra en la constelación de Piscis.

Nombres de estrellas blancas - ejemplos

Vega en la constelación Lyra, Altair en la constelación Eagle, (visible en verano y otoño), Sirius, Castor.

estrellas amarillas - estrellas amarillas

Las enanas amarillas se denominan pequeñas estrellas de secuencia principal, cuya masa está dentro de la masa del Sol (0,8-1,4). A juzgar por el nombre, estas estrellas tienen un brillo amarillo, que se libera durante el proceso termonuclear de fusión del helio hidrógeno.

La superficie de tales estrellas se calienta a una temperatura de 5-6 mil Kelvin, y sus tipos espectrales están entre G0V y G9V. Una enana amarilla vive alrededor de 10 mil millones de años. La combustión de hidrógeno en una estrella hace que se multiplique en tamaño y se convierta en una gigante roja. Un ejemplo de gigante roja es Aldebarán. Tales estrellas pueden formar nebulosas planetarias al desprenderse de sus capas exteriores de gas. En este caso, el núcleo se transforma en una enana blanca, que tiene una alta densidad.

Si tenemos en cuenta el diagrama de Hertzsprung-Russell, entonces las estrellas amarillas se encuentran en la parte central de la secuencia principal. Dado que el Sol puede llamarse una enana amarilla típica, su modelo es bastante adecuado para considerar el modelo general de las enanas amarillas. Pero hay otras estrellas amarillas características en el cielo, cuyos nombres son Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara, etc. Estas estrellas no son muy brillantes. Por ejemplo, la misma Tolimán, que, si no se tiene en cuenta Proxima Centauri, es la más cercana al Sol, tiene una magnitud de 0, pero al mismo tiempo, su brillo es el más alto entre todas las enanas amarillas. Esta estrella se encuentra en la constelación de Centauro, también es un eslabón en un sistema complejo, que incluye 6 estrellas. La clase espectral de Tolimán es G. Pero Dabih, ubicada a 350 años luz de nosotros, pertenece a la clase espectral F. Pero su alto brillo se debe a la presencia de una estrella cercana que pertenece a la clase espectral - A0.

Además de Tolimán, HD82943 tiene tipo espectral G, que se encuentra en la secuencia principal. Esta estrella, debido a su composición química y temperatura similar al Sol, también tiene dos grandes planetas. Sin embargo, la forma de las órbitas de estos planetas está lejos de ser circular, por lo que sus acercamientos a HD82943 ocurren con relativa frecuencia. Actualmente, los astrónomos han podido comprobar que esta estrella solía tener una cantidad mucho mayor de planetas, pero con el tiempo se los tragó a todos.

Nombres de estrellas amarillas - Ejemplos

Tolimán, estrella HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Estrellas rojas - estrellas rojas

Si al menos una vez en su vida ha visto estrellas rojas en el cielo en la lente de su telescopio, que ardían sobre un fondo negro, recordar este momento lo ayudará a imaginar más claramente lo que se escribirá en este artículo. Si nunca has visto estrellas así, la próxima vez asegúrate de intentar encontrarlas.

Si se compromete a compilar una lista de las estrellas rojas más brillantes del cielo, que se pueden encontrar fácilmente incluso con un telescopio de aficionado, puede encontrar que todas son de carbono. Las primeras estrellas rojas fueron descubiertas en 1868. La temperatura de estas gigantes rojas es baja, además, sus capas exteriores están llenas de una gran cantidad de carbono. Si las estrellas similares anteriores componían dos clases espectrales: R y N, ahora los científicos las han identificado en una clase general: C. Cada clase espectral tiene subclases, de 9 a 0. Al mismo tiempo, la clase C0 significa que la estrella tiene un alta temperatura, pero menos rojo que las estrellas C9. También es importante que todas las estrellas dominadas por carbono sean inherentemente variables: de período largo, semirregulares o irregulares.

Además, en dicha lista se incluyeron dos estrellas, llamadas variables rojas semirregulares, la más famosa de las cuales es m Cephei. William Herschel también se interesó por su inusual color rojo, quien la denominó "granada". Estas estrellas se caracterizan por un cambio irregular en la luminosidad, que puede durar desde un par de decenas hasta varios cientos de días. Estas estrellas variables pertenecen a la clase M (estrellas frías, cuya temperatura superficial es de 2400 a 3800 K).

Dado que todas las estrellas de la calificación son variables, es necesario introducir cierta claridad en las designaciones. En general, se acepta que las estrellas rojas tienen un nombre que consta de dos componentes: la letra del alfabeto latino y el nombre de la constelación variable (por ejemplo, T Hare). A la primera variable que se descubrió en esta constelación se le asigna la letra R y así sucesivamente, hasta la letra Z. Si hay muchas de estas variables, se les proporciona una combinación doble de letras latinas, de RR a ZZ. Este método le permite "nombrar" 334 objetos. Además, las estrellas también se pueden designar usando la letra V en combinación con un número de serie (V228 Cygnus). La primera columna de la calificación está reservada para la designación de variables.

Las siguientes dos columnas en la tabla indican la ubicación de las estrellas en el período 2000.0. Como resultado de la creciente popularidad de Uranometria 2000.0 entre los entusiastas de la astronomía, la última columna de la calificación muestra el número del gráfico de búsqueda para cada estrella que se encuentra en la calificación. En este caso, el primer dígito es una visualización del número de volumen y el segundo es el número de serie de la tarjeta.

La calificación también muestra los valores de brillo máximo y mínimo de las magnitudes estelares. Vale la pena recordar que una mayor saturación de color rojo se observa en estrellas cuyo brillo es mínimo. Para las estrellas cuyo período de variabilidad se conoce, se muestra como un número de días, pero los objetos que no tienen el período correcto se muestran como Irr.

No hace falta mucha habilidad para encontrar una estrella de carbono, basta con que tu telescopio tenga suficiente potencia para verla. Aunque su tamaño es pequeño, su pronunciado color rojo debe llamar tu atención. Por lo tanto, no se moleste si no puede encontrarlos de inmediato. Basta con usar el atlas para encontrar una estrella brillante cercana y luego pasar de ella a la roja.

Diferentes observadores ven las estrellas de carbono de manera diferente. Para algunos, se asemejan a rubíes oa una brasa que arde en la distancia. Otros ven tonos carmesí o rojo sangre en tales estrellas. Para empezar, hay una lista de las seis estrellas rojas más brillantes del ranking, y si las encuentras, podrás disfrutar al máximo de su belleza.

Nombres de estrellas rojas - Ejemplos

Diferencias en estrellas por color.

Hay una gran variedad de estrellas con tonos de color indescriptibles. Como resultado de esto, incluso una constelación recibió el nombre de "Jewel Box", que se basa en estrellas azules y zafiros, y en su centro hay una estrella naranja brillante. Si consideramos el Sol, entonces tiene un color amarillo pálido.

Un factor directo que influye en la diferencia de color de las estrellas es su temperatura superficial. Se explica de forma sencilla. La luz por su naturaleza es radiación en forma de ondas. Longitud de onda: esta es la distancia entre sus crestas, es muy pequeña. Para imaginarlo, necesitas dividir 1 cm en 100 mil partes idénticas. Algunas de estas partículas constituirán la longitud de onda de la luz.

Teniendo en cuenta que este número resulta ser bastante pequeño, cada cambio, incluso el más insignificante, hará que la imagen que observamos cambie. Después de todo, nuestra visión percibe diferentes longitudes de onda de ondas de luz como diferentes colores. Por ejemplo, el azul tiene ondas cuya longitud es 1,5 veces menor que la del rojo.

Además, casi todos sabemos que la temperatura puede tener el efecto más directo sobre el color de los cuerpos. Por ejemplo, puedes tomar cualquier objeto de metal y prenderle fuego. A medida que se calienta, se pondrá rojo. Si la temperatura del fuego aumenta significativamente, el color del objeto también cambiará: de rojo a naranja, de naranja a amarillo, de amarillo a blanco y, finalmente, de blanco a azul-blanco.

Dado que el Sol tiene una temperatura superficial en la región de 5,5 mil 0 C, es un ejemplo típico de estrellas amarillas. Pero las estrellas azules más calientes pueden calentarse hasta los 33 mil grados.

Los científicos han relacionado el color y la temperatura con la ayuda de leyes físicas. La temperatura de un cuerpo es directamente proporcional a su radiación e inversamente proporcional a la longitud de onda. El azul tiene longitudes de onda más cortas que el rojo. Los gases calientes emiten fotones cuya energía es directamente proporcional a la temperatura e inversamente proporcional a la longitud de onda. Por eso el rango de emisión azul-azul es característico de las estrellas más calientes.

Dado que el combustible nuclear en las estrellas no es ilimitado, tiende a consumirse, lo que conduce al enfriamiento de las estrellas. Por lo tanto, las estrellas de mediana edad son amarillas y las estrellas viejas las vemos rojas.

Como resultado del hecho de que el Sol está muy cerca de nuestro planeta, su color se puede describir con precisión. Pero para las estrellas que están a un millón de años luz de distancia, la tarea se vuelve más complicada. Es para este propósito que se utiliza un dispositivo llamado espectrógrafo. A través de él, los científicos pasan la luz emitida por las estrellas, por lo que es posible analizar espectralmente casi cualquier estrella.

Además, usando el color de una estrella, puedes determinar su edad, porque. Las fórmulas matemáticas permiten utilizar el análisis espectral para determinar la temperatura de una estrella, a partir de la cual es fácil calcular su edad.

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de que color son las estrellas

Colores de estrellas. Las estrellas tienen una variedad de colores. Arcturus tiene un tono amarillo-naranja, Rigel es blanco-azul, Antares es rojo brillante. El color dominante en el espectro de una estrella depende de la temperatura de su superficie. La envoltura de gas de una estrella se comporta casi como un emisor ideal (cuerpo absolutamente negro) y obedece completamente las leyes de radiación clásicas de M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) y V. Wien (1864–1928). ), que relacionan la temperatura corporal y la naturaleza de su radiación. La ley de Planck describe la distribución de la energía en el espectro de un cuerpo. Indica que con el aumento de la temperatura, el flujo de radiación total aumenta y el máximo en el espectro se desplaza hacia las ondas cortas. La longitud de onda (en centímetros) que representa la radiación máxima está determinada por la ley de Wien: yo máx = 0,29/ T. Es esta ley la que explica el color rojo de Antares ( T= 3500 K) y el color azulado de Rigel ( T= 18000 K). La ley de Stefan da el flujo radiante total en todas las longitudes de onda (en vatios por metro cuadrado): mi = 5,67" 10 –8 T 4 .

Espectros de estrellas. El estudio de los espectros estelares es la base de la astrofísica moderna. El espectro se puede utilizar para determinar la composición química, la temperatura, la presión y la velocidad del gas en la atmósfera de la estrella. El desplazamiento Doppler de las líneas se utiliza para medir la velocidad de la propia estrella, por ejemplo, a lo largo de la órbita en un sistema binario.

En el espectro de la mayoría de las estrellas, las líneas de absorción son visibles; brechas estrechas en la distribución continua de la radiación. También se les llama líneas de Fraunhofer o de absorción. Se forman en el espectro porque la radiación de las capas inferiores calientes de la atmósfera de la estrella, al pasar a través de las capas superiores más frías, es absorbida en ciertas longitudes de onda características de ciertos átomos y moléculas.

Los espectros de absorción de las estrellas varían mucho; sin embargo, la intensidad de las líneas de cualquier elemento químico no siempre refleja su verdadera cantidad en la atmósfera estelar: en mucha mayor medida, la forma del espectro depende de la temperatura de la superficie estelar. Por ejemplo, los átomos de hierro se encuentran en la atmósfera de la mayoría de las estrellas. Sin embargo, las líneas de hierro neutro están ausentes en el espectro de las estrellas calientes, ya que todos los átomos de hierro están ionizados. El hidrógeno es el componente principal de todas las estrellas. Pero las líneas ópticas del hidrógeno no son visibles en los espectros de las estrellas frías, donde está subexcitado, y en los espectros de las estrellas muy calientes, donde está completamente ionizado. Pero en el espectro de estrellas moderadamente calientes con una temperatura superficial de aprox. A 10.000 K, las líneas de absorción más potentes son las líneas de la serie Balmer del hidrógeno, que se forman durante las transiciones de los átomos desde el segundo nivel de energía.

La presión del gas en la atmósfera de la estrella también tiene algún efecto sobre el espectro. A la misma temperatura, las líneas de átomos ionizados son más fuertes en atmósferas de baja presión, porque allí es menos probable que estos átomos capturen electrones y, por lo tanto, vivan más tiempo. La presión atmosférica está estrechamente relacionada con el tamaño y la masa y, por tanto, con la luminosidad de una estrella de un tipo espectral determinado. Habiendo establecido la presión del espectro, es posible calcular la luminosidad de la estrella y, comparándola con el brillo visible, determinar el "módulo de distancia" ( METRO- metro) y la distancia lineal a la estrella. Este método muy útil se llama método de paralaje espectral.

Indice de color. El espectro de una estrella y su temperatura están estrechamente relacionados con el índice de color, es decir, con la relación del brillo de la estrella en los rangos amarillo y azul del espectro. La ley de Planck, que describe la distribución de energía en el espectro, da una expresión para el índice de color: C.I. = 7200/ T- 0,64. Las estrellas frías tienen un índice de color más alto que las calientes, es decir. las estrellas frías son relativamente más brillantes en amarillo que en azul. Las estrellas calientes (azules) aparecen más brillantes en las placas fotográficas convencionales, mientras que las estrellas frías aparecen más brillantes a la vista y en las emulsiones fotográficas especiales que son sensibles a los rayos amarillos.

Clasificación espectral. Toda la variedad de espectros estelares se puede poner en un sistema lógico. La clasificación espectral de Harvard se introdujo por primera vez en Catálogo de Henry Draper de espectros estelares, preparado bajo la dirección de E. Pickering (1846–1919). Primero, los espectros se ordenaron por intensidades de línea y se etiquetaron con letras en orden alfabético. Pero la teoría física de los espectros desarrollada más tarde hizo posible ordenarlos en una secuencia de temperatura. La designación de letras de los espectros no ha cambiado, y ahora el orden de las principales clases espectrales de estrellas calientes a frías se ve así: O B A F G K M. Las clases adicionales R, N y S denotan espectros similares a K y M, pero con un diferente composición química. Entre cada dos clases, se introducen subclases, indicadas por números del 0 al 9. Por ejemplo, el espectro de tipo A5 está en el medio entre A0 y F0. A veces, letras adicionales marcan las características de las estrellas: "d" es una enana, "D" es una enana blanca, "p" es un espectro peculiar (inusual).

La clasificación espectral más precisa es el sistema MK creado por W. Morgan y F. Keenan en el Observatorio Yerkes. Este es un sistema bidimensional en el que los espectros están ordenados tanto por la temperatura como por la luminosidad de las estrellas. Su continuidad con la clasificación unidimensional de Harvard es que la secuencia de temperatura se expresa con las mismas letras y números (A3, K5, G2, etc.). Pero se introducen clases de luminosidad adicionales, marcadas con números romanos: Ia, Ib, II, III, IV, V y VI, respectivamente, que indican supergigantes brillantes, supergigantes, gigantes brillantes, gigantes normales, subgigantes, enanas (estrellas de la secuencia principal) y subenanas. . Por ejemplo, la designación G2 V se refiere a una estrella como el Sol, mientras que la designación G2 III indica que es un gigante normal con una temperatura similar a la del Sol.

Estrellas de diferentes colores

Nuestro Sol es una estrella de color amarillo pálido. En general, el color de las estrellas es una paleta de colores asombrosamente diversa. Una de las constelaciones se llama "Joyero". Las estrellas azul zafiro están esparcidas por el terciopelo negro del cielo nocturno. Entre ellos, en medio de la constelación, hay una estrella naranja brillante.

Diferencias en el color de las estrellas.

Las diferencias en el color de las estrellas se explican por el hecho de que las estrellas tienen temperaturas diferentes. Por eso sucede. La luz es radiación ondulatoria. La distancia entre las crestas de una onda se llama su longitud. Las ondas de luz son muy cortas. ¿Cuánto cuesta? Intenta dividir una pulgada en 250 000 partes iguales (1 pulgada equivale a 2,54 centímetros). Varias de estas partes constituyen la longitud de una onda de luz.

A pesar de una longitud de onda de luz tan insignificante, la más mínima diferencia entre los tamaños de las ondas de luz cambia drásticamente el color de la imagen que observamos. Esto se debe al hecho de que percibimos las ondas de luz de diferentes longitudes como colores diferentes. Por ejemplo, la longitud de onda del rojo es una vez y media más larga que la longitud de onda del azul. El color blanco es un haz que consiste en fotones de ondas de luz de diferentes longitudes, es decir, de rayos de diferentes colores.

Sabemos por experiencia cotidiana que el color de los cuerpos depende de su temperatura. Pon el atizador de hierro en el fuego. Cuando se calienta, primero se vuelve rojo. Luego se sonroja aún más. Si el atizador pudiera calentarse aún más sin derretirse, cambiaría de rojo a naranja, luego a amarillo, luego a blanco y finalmente a azul-blanco.