Tähtien värit ovat valkoinen sininen keltainen punainen esimerkkejä. Miten tähdet erotetaan koon ja värin perusteella? Punaisten tähtien nimet - esimerkkejä

Asiantuntijat esittävät useita teorioita niiden esiintymisestä. Todennäköisin pohja sanoo, että tällaiset siniset tähdet olivat binaarisia hyvin pitkän aikaa ja niillä oli sulautumisprosessi. Kun 2 tähteä yhdistyvät, ilmestyy uusi tähti, jolla on paljon suurempi kirkkaus, massa ja lämpötila.

Esimerkkejä sinisistä tähdistä:

• Gamma Sails;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alfa kirahvi;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Major.

Valkoiset tähdet - valkoiset tähdet

Eräs tiedemies löysi hyvin himmeän valkoisen tähden, joka oli Sirius-satelliitti ja sai nimekseen Sirius B. Tämän ainutlaatuisen tähden pinta on lämmitetty 25 000 Kelviniin ja sen säde on pieni.

Esimerkkejä valkoisista tähdistä:

• Altair kotkan tähdistössä;
• Vega Lyyran tähdistössä;
• Castor;
• Sirius.

keltaiset tähdet - keltaiset tähdet

Tällaisilla tähdillä on keltainen hehku, ja niiden massa on Auringon massan sisällä - se on noin 0,8-1,4. Tällaisten tähtien pinta kuumennetaan yleensä 4-6 tuhannen Kelvinin lämpötilaan. Tällainen tähti elää noin 10 miljardia vuotta.

Esimerkkejä keltaisista tähdistä:

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

punaiset tähdet punaiset tähdet

Ensimmäiset punaiset tähdet löydettiin vuonna 1868. Niiden lämpötila on melko alhainen, ja punaisten jättiläisten ulkokerrokset ovat täynnä paljon hiiltä. Aiemmin tällaiset tähdet muodostivat kaksi spektriluokkaa - N ja R, mutta nyt tutkijat ovat pystyneet tunnistamaan toisen yhteisen luokan - C.

pääsekvenssi. Meidän tähtemme kuuluu myös tähän tyyppiin -. Tähtien evoluution kannalta pääsekvenssi on Hertzsprung-Russell-kaavion paikka, jossa tähti viettää suurimman osan elämästään.

Hertzsprung-Russell-kaavio.

Pääsarjan tähdet on jaettu luokkiin, joita tarkastelemme alla:

Luokka O ovat sinisiä tähtiä, niiden lämpötila on 22 000 °C. Tyypillisiä tähtiä ovat Zeta tähdistössä Puppis, 15 Unicorn.

Luokka B ovat valkosinisiä tähtiä. Niiden lämpötila on 14 000 °C. Niiden lämpötila on 14 000 °C. Tyypilliset tähdet: Epsilon Orionin tähdistössä, Rigel, Kolos.

Luokka A ovat valkoisia tähtiä. Niiden lämpötila on 10 000 °C. Tyypillisiä tähtiä ovat Sirius, Vega, Altair.

Luokka F ovat valko-keltaisia ​​tähtiä. Niiden pintalämpötila on 6700 °C. Tyypilliset tähdet Canopus, Procyon, Alpha Perseuksen tähdistössä.

Luokka G ovat keltaisia ​​tähtiä. Lämpötila 5 500 °С. Tyypilliset tähdet: Aurinko (spektri C-2), Capella, Alpha Centauri.

Luokka K ovat kelta-oransseja tähtiä. Lämpötila 3 800 °C. Tyypilliset tähdet: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

Luokka M -. Nämä ovat punaisia ​​tähtiä. Lämpötila 1 800 °C. Tyypilliset tähdet: Betelgeuse, Antares

Pääsarjan tähtien lisäksi tähtitieteilijät erottavat seuraavan tyyppisiä tähtiä:

Ruskea kääpiö taiteilijan silmin.

Ruskeat kääpiöt ovat tähtiä, joissa ydinreaktiot eivät koskaan pystyisi kompensoimaan säteilyn aiheuttamia energiahäviöitä. Niiden spektriluokka on M - T ja Y. Lämpöydinprosesseja voi tapahtua ruskeissa kääpiöissä, mutta niiden massa on silti liian pieni käynnistääkseen vetyatomien muuntumisreaktion heliumatomeiksi, mikä on täysimittaisen ihmisen elämän pääehto tähti. Ruskeat kääpiöt ovat melko "himmeitä" esineitä, jos tätä termiä voidaan soveltaa sellaisiin kappaleisiin, ja tähtitieteilijät tutkivat niitä pääasiassa niiden lähettämän infrapunasäteilyn vuoksi.

Punaiset jättiläiset ja superjättiläiset ovat tähtiä, joiden tehollinen lämpötila on melko alhainen 2700-4700 °C, mutta joilla on valtava kirkkaus. Niiden spektrille on ominaista molekyyliabsorptiokaistojen läsnäolo, ja emissiomaksimi osuu infrapuna-alueelle.

Wolf-Rayet-tyyppiset tähdet ovat tähtien luokka, joille on ominaista erittäin korkea lämpötila ja kirkkaus. Wolf-Rayet-tähdet eroavat muista kuumista tähdistä siinä, että niissä on leveitä emissioalueita vedyn, heliumin sekä hapen, hiilen ja typen eri ionisaatioasteilla. Lopullista selvyyttä Wolf-Rayet-tyyppisten tähtien alkuperästä ei ole saavutettu. Voidaan kuitenkin väittää, että galaksissamme nämä ovat massiivisten tähtien heliumjäänteitä, jotka vuodattavat merkittävän osan massasta jossain evoluution vaiheessa.

T Tauri -tähdet ovat muuttuvien tähtien luokka, joka on nimetty prototyypin T Tauri (lopulliset prototähdet) mukaan. Ne löytyvät yleensä molekyylipilvien läheltä ja tunnistetaan niiden (erittäin epäsäännöllisen) optisen vaihtelun ja kromosfääriaktiivisuuden perusteella. Ne kuuluvat spektriluokkien F, G, K, M tähtiin ja niiden massa on alle kaksi aurinkoa. Niiden pintalämpötila on sama kuin saman massaisten pääsarjan tähtien, mutta niiden valoisuus on hieman suurempi, koska niiden säde on suurempi. Niiden pääasiallinen energialähde on gravitaatiopuristus.

Kirkkaansiniset muuttujat, jotka tunnetaan myös nimellä S doradus -muuttujat, ovat erittäin kirkkaan sinisiä sykkiviä hyperjättiläisiä, jotka on nimetty tähden S Doradus mukaan. Ne ovat erittäin harvinaisia. Kirkkaansiniset muuttujat voivat loistaa miljoona kertaa kirkkaammin kuin Aurinko ja niiden massa voi olla 150 auringon massaa, lähestyen tähden teoreettista massarajaa, mikä tekee niistä maailmankaikkeuden kirkkaimpia, kuumimpia ja voimakkaimpia tähtiä.

Valkoiset kääpiöt ovat eräänlainen "kuoleva" tähti. Pienet tähdet, kuten aurinkomme, jotka ovat laajalle levinneitä universumissa, muuttuvat elämänsä lopussa valkoisiksi kääpiöiksi - nämä ovat pieniä tähtiä (entisiä tähtien ytimiä), joiden tiheys on erittäin korkea, mikä on miljoona kertaa suurempi. kuin veden tiheys. Tähti on vailla energianlähteitä ja jäähtyy vähitellen muuttuen tummaksi ja näkymätönksi, mutta jäähtymisprosessi voi kestää miljardeja vuosia.

Neutronitähdet - tähtien luokka, kuten valkoiset kääpiöt, muodostuvat tähden kuoleman jälkeen, jonka massa on 8-10 aurinkomassaa (tähdet, joilla on suurempi massa, muodostuvat jo). Tässä tapauksessa ydin puristuu kokoon, kunnes suurin osa hiukkasista muuttuu neutroneiksi. Yksi neutronitähtien ominaisuuksista on voimakas magneettikenttä. Sen ja tähden ei-pallomaisesta romahtamisesta johtuvan nopean pyörimisen ansiosta avaruudessa havaitaan radio- ja röntgenlähteitä, joita kutsutaan pulsareiksi.

Emme koskaan ajattele, että planeettamme lisäksi aurinkokuntamme lisäksi voisi olla muutakin elämää. Ehkä joillakin planeetoilla on elämää, joka pyörii sinisen, valkoisen tai punaisen tai ehkä keltaisen tähden ympärillä. Ehkä on olemassa toinen tällainen planeetta, jolla samat ihmiset asuvat, mutta emme silti tiedä siitä mitään. Satelliittimme ja teleskooppimme ovat löytäneet joukon planeettoja, joilla saattaa olla elämää, mutta nämä planeetat ovat kymmenien tuhansien ja jopa miljoonien valovuosien päässä.

Blue Stragglers - siniset tähdet

Tähtiä, jotka sijaitsevat pallomaisissa tähtijoukkoissa, joiden lämpötila on korkeampi kuin tavallisten tähtien lämpötila, ja spektrille on ominaista merkittävä siirtymä siniselle alueelle kuin tähtijoukon tähdillä, joilla on samanlainen kirkkaus, kutsutaan sinisiksi stanglereiksi. Tämän ominaisuuden ansiosta ne erottuvat muista tämän joukon tähdistä Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Tällaisten tähtien olemassaolo kumoaa kaikki tähtien evoluutioteoriat, joiden ydin on, että saman ajanjakson aikana syntyneiden tähtien osalta oletetaan, että ne sijaitsevat hyvin määritellyllä alueella Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Tässä tapauksessa ainoa tekijä, joka vaikuttaa tähden tarkkaan sijaintiin, on sen alkumassa. Sinisten hajareiden toistuva esiintyminen yllä olevan käyrän ulkopuolella voi olla vahvistus sellaisen asian kuin epänormaalin tähtien evoluution olemassaolosta.

Asiantuntijat, jotka yrittävät selittää niiden esiintymisen luonnetta, esittivät useita teorioita. Todennäköisin niistä osoittaa, että nämä siniset tähdet olivat binaarisia menneisyydessä, minkä jälkeen sulautumisprosessi alkoi tapahtua tai tapahtuu parhaillaan. Kahden tähden yhdistymisen seurauksena syntyy uusi tähti, jonka massa, kirkkaus ja lämpötila on paljon suurempi kuin samanikäisillä tähdillä.

Jos tämän teorian oikeellisuus voidaan jollakin tavalla todistaa, tähtien evoluution teoria olisi vapaa ongelmista sinisistä hajareista. Tuloksena oleva tähti sisältäisi enemmän vetyä, mikä käyttäytyisi samalla tavalla kuin nuori tähti. Tätä teoriaa tukevat tosiasiat. Havainnot ovat osoittaneet, että hajatähtiä löytyy useimmiten pallomaisten klustereiden keskialueilta. Siellä vallitsevan yksikkötilavuuden tähtien lukumäärän seurauksena läheiset kulkureitit tai törmäykset ovat todennäköisempiä.

Tämän hypoteesin testaamiseksi on tarpeen tutkia sinisten vaeltajien pulsaatiota, koska sulautuneiden tähtien asteroseismologisten ominaisuuksien ja normaalisti sykkivien muuttujien välillä voi olla joitain eroja. On huomattava, että pulsaatioiden mittaaminen on melko vaikeaa. Tähän prosessiin vaikuttavat negatiivisesti myös tähtitaivaan ylikuormitus, pienet vaihtelut sinisilmiöiden pulsaatioissa sekä niiden muuttujien harvinaisuus.

Eräs esimerkki fuusiosta oli havaittavissa elokuussa 2008, jolloin tällainen tapaus vaikutti kohteeseen V1309, jonka kirkkaus kasvoi useita kymmeniä tuhansia kertoja havaitsemisen jälkeen ja palasi alkuperäiseen arvoonsa useiden kuukausien jälkeen. Kuuden vuoden havaintojen tuloksena tutkijat tulivat siihen tulokseen, että tämä kohde on kaksi tähteä, joiden kiertoaika toistensa ympäri on 1,4 päivää. Nämä tosiasiat saivat tutkijat ajatukseen, että elokuussa 2008 näiden kahden tähden yhdistämisprosessi tapahtui.

Sinisille stragglereille on ominaista korkea vääntömomentti. Esimerkiksi 47 Tucanae-joukon keskellä sijaitsevan tähden pyörimisnopeus on 75 kertaa Auringon pyörimisnopeus. Hypoteesin mukaan niiden massa on 2-3 kertaa suurempi kuin muiden tähtien massa, jotka sijaitsevat tähtijoukossa. Tutkimuksen avulla havaittiin myös, että jos siniset tähdet ovat lähellä muita tähtiä, jälkimmäisessä on happea ja hiiltä pienempi prosenttiosuus kuin naapureissaan. Oletettavasti tähdet vetävät näitä aineita muista kiertoradalla liikkuvista tähdistä, minkä seurauksena niiden kirkkaus ja lämpötila kasvavat. "Ryöstetyt" tähdet paljastavat paikkoja, joissa tapahtui alkuperäisen hiilen muuntumisprosessi muiksi alkuaineiksi.

Sinisten tähtien nimet - esimerkkejä

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

Valkoiset tähdet - valkoiset tähdet

Friedrich Bessel, joka johti Koenigsbergin observatoriota, teki mielenkiintoisen löydön vuonna 1844. Tiedemies huomasi taivaan kirkkaimman tähden - Siriuksen - pienimmän poikkeaman sen liikeradalta taivaalla. Tähtitieteilijä ehdotti, että Siriuksella oli satelliitti, ja hän laski myös tähtien likimääräisen pyörimisajan massakeskipisteensä ympäri, joka oli noin viisikymmentä vuotta. Bessel ei löytänyt asianmukaista tukea muilta tutkijoilta, koska. kukaan ei pystynyt havaitsemaan satelliittia, vaikka sen massan olisi pitänyt olla verrattavissa Siriukseen.

Ja vain 18 vuotta myöhemmin Alvan Graham Clark, joka testasi noiden aikojen parasta teleskooppia, löysi Siriuksen läheltä himmeän valkoisen tähden, joka osoittautui hänen satelliittikseen nimeltä Sirius B.

Tämän valkoisen tähden pinta kuumennetaan 25 tuhanteen Kelviniin ja sen säde on pieni. Tämän huomioon ottaen tutkijat päättelivät, että satelliitilla on suuri tiheys (tasolla 106 g/cm 3 , kun taas Siriuksen tiheys on noin 0,25 g/cm 3 ja Auringon 1,4 g/cm 3 ). 55 vuoden kuluttua (vuonna 1917) löydettiin toinen valkoinen kääpiö, joka on nimetty sen löytäneen tiedemiehen mukaan - van Maasen tähti, joka sijaitsee Kalojen tähdistössä.

Valkoisten tähtien nimet - esimerkkejä

Vega Lyyran tähdistössä, Altair Kotkan tähdistössä (näkyy kesällä ja syksyllä), Sirius, Castor.

keltaiset tähdet - keltaiset tähdet

Keltaisia ​​kääpiöitä kutsutaan pieniksi pääsarjan tähdiksi, joiden massa on Auringon massan sisällä (0,8-1,4). Nimestä päätellen tällaisilla tähdillä on keltainen hehku, joka vapautuu lämpöydinfuusioprosessin aikana heliumvedystä.

Tällaisten tähtien pinta kuumennetaan 5-6 tuhannen Kelvinin lämpötilaan, ja niiden spektrityypit ovat G0V:n ja G9V:n välillä. Keltainen kääpiö elää noin 10 miljardia vuotta. Vedyn palaminen tähdessä saa sen koon moninkertaistumaan ja siitä tulee punainen jättiläinen. Yksi esimerkki punaisesta jättiläisestä on Aldebaran. Tällaiset tähdet voivat muodostaa planetaarisia sumuja levittämällä ulompia kaasukerroksiaan. Tässä tapauksessa ydin muunnetaan valkoiseksi kääpiöksi, jolla on korkea tiheys.

Jos otamme huomioon Hertzsprung-Russell-kaavion, niin siinä keltaiset tähdet ovat pääsekvenssin keskiosassa. Koska Aurinkoa voidaan kutsua tyypilliseksi keltaiseksi kääpiöksi, sen malli sopii varsin hyvin keltaisten kääpiöiden yleismalliin. Mutta taivaalla on muitakin tunnusomaisia ​​keltaisia ​​tähtiä, joiden nimet ovat Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara jne. Nämä tähdet eivät ole kovin kirkkaita. Esimerkiksi saman Tolimanin, joka, jos et ota huomioon Proxima Centauria, on lähinnä aurinkoa, on magnitudi 0, mutta samalla sen kirkkaus on korkein kaikista keltaisista kääpiöistä. Tämä tähti sijaitsee Centauruksen tähdistössä, se on myös linkki monimutkaisessa järjestelmässä, joka sisältää 6 tähteä. Tolimanin spektriluokka on G. Mutta Dabih, joka sijaitsee 350 valovuoden päässä meistä, kuuluu spektriluokkaan F. Mutta sen korkea kirkkaus johtuu lähellä olevasta spektriluokkaan A0 kuuluvasta tähdestä.

Tolimanin lisäksi HD82943:lla on spektrityyppi G, joka sijaitsee pääsekvenssissä. Tällä tähdellä on Aurinkoa muistuttavan kemiallisen koostumuksensa ja lämpötilansa vuoksi myös kaksi suurta planeettaa. Näiden planeettojen kiertoradan muoto on kuitenkin kaukana pyöreästä, joten niiden lähestymistavat HD82943: een tapahtuvat suhteellisen usein. Tällä hetkellä tähtitieteilijät ovat pystyneet todistamaan, että tällä tähdellä oli aiemmin paljon suurempi määrä planeettoja, mutta ajan myötä se nielaisi ne kaikki.

Keltaisten tähtien nimet - esimerkkejä

Toliman, tähti HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Punaiset tähdet - punaiset tähdet

Jos olet ainakin kerran elämässäsi nähnyt taivaalla kaukoputken linssissä punaisia ​​tähtiä, jotka paloivat mustalla taustalla, tämän hetken muistaminen auttaa sinua kuvittelemaan selvemmin, mitä tässä artikkelissa kirjoitetaan. Jos et ole koskaan nähnyt tällaisia ​​tähtiä, yritä ensi kerralla löytää ne.

Jos ryhdyt laatimaan luettelon taivaan kirkkaimmista punaisista tähdistä, jotka löytyvät helposti jopa amatööriteleskoopilla, voit huomata, että ne ovat kaikki hiiltä. Ensimmäiset punaiset tähdet löydettiin vuonna 1868. Tällaisten punaisten jättiläisten lämpötila on alhainen, lisäksi niiden ulkokerrokset ovat täynnä valtavia määriä hiiltä. Jos aiemmin samankaltaiset tähdet muodostivat kaksi spektriluokkaa - R ja N, niin nyt tutkijat ovat tunnistaneet ne yhdestä yleisluokasta - C. Jokaisella spektriluokalla on alaluokat - 9 - 0. Samaan aikaan luokka C0 tarkoittaa, että tähdellä on korkea lämpötila, mutta vähemmän punainen kuin C9-tähdet. On myös tärkeää, että kaikki hiilen hallitsemat tähdet ovat luonnostaan ​​vaihtelevia: pitkäjaksoisia, puolisäännöllisiä tai epäsäännöllisiä.

Lisäksi kaksi tähteä, joita kutsutaan punaisiksi puolisäännöllisiksi muuttujiksi, sisällytettiin tällaiseen luetteloon, joista tunnetuin on m Cephei. William Herschel kiinnostui hänen epätavallisesta punaisesta väristään, joka kutsui häntä "granaattiomenaksi". Tällaisille tähdille on ominaista epäsäännöllinen valoisuuden muutos, joka voi kestää muutamasta kymmenestä useaan sataan päivään. Tällaiset muuttuvat tähdet kuuluvat luokkaan M (kylmät tähdet, joiden pintalämpötila on 2400 - 3800 K).

Ottaen huomioon, että kaikki luokituksen tähdet ovat muuttujia, nimityksiä on selvennettävä. On yleisesti hyväksyttyä, että punaisilla tähdillä on nimi, joka koostuu kahdesta osasta - latinalaisten aakkosten kirjaimesta ja muuttujan tähdistön nimestä (esimerkiksi T Hare). Kirjain R on määritetty ensimmäiselle muuttujalle, joka löydettiin tästä tähdistöstä, ja niin edelleen, kirjaimeen Z asti. Jos tällaisia ​​muuttujia on monia, niille tarjotaan kaksinkertainen latinalaisten kirjainten yhdistelmä - RR:stä ZZ:hen. Tällä menetelmällä voit "nimetä" 334 objektia. Lisäksi tähdet voidaan merkitä myös V-kirjaimella yhdessä sarjanumeron kanssa (V228 Cygnus). Luokituksen ensimmäinen sarake on varattu muuttujien nimeämiseen.

Taulukon kaksi seuraavaa saraketta osoittavat tähtien sijainnin kaudella 2000.0. Uranometria 2000.0:n suosion lisääntymisen seurauksena tähtitieteen harrastajien keskuudessa luokituksen viimeisessä sarakkeessa näkyy kunkin luokituksessa olevan tähden hakukaavion numero. Tässä tapauksessa ensimmäinen numero on tilanumeron näyttö ja toinen on kortin sarjanumero.

Luokitus näyttää myös tähtien suuruusluokkien enimmäis- ja vähimmäiskirkkausarvot. On syytä muistaa, että punaisen värin suurempi kylläisyys havaitaan tähdissä, joiden kirkkaus on minimaalinen. Tähdille, joiden vaihtelujakso tunnetaan, se näytetään päivien lukumääränä, mutta kohteet, joilla ei ole oikeaa jaksoa, näytetään Irr-muodossa.

Hiilitähden löytäminen ei vaadi paljoa taitoa, riittää, että kaukoputkellasi on tarpeeksi tehoa sen näkemiseen. Vaikka sen koko on pieni, sen voimakkaan punaisen värin pitäisi kiinnittää huomiosi. Älä siis ole järkyttynyt, jos et löydä niitä heti. Riittää, kun käytät atlasta löytääksesi lähellä olevan kirkkaan tähden ja siirryt sitten siitä punaiseen.

Eri tarkkailijat näkevät hiilitähdet eri tavalla. Joillekin ne muistuttavat rubiineja tai kaukaa palavaa hiiltä. Toiset näkevät tällaisissa tähdissä karmiininpunaisia ​​tai verenpunaisia ​​sävyjä. Ensinnäkin on lista kuuden kirkkaimmasta punaisesta tähdestä, ja jos löydät ne, voit nauttia niiden kauneudesta täysillä.

Punaisten tähtien nimet - esimerkkejä

Tähtien erot värin mukaan

On olemassa valtava valikoima tähtiä sanoinkuvaamattomilla värisävyillä. Tämän seurauksena jopa yksi tähdistö on saanut nimen "Jewel Box", joka perustuu sinisiin ja safiiritähtiin ja jonka keskellä on kirkkaasti kiiltävä oranssi tähti. Jos tarkastelemme aurinkoa, sen väri on vaalean keltainen.

Suora tähtien värieroon vaikuttava tekijä on niiden pintalämpötila. Se selitetään yksinkertaisesti. Valo on luonteeltaan säteilyä aaltojen muodossa. Aallonpituus - tämä on sen harjojen välinen etäisyys, on hyvin pieni. Sen kuvittelemiseksi sinun on jaettava 1 cm 100 tuhanteen identtiseen osaan. Muutama näistä hiukkasista muodostaa valon aallonpituuden.

Kun otetaan huomioon, että tämä luku osoittautuu melko pieneksi, jokainen, jopa kaikkein merkityksettömin, muutos siinä saa havaitsemamme kuvan muuttumaan. Loppujen lopuksi näkökykymme havaitsee valoaaltojen eri aallonpituudet eri väreinä. Esimerkiksi sinisellä on aaltoja, joiden pituus on 1,5 kertaa pienempi kuin punaisen.

Lisäksi lähes jokainen meistä tietää, että lämpötilalla voi olla suorin vaikutus kehon väriin. Voit esimerkiksi ottaa minkä tahansa metalliesineen ja laittaa sen tuleen. Kun se lämpenee, se muuttuu punaiseksi. Jos tulen lämpötila nousisi merkittävästi, myös esineen väri muuttuisi - punaisesta oranssiksi, oranssista keltaiseksi, keltaisesta valkoiseksi ja lopuksi valkoisesta sinivalkoiseksi.

Koska Auringon pintalämpötila on noin 5,5 tuhatta 0 C, se on tyypillinen esimerkki keltaisista tähdistä. Mutta kuumimmat siniset tähdet voivat lämmetä 33 000 asteeseen.

Tiedemiehet ovat yhdistäneet värin ja lämpötilan fysikaalisten lakien avulla. Kehon lämpötila on suoraan verrannollinen sen säteilyyn ja kääntäen verrannollinen aallonpituuteen. Sinisellä on lyhyemmät aallonpituudet kuin punaisella. Kuumat kaasut lähettävät fotoneja, joiden energia on suoraan verrannollinen lämpötilaan ja kääntäen verrannollinen aallonpituuteen. Siksi sini-sininen säteilyalue on ominaista kuumimmille tähdille.

Koska tähtien ydinpolttoainetta ei ole rajattomasti, se pyrkii kulumaan, mikä johtaa tähtien jäähtymiseen. Siksi keski-ikäiset tähdet ovat keltaisia, ja näemme vanhat tähdet punaisina.

Koska aurinko on hyvin lähellä planeettamme, sen väriä voidaan kuvata tarkasti. Mutta miljoonan valovuoden päässä olevien tähtien tehtävästä tulee monimutkaisempi. Tätä tarkoitusta varten käytetään spektrografiksi kutsuttua laitetta. Sen kautta tiedemiehet ohittavat tähtien lähettämän valon, minkä seurauksena on mahdollista analysoida melkein mitä tahansa tähtiä spektraalisesti.

Lisäksi käyttämällä tähden väriä voit määrittää sen iän, koska. matemaattiset kaavat mahdollistavat spektrianalyysin käytön tähden lämpötilan määrittämiseen, josta on helppo laskea sen ikä.

Katso video tähtien salaisuuksista verkossa

Minkä värisiä tähdet ovat

Tähtien värit. Tähdillä on erilaisia ​​värejä. Arcturuksella on kelta-oranssi sävy, Rigel on valkosininen, Antares on kirkkaan punainen. Tähden spektrin hallitseva väri riippuu sen pinnan lämpötilasta. Tähden kaasuvaippa käyttäytyy melkein kuin ihanteellinen säteilijä (absoluuttisesti musta kappale) ja noudattaa täysin M. Planckin (1858–1947), J. Stefanin (1835–1893) ja V. Wienin (1864–1928) klassisia säteilylakeja. ), jotka liittyvät kehon lämpötilaan ja sen säteilyn luonteeseen. Planckin laki kuvaa energian jakautumista kehon spektrissä. Hän osoittaa, että lämpötilan noustessa kokonaissäteilyvuo kasvaa ja spektrin maksimi siirtyy kohti lyhyitä aaltoja. Suurimman säteilyn aallonpituus (senttimetreinä) määräytyy Wienin lain mukaan: l max = 0,29/ T. Tämä laki selittää Antaresin punaisen värin ( T= 3500 K) ja Rigelin sinertävä väri ( T= 18000 K). Stefanin laki antaa kokonaissäteilyvuon kaikilla aallonpituuksilla (watteina neliömetriä kohti): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Tähtien spektrit. Tähtien spektrien tutkimus on modernin astrofysiikan perusta. Spektriä voidaan käyttää kaasun kemiallisen koostumuksen, lämpötilan, paineen ja nopeuden määrittämiseen tähden ilmakehässä. Viivojen Doppler-siirtymää käytetään mittaamaan itse tähden nopeutta esimerkiksi kiertoradalla binäärijärjestelmässä.

Useimpien tähtien spektrissä absorptioviivat ovat näkyvissä; kapeita aukkoja jatkuvassa säteilyn jakautumisessa. Niitä kutsutaan myös Fraunhofer- tai absorptiolinjoiksi. Ne muodostuvat spektrissä, koska tähden ilmakehän kuumista alemmista kerroksista tuleva säteily, joka kulkee kylmempien ylempien kerrosten läpi, absorboituu tietyillä aallonpituuksilla, jotka ovat ominaisia ​​tietyille atomeille ja molekyyleille.

Tähtien absorptiospektrit vaihtelevat suuresti; Minkä tahansa kemiallisen alkuaineen viivojen intensiteetti ei kuitenkaan aina heijasta sen todellista määrää tähtien ilmakehässä: spektrin muoto riippuu paljon suuremmassa määrin tähden pinnan lämpötilasta. Esimerkiksi rautaatomeja löytyy useimpien tähtien ilmakehästä. Neutraalin raudan viivat kuitenkin puuttuvat kuumien tähtien spektristä, koska kaikki siellä olevat rautaatomit ovat ionisoituneita. Vety on kaikkien tähtien pääkomponentti. Mutta vedyn optiset viivat eivät näy kylmien tähtien spektrissä, joissa se on aliviritetty, eikä erittäin kuumien tähtien spektrissä, joissa se on täysin ionisoitunut. Mutta kohtalaisen kuumien tähtien spektrissä, joiden pintalämpötila on n. 10 000 K:ssa voimakkaimmat absorptioviivat ovat Balmer-vetysarjan linjat, jotka muodostuvat atomien siirtymissä toiselta energiatasolta.

Myös tähden ilmakehän kaasunpaineella on jonkin verran vaikutusta spektriin. Samassa lämpötilassa ionisoituneiden atomien linjat ovat vahvempia matalapaineisissa ilmakehissä, koska siellä nämä atomit sieppaavat vähemmän todennäköisemmin elektroneja ja elävät siksi pidempään. Ilmakehän paine liittyy läheisesti tietyn spektrityypin tähden kokoon ja massaan ja siten kirkkauteen. Kun paine on määritetty spektristä, on mahdollista laskea tähden kirkkaus ja vertaamalla sitä näkyvään kirkkauteen, määrittää "etäisyysmoduuli" ( M- m) ja lineaarisen etäisyyden tähteen. Tätä erittäin hyödyllistä menetelmää kutsutaan spektraalisten parallaksien menetelmäksi.

Väriindeksi. Tähden spektri ja sen lämpötila liittyvät läheisesti väriindeksiin, ts. tähden kirkkauden suhteen spektrin keltaisella ja sinisellä alueella. Planckin laki, joka kuvaa energian jakautumista spektrissä, antaa lausekkeen väriindeksille: C.I. = 7200/ T- 0,64. Kylmillä tähdillä on korkeampi väriindeksi kuin kuumilla tähdillä, ts. viileät tähdet ovat suhteellisen kirkkaampia keltaisena kuin sinisenä. Kuumat (siniset) tähdet näyttävät kirkkaammilta perinteisillä valokuvauslevyillä, kun taas kylmät tähdet näyttävät kirkkaammilta silmälle ja erityiset valokuvausemulsiot, jotka ovat herkkiä keltaisille säteille.

Spektriluokitus. Kaikki erilaiset tähtien spektrit voidaan laittaa loogiseen järjestelmään. Harvardin spektriluokitus otettiin ensimmäisen kerran käyttöön vuonna Henry Draperin tähtispektrien luettelo, valmistettu E. Pickeringin (1846–1919) ohjauksessa. Ensin spektrit lajiteltiin viivaintensiteetin mukaan ja merkittiin kirjaimilla aakkosjärjestyksessä. Mutta myöhemmin kehitetty spektrien fysikaalinen teoria mahdollisti niiden järjestämisen lämpötilasekvenssiin. Spektrien kirjainmerkintää ei ole muutettu, ja nyt pääspektriluokkien järjestys kuumista kylmiin tähtiin näyttää tältä: O B A F G K M. Lisäluokat R, N ja S tarkoittavat spektrejä, jotka ovat samanlaisia ​​kuin K ja M, mutta joissa on erilainen kemiallinen koostumus. Jokaisen kahden luokan väliin tuodaan alaluokat, jotka on merkitty numeroilla 0-9. Esimerkiksi tyypin A5 spektri on keskellä A0:n ja F0:n välillä. Lisäkirjaimet merkitsevät joskus tähtien piirteitä: "d" on kääpiö, "D" on valkoinen kääpiö, "p" on erikoinen (epätavallinen) spektri.

Tarkin spektriluokitus on W. Morganin ja F. Keenanin Yerkesin observatoriossa luoma MK-järjestelmä. Tämä on kaksiulotteinen järjestelmä, jossa spektrit on järjestetty sekä lämpötilan että tähtien valoisuuden mukaan. Sen jatkuvuus yksiulotteisen Harvardin luokituksen kanssa on, että lämpötilasekvenssi ilmaistaan ​​samoilla kirjaimilla ja numeroilla (A3, K5, G2 jne.). Mutta lisää kirkkausluokkia, jotka on merkitty roomalaisilla numeroilla: Ia, Ib, II, III, IV, V ja VI, vastaavasti, osoittavat kirkkaita superjättiläisiä, superjättiläisiä, kirkkaita jättiläisiä, normaaleja jättiläisiä, alajättiläisiä, kääpiöitä (pääsarjan tähdet) ja alikääpiöitä. . Esimerkiksi merkintä G2 V viittaa Auringon kaltaiseen tähteen, kun taas merkintä G2 III osoittaa, että se on normaali jättiläinen, jonka lämpötila on suunnilleen sama kuin Auringon.

Erivärisiä tähtiä

Aurinkomme on vaaleankeltainen tähti. Yleensä tähtien väri on hämmästyttävän monipuolinen väripaletti. Yhtä tähdistöä kutsutaan "Jalokivilaatikoksi". Safiirinsiniset tähdet ovat hajallaan yötaivaan mustalla sametilla. Niiden välissä, keskellä tähdistöä, on kirkkaan oranssi tähti.

Erot tähtien väreissä

Tähtien värierot selittyvät sillä, että tähdillä on erilaiset lämpötilat. Siksi se tapahtuu. Valo on aaltosäteilyä. Yhden aallon harjojen välistä etäisyyttä kutsutaan sen pituudeksi. Valon aallot ovat hyvin lyhyitä. Kuinka paljon? Kokeile jakaa tuuma 250 000 yhtä suureen osaan (1 tuuma vastaa 2,54 senttimetriä). Useat näistä osista muodostavat valoaallon pituuden.

Huolimatta niin merkityksettömästä valon aallonpituudesta, pieninkin ero valoaaltojen kokojen välillä muuttaa dramaattisesti havaitsemamme kuvan väriä. Tämä johtuu siitä, että eripituiset valoaallot havaitsemme eri väreinä. Esimerkiksi punaisen aallonpituus on puolitoista kertaa pidempi kuin sinisen aallonpituus. Valkoinen väri on säde, joka koostuu eripituisten valoaaltojen fotoneista, toisin sanoen erivärisistä säteistä.

Tiedämme jokapäiväisestä kokemuksesta, että kehon väri riippuu niiden lämpötilasta. Laita rautapokeri tuleen. Kuumennettaessa se ensin muuttuu punaiseksi. Sitten hän punastuu entisestään. Jos pokeria voitaisiin lämmittää vielä enemmän sitä sulattamatta, se muuttuisi punaisesta oranssiksi, sitten keltaiseksi, sitten valkoiseksi ja lopulta sinivalkoiseksi.