Tähtede värv on valge sinine kollane punane näide. Kuidas eristatakse tähti suuruse ja värvi järgi? Punaste tähtede nimed – näited

Eksperdid esitavad nende esinemise kohta mitmeid teooriaid. Kõige tõenäolisem põhjast ütleb, et sellised sinised tähed olid väga pikka aega binaarsed ja neil oli ühinemisprotsess. Kui 2 tähte ühinevad, ilmub uus täht, millel on palju suurem heledus, mass ja temperatuur.

Siniste tähtede näited:

• Gamma purjed;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alfa kaelkirjak;
• Zeta Korma;
• Tau Canis major.

Valged tähed - valged tähed

Üks teadlane avastas väga hämara valge tähe, mis oli Siiriuse satelliit ja sai nimeks Sirius B. Selle ainulaadse tähe pind on kuumutatud 25 000 kelvinini ja selle raadius on väike.

Valgete tähtede näited:

• Altair Kotka tähtkujus;
• Vega Lüüra tähtkujus;
• Castor;
• Sirius.

kollased tähed - kollased tähed

Sellistel tähtedel on kollane kuma ja nende mass jääb Päikese massi piiresse - see on umbes 0,8–1,4. Selliste tähtede pind kuumutatakse tavaliselt temperatuurini 4-6 tuhat Kelvinit. Selline täht elab umbes 10 miljardit aastat.

Kollaste tähtede näited:

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

punased tähed punased tähed

Esimesed punased tähed avastati 1868. aastal. Nende temperatuur on üsna madal ja punaste hiiglaste välimised kihid on täidetud rohke süsinikuga. Kui varem moodustasid sellised tähed kaks spektriklassi - N ja R, siis nüüd on teadlastel õnnestunud tuvastada veel üks levinud klass - C.

põhijärjestus. Sellesse tüüpi kuulub ka meie täht -. Tähtede evolutsiooni seisukohalt on peamiseks jadaks koht Hertzsprung-Russelli diagrammil, kus täht veedab suurema osa oma elust.

Hertzsprung-Russelli diagramm.

Põhijärjestuse tähed on jagatud klassidesse, mida käsitleme allpool:

O-klass on sinised tähed, nende temperatuur on 22 000 °C. Tüüpilised tähed on Zeta Kutsika tähtkujus, 15 Ükssarvikut.

B-klass on valge-sinised tähed. Nende temperatuur on 14 000 °C. Nende temperatuur on 14 000 °C. Tüüpilised tähed: Epsilon Orioni tähtkujus, Rigel, Kolos.

A-klass on valged tähed. Nende temperatuur on 10 000 °C. Tüüpilised tähed on Sirius, Vega, Altair.

Klass F on valge-kollased tähed. Nende pinnatemperatuur on 6700 °C. Tüüpilised tähed Canopus, Procyon, Alfa Perseuse tähtkujus.

Klass G on kollased tähed. Temperatuur 5 500 °С. Tüüpilised tähed: Päike (spekter C-2), Capella, Alpha Centauri.

K-klass on kollakasoranžid tähed. Temperatuur 3 800 °C. Tüüpilised tähed: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

M klass -. Need on punased tähed. Temperatuur 1800 °C. Tüüpilised tähed: Betelgeuse, Antares

Lisaks põhijada tähtedele eristavad astronoomid järgmist tüüpi tähti:

Pruun kääbus kunstniku pilgu läbi.

Pruunid kääbused on tähed, mille tuumareaktsioonid ei suuda kunagi kompenseerida kiirgusest tingitud energiakadusid. Nende spektriklass on M - T ja Y. Pruunides kääbustes võivad toimuda termotuumaprotsessid, kuid nende mass on siiski liiga väike, et alustada vesinikuaatomite heeliumiaatomiteks muutmise reaktsiooni, mis on täisväärtusliku inimese eluea põhitingimus. täht. Pruunid kääbused on üsna "hämarad" objektid, kui seda terminit saab selliste kehade kohta kasutada, ja astronoomid uurivad neid peamiselt nende eraldatava infrapunakiirguse tõttu.

Punased hiiglased ja superhiiglased on tähed, mille efektiivne temperatuur on 2700–4700 ° C, kuid millel on tohutu heledus. Nende spektrit iseloomustab molekulaarsete neeldumisribade olemasolu ja emissiooni maksimum langeb infrapuna vahemikku.

Wolf-Rayet tüüpi tähed on tähtede klass, mida iseloomustab väga kõrge temperatuur ja heledus. Wolf-Rayeti tähed erinevad teistest kuumadest tähtedest vesiniku, heeliumi, aga ka hapniku, süsiniku ja lämmastiku laiade emissiooniribade esinemise poolest erineva ionisatsiooniastmega. Wolf-Rayet tüüpi tähtede päritolu lõplikku selgust pole saavutatud. Siiski võib väita, et meie galaktikas on need massiivsete tähtede heeliumijäänused, mis eraldavad oma evolutsiooni mõnes etapis olulise osa massist.

T Tauri tähed on muutuvate tähtede klass, mis on saanud nime nende prototüübi T Tauri järgi (lõplikud prototähed). Tavaliselt võib neid leida molekulaarpilvede lähedalt ja tuvastada nende (väga ebakorrapärase) optilise varieeruvuse ja kromosfäärilise aktiivsuse järgi. Need kuuluvad spektriklasside F, G, K, M tähtedesse ja nende mass on alla kahe päikeseenergia. Nende pinnatemperatuur on sama, mis põhijada sama massiga tähtedel, kuid neil on veidi suurem heledus, kuna nende raadius on suurem. Nende peamine energiaallikas on gravitatsiooniline kokkusurumine.

Erksinised muutujad, tuntud ka kui S doraduse muutujad, on väga helesinised pulseerivad hüperhiiglased, kes on saanud nime S Doraduse tähe järgi. Need on äärmiselt haruldased. Erksinised muutujad võivad paista miljon korda eredamalt kui Päike ja nende mass võib olla 150 Päikese massi, lähenedes tähe teoreetilisele massipiirangule, muutes need universumi heledaimaks, kuumimaks ja võimsaimaks täheks.

Valged kääbused on teatud tüüpi "surevad" tähed. Väikesed tähed, nagu meie Päike, mis on universumis laialt levinud, muutuvad oma eluea lõpus valgeteks kääbusteks – need on väikesed tähed (tähtede endised tuumad), mille tihedus on miljon korda suurem. kui vee tihedus. Täht jääb ilma energiaallikatest ja jahtub järk-järgult, muutudes tumedaks ja nähtamatuks, kuid jahtumisprotsess võib kesta miljardeid aastaid.

Neutrontähed - tähtede klass, nagu valged kääbused, tekivad pärast tähe surma, mille mass on 8-10 päikesemassi (suurema massiga tähed juba tekivad). Sel juhul surutakse tuum kokku, kuni suurem osa osakestest muutub neutroniteks. Üks neutrontähtede omadusi on tugev magnetväli. Tänu sellele ja tähe kiirele pöörlemisele mittesfäärilise kokkuvarisemise tõttu vaadeldakse kosmoses raadio- ja röntgenikiirguse allikaid, mida nimetatakse pulsariteks.

Me ei mõtle kunagi, et peale meie planeedi on peale meie päikesesüsteemi veel mõni elu. Võib-olla on mõnel planeedil elu, mis tiirleb ümber sinise või valge või punase või võib-olla kollase tähe. Võib-olla on veel üks selline planeet Maa, millel elavad samad inimesed, kuid me ei tea sellest endiselt midagi. Meie satelliidid ja teleskoobid on avastanud mitmeid planeete, millel võib olla elu, kuid need planeedid on kümnete tuhandete ja isegi miljonite valgusaastate kaugusel.

Sinised hulkurid – sinised tähed

Kerakujulistes täheparvedes paiknevaid tähti, mille temperatuur on kõrgem kui tavatähtede temperatuur ja mille spektrit iseloomustab märkimisväärne nihkumine sinisesse piirkonda kui sarnase heledusega parve tähtedel, nimetatakse sinisteks straggleriteks. See funktsioon võimaldab neil Hertzsprung-Russelli diagrammil teiste selle klastrite tähtede suhtes silma paista. Selliste tähtede olemasolu lükkab ümber kõik tähtede evolutsiooni teooriad, mille põhiolemus seisneb selles, et samal ajavahemikul tekkinud tähtede puhul eeldatakse, et need asuvad Hertzsprung-Russelli diagrammi täpselt määratletud piirkonnas. Sel juhul on ainus tegur, mis tähe täpset asukohta mõjutab, selle algmass. Siniste hulkujate sagedane esinemine väljaspool ülaltoodud kõverat võib olla kinnitus sellise asja olemasolule nagu anomaalne tähtede evolutsioon.

Eksperdid, kes üritavad selgitada nende esinemise olemust, esitasid mitmeid teooriaid. Neist kõige tõenäolisem viitab sellele, et need sinised tähed olid minevikus kahendkujulised, misjärel hakkas toimuma või praegu toimub ühinemisprotsess. Kahe tähe ühinemise tulemuseks on uue tähe tekkimine, mille mass, heledus ja temperatuur on palju suuremad kui sama vanad tähed.

Kui selle teooria õigsust suudetakse kuidagi tõestada, oleks tähtede evolutsiooni teooria vaba probleemidest, mis tekivad siniste hulkujate näol. Saadud täht sisaldaks rohkem vesinikku, mis käituks sarnaselt noore tähega. Seda teooriat toetavad faktid. Vaatlused on näidanud, et hulkuvaid tähti leidub kõige sagedamini kerasparvede keskpiirkondades. Seal valitseva ühikulise ruumalaga tähtede arvu tõttu muutuvad tihedad läbipääsud või kokkupõrked tõenäolisemaks.

Selle hüpoteesi kontrollimiseks on vaja uurida siniste lonkajate pulseerimist, kuna ühinenud tähtede asteroseismoloogiliste omaduste ja tavaliselt pulseerivate muutujate vahel võib esineda mõningaid erinevusi. Tuleb märkida, et pulseerimist on üsna raske mõõta. Sellele protsessile avaldab negatiivset mõju ka tähistaeva ülerahvastatus, väikesed kõikumised siniste rämpsuliste pulsatsioonides, aga ka nende muutujate haruldus.

Ühinemise näidet võis täheldada 2008. aasta augustis, kui selline juhtum puudutas objekti V1309, mille heledus tõusis pärast tuvastamist mitukümmend tuhat korda ja taastus mitme kuu pärast oma algse väärtuseni. 6-aastase vaatluse tulemusena jõudsid teadlased järeldusele, et see objekt on kaks tähte, mille pöördeperiood üksteise ümber on 1,4 päeva. Need faktid viisid teadlased mõttele, et 2008. aasta augustis toimus nende kahe tähe ühinemise protsess.

Siniseid rämpsuid iseloomustab suur pöördemoment. Näiteks 47 Tucanae parve keskel paikneva tähe pöörlemiskiirus on 75 korda suurem Päikese pöörlemiskiirusest. Hüpoteesi kohaselt on nende mass 2-3 korda suurem kui teiste parves paiknevate tähtede mass. Samuti leiti uuringute abil, et kui sinised tähed on mõne teise tähe lähedal, siis viimastes on hapniku ja süsiniku protsent madalam kui nende naabritel. Arvatavasti tõmbavad tähed neid aineid teistelt nende orbiidil liikuvatelt tähtedelt, mille tulemusena nende heledus ja temperatuur tõusevad. "Röövitud" tähed paljastavad kohad, kus toimus algse süsiniku muundumine teisteks elementideks.

Sinise tähe nimed – näited

Rigel, Gamma Sails, Alfa kaelkirjak, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Valged tähed - valged tähed

Friedrich Bessel, kes juhtis Koenigsbergi observatooriumi, tegi 1844. aastal huvitava avastuse. Teadlane märkas taeva heledaima tähe – Siiriuse – vähimatki kõrvalekallet oma taeva trajektoorist. Astronoom pakkus, et Siriusel oli satelliit, ja arvutas ka tähtede ligikaudse pöörlemisperioodi ümber nende massikeskme, mis oli umbes viiskümmend aastat. Bessel ei leidnud teistelt teadlastelt korralikku tuge, sest. keegi ei suutnud satelliiti tuvastada, kuigi oma massi poolest oleks see pidanud olema võrreldav Siriusega.

Ja alles 18 aastat hiljem avastas tolle aegade parimat teleskoopi katsetanud Alvan Graham Clark Siriuse lähedalt hämara valge tähe, mis osutus tema satelliidiks Sirius B.

Selle valge tähe pinda kuumutatakse 25 tuhande Kelvinini ja selle raadius on väike. Seda arvesse võttes jõudsid teadlased järeldusele, et satelliidil on suur tihedus (tasemel 106 g/cm 3 , samas kui Siriuse enda tihedus on ligikaudu 0,25 g/cm 3 ja Päikese tihedus 1,4 g/cm 3 ). ). 55 aasta pärast (1917. aastal) avastati veel üks valge kääbus, mis sai nime selle avastanud teadlase järgi – van Maaneni täht, mis asub Kalade tähtkujus.

Valgete tähtede nimed - näited

Vega Lüüra tähtkujus, Altair Kotka tähtkujus, (nähtav suvel ja sügisel), Siirius, Castor.

kollased tähed - kollased tähed

Kollaseid kääbusi nimetatakse väikesteks põhijada tähtedeks, mille mass jääb Päikese massi piiresse (0,8-1,4). Nime järgi otsustades on sellistel tähtedel kollane kuma, mis eraldub heeliumi vesinikust termotuumasünteesi käigus.

Selliste tähtede pind kuumutatakse temperatuurini 5-6 tuhat Kelvinit ja nende spektritüübid jäävad G0V ja G9V vahele. Kollane kääbus elab umbes 10 miljardit aastat. Vesiniku põlemine tähes suurendab selle suurust ja muutub punaseks hiiglaseks. Üks näide punasest hiiglasest on Aldebaran. Sellised tähed võivad moodustada planetaarseid udukogusid, eraldades oma väliseid gaasikihte. Sel juhul muudetakse tuum valgeks kääbuseks, millel on suur tihedus.

Kui võtta arvesse Hertzsprung-Russelli diagrammi, siis sellel on kollased tähed põhijada keskosas. Kuna Päikest võib nimetada tüüpiliseks kollaseks kääbuseks, on tema mudel üsna sobiv kollaste kääbuste üldmudeli arvestamiseks. Kuid taevas on teisigi iseloomulikke kollaseid tähti, kelle nimed on Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara jne. Need tähed pole eriti eredad. Näiteks seesama Toliman, mis, kui te ei võta arvesse Proxima Centaurit, on Päikesele kõige lähemal, on suurusjärgus 0, kuid samal ajal on selle heledus kõigist kollastest kääbustest kõrgeim. See täht asub Kentauruse tähtkujus, see on ka lüli keerulises süsteemis, mis sisaldab 6 tähte. Tolimani spektriklass on G. Kuid meist 350 valgusaasta kaugusel asuv Dabih kuulub spektriklassi F. Kuid selle kõrge heledus on tingitud läheduses asuva spektriklassi kuuluva tähe - A0 - olemasolust.

Lisaks Tolimanile on HD82943 spektraaltüüp G, mis asub põhijada peal. Sellel tähel on oma keemilise koostise ja päikesega sarnase temperatuuri tõttu ka kaks suurt planeeti. Nende planeetide orbiitide kuju pole aga kaugeltki ümmargune, nii et nende lähenemine HD82943-le toimub suhteliselt sageli. Praegu on astronoomid suutnud tõestada, et sellel tähel oli varem palju rohkem planeete, kuid aja jooksul neelas ta need kõik alla.

Kollase tähe nimed – näited

Toliman, täht HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Punased tähed - punased tähed

Kui olete vähemalt korra elus näinud oma teleskoobi objektiivis taevas punaseid tähti, mis põlesid mustal taustal, siis aitab selle hetke meenutamine teil selgemalt ette kujutada, mida selles artiklis kirjutatakse. Kui te pole kunagi selliseid staare näinud, proovige järgmisel korral neid kindlasti leida.

Kui võtate ette nimekirja taeva heledamatest punastest tähtedest, mis on hõlpsasti leitavad isegi amatöörteleskoobiga, võite avastada, et need on kõik süsinikust. Esimesed punased tähed avastati 1868. aastal. Selliste punaste hiiglaste temperatuur on madal, lisaks on nende väliskihid täidetud tohutul hulgal süsinikuga. Kui varem moodustasid sarnased tähed kaks spektriklassi - R ja N, siis nüüd on teadlased tuvastanud need ühes üldklassis - C. Igal spektriklassil on alaklassid - 9 kuni 0. Samal ajal tähendab klass C0, et tähel on kõrge temperatuur, kuid vähem punane kui C9 tähed. Samuti on oluline, et kõik süsinikusisaldusega tähed oleksid oma olemuselt muutlikud: pika perioodiga, poolregulaarsed või ebaregulaarsed.

Lisaks kuulusid sellisesse nimekirja kaks tähte, mida nimetatakse punasteks poolregulaarseteks muutujateks, millest kuulsaim on m Cephei. Tema ebatavalise punase värvi vastu hakkas huvi tundma ka William Herschel, kes nimetas teda "granaatõunaks". Selliseid tähti iseloomustab ebaregulaarne heleduse muutus, mis võib kesta paarikümnest kuni mitmesaja päevani. Sellised muutlikud tähed kuuluvad M-klassi (külmad tähed, mille pinnatemperatuur on 2400–3800 K).

Arvestades asjaolu, et kõik reitingus olevad tärnid on muutujad, on vaja tähistusi veidi täpsustada. On üldtunnustatud seisukoht, et punastel tähtedel on nimi, mis koosneb kahest komponendist - ladina tähestiku tähest ja muutuja tähtkuju nimest (näiteks T Hare). Täht R on määratud esimesele muutujale, mis selles tähtkujus avastati, ja nii edasi kuni täheni Z. Kui selliseid muutujaid on palju, on nende jaoks ette nähtud kahekordne ladina tähtede kombinatsioon - RR-st ZZ-ni. See meetod võimaldab "nimetada" 334 objekti. Lisaks saab tähti tähistada ka V-tähega koos seerianumbriga (V228 Cygnus). Reitingu esimene veerg on reserveeritud muutujate tähistamiseks.

Tabeli kaks järgmist veergu näitavad tähtede asukohta perioodil 2000.0. Uranometria 2000.0 populaarsuse suurenemise tõttu astronoomiahuviliste seas kuvatakse reitingu viimases veerus iga reitingus oleva tähe otsingutabeli number. Sel juhul on esimene number mahunumbri kuva ja teine ​​on kaardi seerianumber.

Reiting näitab ka tähesuuruste maksimaalseid ja minimaalseid heleduse väärtusi. Tasub meeles pidada, et punase värvi suuremat küllastumist täheldatakse tähtedel, mille heledus on minimaalne. Tähtede puhul, mille varieeruvusperiood on teada, kuvatakse see päevade arvuna, kuid objektid, millel pole õiget perioodi, kuvatakse kui Irr.

Süsiniktähe leidmine ei nõua suuri oskusi, piisab, kui teie teleskoobil on selle nägemiseks piisavalt jõudu. Isegi kui selle suurus on väike, peaks selle väljendunud punane värv teie tähelepanu juhtima. Seetõttu ärge ärrituge, kui te ei leia neid kohe. Piisab, kui kasutada atlast lähedal asuva ereda tähe leidmiseks ja seejärel liikuda sellelt punasele.

Erinevad vaatlejad näevad süsiniktähti erinevalt. Mõne jaoks meenutavad need rubiine või kauguses põlevat sütt. Teised näevad sellistes tähtedes karmiinpunaseid või veripunaseid toone. Alustuseks on edetabeli kuue säravama punase tähe nimekiri ja kui need üles leiad, saad nende ilu täiel rinnal nautida.

Punaste tähtede nimed – näited

Tähtede erinevused värvi järgi

Kirjeldamatute värvivarjunditega tähti on tohutult palju. Selle tulemusena on isegi üks tähtkuju saanud nime "Jewel Box", mis põhineb sinisel ja safiirist tähel ja mille keskmes on eredalt särav oranž täht. Kui arvestada Päikest, on sellel kahvatukollane värv.

Otsene tegur, mis mõjutab tähtede värvuse erinevust, on nende pinnatemperatuur. Seda seletatakse lihtsalt. Valgus on oma olemuselt kiirgus lainete kujul. Lainepikkus - see on selle harjade vaheline kaugus, on väga väike. Selle ettekujutamiseks peate jagama 1 cm 100 tuhandeks identseks osaks. Mõned neist osakestest moodustavad valguse lainepikkuse.

Arvestades, et see arv osutub üsna väikeseks, põhjustab iga, isegi kõige ebaolulisem, muutus selles pildis, mida me jälgime. Lõppude lõpuks tajub meie nägemine valguslainete erinevat lainepikkust erinevate värvidena. Näiteks sinisel on lained, mille pikkus on 1,5 korda väiksem kui punasel.

Samuti teab peaaegu igaüks meist, et temperatuur võib kehade värvi kõige otsesemalt mõjutada. Näiteks võite võtta mis tahes metalleseme ja panna selle põlema. Soojenedes muutub see punaseks. Kui tulekahju temperatuur oluliselt tõuseks, muutuks ka objekti värvus - punasest oranžiks, oranžist kollaseks, kollasest valgeks ja lõpuks valgest sini-valgeks.

Kuna Päikese pinnatemperatuur on umbes 5,5 tuhat 0 C, on see tüüpiline näide kollastest tähtedest. Kuid kõige kuumemad sinised tähed võivad soojeneda kuni 33 tuhande kraadini.

Teadlased on värvi ja temperatuuri seostanud füüsikaliste seaduste abil. Keha temperatuur on otseselt võrdeline selle kiirgusega ja pöördvõrdeline lainepikkusega. Sinise lainepikkus on lühem kui punasel. Kuumad gaasid eraldavad footoneid, mille energia on otseselt võrdeline temperatuuriga ja pöördvõrdeline lainepikkusega. Seetõttu on kõige kuumematele tähtedele iseloomulik sini-sinine kiirgusvahemik.

Kuna tähtedel olev tuumakütus ei ole piiramatu, kipub see ära kuluma, mis viib tähtede jahtumiseni. Seetõttu on keskealised tähed kollased ja vanu tähti näeme punasena.

Tänu sellele, et Päike on meie planeedile väga lähedal, saab selle värvi täpselt kirjeldada. Kuid miljoni valgusaasta kaugusel asuvate tähtede jaoks muutub ülesanne keerulisemaks. Sel eesmärgil kasutatakse seadet, mida nimetatakse spektrograafiks. Selle kaudu läbivad teadlased tähtede kiirgavat valgust, mille tulemusena on võimalik spektraalselt analüüsida peaaegu iga tähte.

Lisaks saate tähe värvi abil määrata selle vanuse, kuna. matemaatilised valemid võimaldavad spektraalanalüüsi abil määrata tähe temperatuuri, mille järgi on lihtne arvutada tema vanust.

Staaride videosaladusi vaadake veebis

Mis värvi on tähed

Tähtede värvid. Tähed on erinevat värvi. Arcturus on kollakasoranži tooniga, Rigel on valge-sinine, Antares on erepunane. Tähe spektris valitsev värvus sõltub selle pinna temperatuurist. Tähe gaasiümbris käitub peaaegu nagu ideaalne emitter (absoluutselt must keha) ja järgib täielikult M. Plancki (1858–1947), J. Stefani (1835–1893) ja V. Wieni (1864–1928) klassikalisi kiirgusseadusi. ), mis seostavad kehatemperatuuri ja selle kiirguse olemust. Plancki seadus kirjeldab energia jaotust keha spektris. Ta osutab, et temperatuuri tõustes suureneb kogu kiirgusvoog ja spektri maksimum nihkub lühikeste lainete suunas. Lainepikkus (sentimeetrites), mis moodustab maksimaalse kiirguse, määratakse Wieni seadusega: l max = 0,29/ T. Just see seadus seletab Antarese punast värvi ( T= 3500 K) ja Rigeli sinakas värvus ( T= 18000 K). Stefani seadus annab kogu kiirgusvoo kõigil lainepikkustel (vattides ruutmeetri kohta): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Tähtede spektrid. Tähtede spektrite uurimine on kaasaegse astrofüüsika alus. Spektri abil saab määrata gaasi keemilise koostise, temperatuuri, rõhu ja kiiruse tähe atmosfääris. Joonte Doppleri nihet kasutatakse tähe enda kiiruse mõõtmiseks näiteks kahendsüsteemis piki orbiidil.

Enamiku tähtede spektris on neeldumisjooned nähtavad; kitsad lüngad kiirguse pidevas jaotuses. Neid nimetatakse ka Fraunhoferi või absorptsioonijoonteks. Need tekivad spektris seetõttu, et tähe atmosfääri kuumade alumiste kihtide kiirgus, mis läbib külmemaid ülemisi kihte, neeldub teatud aatomitele ja molekulidele iseloomulikel lainepikkustel.

Tähtede neeldumisspektrid on väga erinevad; ühegi keemilise elemendi joonte intensiivsus ei peegelda aga alati selle tegelikku kogust täheatmosfääris: palju suuremal määral sõltub spektri kuju tähepinna temperatuurist. Näiteks raua aatomeid leidub enamiku tähtede atmosfääris. Neutraalse raua jooned aga kuumade tähtede spektris puuduvad, kuna kõik seal olevad rauaaatomid on ioniseeritud. Vesinik on kõigi tähtede põhikomponent. Kuid vesiniku optilised jooned ei ole nähtavad külmade tähtede spektris, kus see on alaergastatud, ega väga kuumade tähtede spektris, kus see on täielikult ioniseeritud. Kuid mõõdukalt kuumade tähtede spektrites pinnatemperatuuriga u. 10 000 K juures on kõige võimsamad neeldumisjooned Balmeri seeria vesiniku jooned, mis tekivad aatomite üleminekul teiselt energiatasemelt.

Gaasirõhul tähe atmosfääris on ka teatud mõju spektrile. Samal temperatuuril on ioniseeritud aatomite jooned madala rõhuga atmosfääris tugevamad, kuna seal püüavad need aatomid vähem tõenäoliselt elektrone kinni ja elavad seetõttu kauem. Atmosfäärirõhk on tihedalt seotud antud spektriklassi tähe suuruse ja massiga ning seega ka heledusega. Pärast rõhu määramist spektrist on võimalik arvutada tähe heledus ja võrrelda seda nähtava heledusega, määrata "kauguse moodul" ( M- m) ja lineaarne kaugus tähest. Seda väga kasulikku meetodit nimetatakse spektraalparallaksite meetodiks.

Värviindeks. Tähe spekter ja selle temperatuur on tihedalt seotud värviindeksiga, s.t. tähe heleduse suhtega spektri kollases ja sinises vahemikus. Plancki seadus, mis kirjeldab energia jaotust spektris, annab avaldise värviindeksile: C.I. = 7200/ T- 0,64. Külmadel tähtedel on kõrgem värviindeks kui kuumadel, s.t. jahedad tähed on kollasega suhteliselt heledamad kui sinised. Kuumad (sinised) tähed paistavad heledamad tavalistel fotoplaatidel, samas kui jahedad tähed paistavad silmale heledamad ja spetsiaalsed fotoemulsioonid, mis on kollase kiirte suhtes tundlikud.

Spektri klassifikatsioon. Kõiki erinevaid tähtede spektreid saab panna loogilisse süsteemi. Harvardi spektraalklassifikatsioon võeti esmakordselt kasutusele aastal Henry Draperi tähtede spektrite kataloog, mis on koostatud E. Pickeringi (1846–1919) juhendamisel. Esiteks sorteeriti spektrid joonte intensiivsuse järgi ja märgistati tähtedega tähestikulises järjekorras. Kuid hiljem välja töötatud spektrite füüsikaline teooria võimaldas paigutada need temperatuurijadasse. Spektrite tähttähistust pole muudetud ja nüüd näeb peamiste spektriklasside järjestus kuumadest kuni külmadeni välja selline: O B A F G K M. Lisaklassid R, N ja S tähistavad spektreid, mis on sarnased K ja M-ga, kuid millel on a. erinev keemiline koostis. Iga kahe klassi vahele tuuakse alamklassid, mis on tähistatud numbritega vahemikus 0 kuni 9. Näiteks A5 tüüpi spekter on A0 ja F0 vahel. Täiendavad tähed tähistavad mõnikord tähtede tunnuseid: “d” on kääbus, “D” on valge kääbus, “p” on omapärane (ebatavaline) spekter.

Kõige täpsem spektraalne klassifikatsioon on W. Morgani ja F. Keenani Yerkesi observatooriumis loodud MK-süsteem. See on kahemõõtmeline süsteem, milles spektrid on paigutatud nii temperatuuri kui ka tähtede heleduse järgi. Selle järjepidevus ühemõõtmelise Harvardi klassifikatsiooniga seisneb selles, et temperatuurijada väljendatakse samade tähtede ja numbritega (A3, K5, G2 jne). Kuid kasutusele võetakse täiendavad heleduse klassid, mis on tähistatud rooma numbritega: vastavalt Ia, Ib, II, III, IV, V ja VI, mis tähistavad eredaid superhiiglasi, superhiiglasi, eredaid hiiglasi, tavalisi hiiglasi, alamhiiglasi, kääbusid (põhijärjestustähti) ja alamkääbusid. . Näiteks tähistab tähis G2 V tähte nagu Päike, samas kui tähis G2 III näitab, et see on tavaline hiiglane, mille temperatuur on umbes sama kui Päikesel.

Erinevat värvi tähed

Meie Päike on kahvatukollane täht. Üldiselt on tähtede värv hämmastavalt mitmekesine värvipalett. Ühte tähtkuju nimetatakse "juveelide karbiks". Safiirsinised tähed on hajutatud üle öötaeva musta sameti. Nende vahel, keset tähtkuju, on heleoranž täht.

Erinevused tähtede värvuses

Tähtede värvuse erinevused on seletatavad sellega, et tähtedel on erinev temperatuur. Sellepärast see juhtub. Valgus on lainekiirgus. Ühe laine harjade vahelist kaugust nimetatakse selle pikkuseks. Valguslained on väga lühikesed. Kui palju? Proovige jagada toll 250 000 võrdseks osaks (1 toll võrdub 2,54 sentimeetriga). Mitmed neist osadest moodustavad valguslaine pikkuse.

Vaatamata nii ebaolulisele valguse lainepikkusele muudab vähimgi erinevus valguslainete suuruste vahel dramaatiliselt meie vaadeldava pildi värvi. See on tingitud asjaolust, et erineva pikkusega valguslaineid tajume erinevat värvi. Näiteks punase lainepikkus on poolteist korda pikem kui sinise lainepikkus. Valge värv on kiir, mis koosneb erineva pikkusega valguslainete footonitest, see tähendab erinevat värvi kiirtest.

Igapäevasest kogemusest teame, et kehade värvus sõltub nende temperatuurist. Pane raudpokker tulele. Kuumutamisel muutub see kõigepealt punaseks. Siis punastab ta veelgi rohkem. Kui pokkerit saaks veel rohkem kuumutada ilma seda sulatamata, muutuks see punasest oranžiks, siis kollaseks, siis valgeks ja lõpuks sini-valgeks.