Zvaigžņu krāsa ir balti zili dzelteni sarkani piemēri. Kā zvaigznes atšķiras pēc izmēra un krāsas? Sarkano zvaigžņu vārdi — piemēri

Eksperti izvirzīja vairākas teorijas par to rašanos. Visticamākais no apakšas saka, ka šādas zilas zvaigznes ļoti ilgu laiku bija bināras, un tām bija apvienošanās process. Kad 2 zvaigznes apvienojas, parādās jauna zvaigzne ar daudz lielāku spilgtumu, masu, temperatūru.

Zilo zvaigžņu piemēri:

• Gamma buras;
• Rigels;
• Zeta Orion;
• Alfa žirafe;
• Zeta Korma;
• Tau Canis majors.

Baltas zvaigznes - baltas zvaigznes

Kāds zinātnieks atklāja ļoti blāvu baltu zvaigzni, kas bija Sīriusa pavadonis, un to nosauca par Sirius B. Šīs unikālās zvaigznes virsma ir uzkarsēta līdz 25 000 kelviniem, un tās rādiuss ir mazs.

Balto zvaigžņu piemēri:

• Altairs Ērgļa zvaigznājā;
• Vega Liras zvaigznājā;
• Rīcinītis;
• Siriuss.

dzeltenas zvaigznes - dzeltenas zvaigznes

Šādām zvaigznēm ir dzeltens mirdzums, un to masa ir Saules masas robežās - tas ir aptuveni 0,8-1,4. Šādu zvaigžņu virsma parasti tiek uzkarsēta līdz 4-6 tūkstošu Kelvinu temperatūrai. Šāda zvaigzne dzīvo apmēram 10 miljardus gadu.

Dzelteno zvaigžņu piemēri:

• Star HD 82943;
• Tolimans;
• Dabihs;
• Hara;
• Alhita.

sarkanas zvaigznes sarkanas zvaigznes

Pirmās sarkanās zvaigznes tika atklātas 1868. gadā. To temperatūra ir diezgan zema, un sarkano milžu ārējie slāņi ir piepildīti ar daudz oglekļa. Iepriekš šādas zvaigznes veidoja divas spektrālās klases - N un R, bet tagad zinātnieki spējuši identificēt vēl vienu kopīgu klasi - C.

galvenā secība. Mūsu zvaigzne arī pieder šim tipam -. No zvaigžņu evolūcijas viedokļa galvenā secība ir vieta Hertzprung-Russell diagrammā, kur zvaigzne pavada lielāko daļu savas dzīves.

Hercprunga-Rasela diagramma.

Galvenās secības zvaigznes ir sadalītas klasēs, kuras mēs apsvērsim tālāk:

O klase ir zilas zvaigznes, to temperatūra ir 22 000 °C. Tipiskas zvaigznes ir Zeta zvaigznājā Puppis, 15 Unicorn.

B klase ir balti zilas zvaigznes. To temperatūra ir 14 000 °C. To temperatūra ir 14 000 °C. Tipiskas zvaigznes: Epsilons Oriona zvaigznājā, Rigels, Koloss.

A klase ir baltas zvaigznes. To temperatūra ir 10 000 °C. Tipiskas zvaigznes ir Siriuss, Vega, Altair.

F klase ir balti dzeltenas zvaigznes. To virsmas temperatūra ir 6700 °C. Tipiskas zvaigznes Canopus, Procyon, Alfa Perseja zvaigznājā.

G klase ir dzeltenas zvaigznes. Temperatūra 5 500 °С. Tipiskas zvaigznes: Saule (spektrs C-2), Capella, Alpha Centauri.

K klase ir dzelteni oranžas zvaigznes. Temperatūra 3 800 °C. Tipiskas zvaigznes: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

M klase -. Tās ir sarkanās zvaigznes. Temperatūra 1 800 °C. Tipiskas zvaigznes: Betelgeuse, Antares

Papildus galvenās secības zvaigznēm astronomi izšķir šādus zvaigžņu veidus:

Brūns punduris mākslinieka acīm.

Brūnie punduri ir zvaigznes, kurās kodolreakcijas nekad nevar kompensēt enerģijas zudumus starojuma dēļ. To spektrālā klase ir M - T un Y. Brūnajos punduros var notikt kodoltermiski procesi, taču to masa joprojām ir pārāk maza, lai sāktu ūdeņraža atomu pārvēršanas reakciju par hēlija atomiem, kas ir galvenais pilnvērtīga cilvēka dzīves nosacījums. zvaigzne. Brūnie punduri ir diezgan "blāvi" objekti, ja šo terminu var attiecināt uz šādiem ķermeņiem, un astronomi tos pēta galvenokārt to izstarotā infrasarkanā starojuma dēļ.

Sarkanie milži un supergiganti ir zvaigznes ar diezgan zemu efektīvo temperatūru 2700-4700 ° C, bet ar milzīgu spilgtumu. To spektru raksturo molekulārās absorbcijas joslu klātbūtne, un emisijas maksimums ietilpst infrasarkanajā diapazonā.

Wolf-Rayet tipa zvaigznes ir zvaigžņu klase, kam raksturīga ļoti augsta temperatūra un spožums. Wolf-Rayet zvaigznes atšķiras no citām karstām zvaigznēm ar plašu ūdeņraža, hēlija, kā arī skābekļa, oglekļa un slāpekļa emisijas joslu spektru dažādās jonizācijas pakāpēs. Galīgā skaidrība par Wolf-Rayet tipa zvaigžņu izcelsmi nav sasniegta. Tomēr var apgalvot, ka mūsu Galaktikā tās ir masīvu zvaigžņu hēlija paliekas, kas kādā to evolūcijas posmā izmeta ievērojamu masas daļu.

T Tauri zvaigznes ir mainīgo zvaigžņu klase, kas nosaukta pēc to prototipa T Tauri (pēdējās protozvaigznes). Tos parasti var atrast tuvu molekulārajiem mākoņiem un identificēt pēc to (ļoti neregulārās) optiskās mainības un hromosfēras aktivitātes. Tās pieder pie F, G, K, M spektrālo klašu zvaigznēm, un to masa ir mazāka par divām saules baterijām. To virsmas temperatūra ir tāda pati kā tādas pašas masas galvenās kārtas zvaigznēm, taču tām ir nedaudz augstāks spilgtums, jo to rādiuss ir lielāks. Galvenais viņu enerģijas avots ir gravitācijas kompresija.

Bright Blue Variables, kas pazīstami arī kā S Doradus mainīgie, ir ļoti spilgti zili pulsējoši hipergianti, kas nosaukti zvaigznes S Doradus vārdā. Tie ir ārkārtīgi reti. Spilgti zilie mainīgie var spīdēt miljons reižu spožāk nekā Saule un var būt tikpat masīvi kā 150 Saules masas, tuvojoties zvaigznes teorētiskajai masas robežai, padarot tās par spožākajām, karstākajām un jaudīgākajām zvaigznēm Visumā.

Baltie punduri ir "mirstošu" zvaigžņu veids. Mazās zvaigznes, piemēram, mūsu Saule, kas ir plaši izplatītas Visumā, savas dzīves beigās pārvērtīsies par baltajiem punduriem - tās ir mazas zvaigznes (agrākie zvaigžņu kodoli) ar ļoti augstu blīvumu, kas ir miljons reižu lielāks nekā ūdens blīvums. Zvaigznei tiek atņemti enerģijas avoti un tā pamazām atdziest, kļūstot tumša un neredzama, bet atdzišanas process var ilgt miljardiem gadu.

Neitronu zvaigznes - zvaigžņu klase, tāpat kā baltie punduri, veidojas pēc zvaigznes nāves ar masu 8-10 Saules masas (jau veidojas zvaigznes ar lielāku masu). Šajā gadījumā kodols tiek saspiests, līdz lielākā daļa daļiņu pārvēršas neitronos. Viena no neitronu zvaigžņu iezīmēm ir spēcīgs magnētiskais lauks. Pateicoties tai un straujajai rotācijai, ko zvaigzne ieguvusi nesfēriska sabrukuma dēļ, kosmosā tiek novēroti radio un rentgenstaru avoti, kurus sauc par pulsāriem.

Mēs nekad nedomājam, ka, iespējams, bez mūsu planētas, izņemot mūsu Saules sistēmu, ir kāda cita dzīvība. Varbūt uz dažām planētām ir dzīvība, kas griežas ap zilu, baltu vai sarkanu, vai varbūt dzeltenu zvaigzni. Varbūt ir vēl kāda šāda planēta zeme, uz kuras dzīvo tie paši cilvēki, bet mēs par to joprojām neko nezinām. Mūsu satelīti un teleskopi ir atklājuši vairākas planētas, uz kurām var būt dzīvība, taču šīs planētas atrodas desmitiem tūkstošu un pat miljonu gaismas gadu attālumā.

Blue stragglers - zilas zvaigznes

Zvaigznes, kas atrodas lodveida zvaigžņu kopās, kuru temperatūra ir augstāka par parasto zvaigžņu temperatūru, un spektru raksturo ievērojama nobīde uz zilo apgabalu nekā kopu zvaigznēm ar līdzīgu spožumu, sauc par zilajām zvaigznēm. Šī funkcija ļauj tām izcelties salīdzinājumā ar citām zvaigznēm šajā grupā Hertzsprung-Russell diagrammā. Šādu zvaigžņu esamība atspēko visas zvaigžņu evolūcijas teorijas, kuru būtība ir tāda, ka zvaigznēm, kas radušās tajā pašā laika periodā, tiek pieņemts, ka tās atradīsies labi definētā Hertzprung-Russell diagrammas reģionā. Šajā gadījumā vienīgais faktors, kas ietekmē precīzu zvaigznes atrašanās vietu, ir tās sākotnējā masa. Bieža zilo straggleru parādīšanās ārpus iepriekš minētās līknes var būt apstiprinājums tādas lietas kā anomālas zvaigžņu evolūcijas esamībai.

Eksperti, cenšoties izskaidrot to rašanās būtību, izvirzīja vairākas teorijas. Visticamākais no tiem norāda, ka šīs zilās zvaigznes agrāk bijušas bināras, pēc kā sākās vai šobrīd notiek saplūšanas process. Divu zvaigžņu saplūšanas rezultāts ir jaunas zvaigznes parādīšanās, kuras masa, spilgtums un temperatūra ir daudz lielāka nekā tāda paša vecuma zvaigznēm.

Ja šīs teorijas pareizību varētu kaut kā pierādīt, zvaigžņu evolūcijas teorija būtu brīva no problēmām zilo straggleru veidā. Iegūtā zvaigzne saturētu vairāk ūdeņraža, kas izturētos līdzīgi jaunai zvaigznei. Ir fakti, kas atbalsta šo teoriju. Novērojumi liecina, ka klaiņojošas zvaigznes visbiežāk atrodamas lodveida kopu centrālajos reģionos. Tā kā tur dominē vienības tilpuma zvaigžņu skaits, palielinās tuvu eju vai sadursmju iespējamība.

Lai pārbaudītu šo hipotēzi, ir nepieciešams izpētīt zilo straggleru pulsāciju, kopš starp apvienoto zvaigžņu asteroseismoloģiskajām īpašībām un parasti pulsējošiem mainīgajiem lielumiem var būt dažas atšķirības. Jāatzīmē, ka pulsāciju ir diezgan grūti izmērīt. Šo procesu negatīvi ietekmē arī zvaigžņoto debesu pārapdzīvotība, nelielas zilo straggleru pulsāciju svārstības, kā arī to mainīgo retums.

Viens no apvienošanās piemēriem bija vērojams 2008. gada augustā, kad šāds incidents skāra objektu V1309, kura spilgtums pēc atklāšanas palielinājās vairākus desmitus tūkstošu reižu un pēc vairākiem mēnešiem atgriezās sākotnējā vērtībā. 6 gadus ilgo novērojumu rezultātā zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka šis objekts ir divas zvaigznes, kuru apgriezienu periods viena ap otru ir 1,4 dienas. Šie fakti noveda zinātniekus pie domas, ka 2008. gada augustā notika šo divu zvaigžņu saplūšanas process.

Zilajiem straggleriem raksturīgs liels griezes moments. Piemēram, zvaigznes, kas atrodas 47 Tucanae kopas vidū, griešanās ātrums ir 75 reizes lielāks par Saules rotācijas ātrumu. Saskaņā ar hipotēzi to masa ir 2-3 reizes lielāka par citu zvaigžņu masu, kas atrodas kopā. Tāpat ar pētījumu palīdzību tika noskaidrots, ka, ja zilās zvaigznes atrodas tuvu citām zvaigznēm, tad pēdējās skābekļa un oglekļa procentuālais daudzums būs zemāks nekā to kaimiņiem. Jādomā, ka zvaigznes izvelk šīs vielas no citām zvaigznēm, kas pārvietojas savā orbītā, kā rezultātā palielinās to spilgtums un temperatūra. “Aplaupītās” zvaigznes atklāj vietas, kur notika sākotnējā oglekļa pārvēršanās process citos elementos.

Zilo zvaigžņu vārdi — piemēri

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

Baltas zvaigznes - baltas zvaigznes

Frīdrihs Besels, kurš vadīja Kēnigsbergas observatoriju, 1844. gadā veica interesantu atklājumu. Zinātnieks pamanīja debesu spožākās zvaigznes – Sīriusa – mazāko novirzi no tās trajektorijas debesīs. Astronoms ierosināja, ka Siriusam ir satelīts, kā arī aprēķināja aptuveno zvaigžņu rotācijas periodu ap to masas centru, kas bija aptuveni piecdesmit gadi. Besels neatrada pienācīgu atbalstu no citiem zinātniekiem, jo. neviens satelītu nevarēja atklāt, lai gan masas ziņā tam vajadzēja būt pielīdzināmam Siriusam.

Un tikai 18 gadus vēlāk Alvans Greiems Klārks, kurš izmēģināja to laiku labāko teleskopu, netālu no Sīriusa atklāja blāvi baltu zvaigzni, kas izrādījās viņa pavadonis Sirius B.

Šīs baltās zvaigznes virsma ir uzkarsēta līdz 25 tūkstošiem Kelvinu, un tās rādiuss ir mazs. Ņemot to vērā, zinātnieki secināja, ka satelītam ir augsts blīvums (106 g/cm 3 līmenī, savukārt paša Sīriusa blīvums ir aptuveni 0,25 g/cm 3 , bet Saules blīvums ir 1,4 g/cm 3 ). ). Pēc 55 gadiem (1917. gadā) tika atklāts vēl viens baltais punduris, kas nosaukts tā atklājēja zinātnieka vārdā - van Mānana zvaigzne, kas atrodas Zivju zvaigznājā.

Balto zvaigžņu nosaukumi - piemēri

Vega Liras zvaigznājā, Altair Ērgļa zvaigznājā, (redzams vasarā un rudenī), Sīriuss, Kastors.

dzeltenas zvaigznes - dzeltenas zvaigznes

Dzeltenos pundurus sauc par mazām galvenās kārtas zvaigznēm, kuru masa ir Saules masas robežās (0,8-1,4). Spriežot pēc nosaukuma, šādām zvaigznēm ir dzeltens mirdzums, kas izdalās termokodolsintēzes procesā no hēlija ūdeņraža.

Šādu zvaigžņu virsma tiek uzkarsēta līdz 5-6 tūkstošu Kelvinu temperatūrai, un to spektrālie veidi ir no G0V līdz G9V. Dzeltenais punduris dzīvo apmēram 10 miljardus gadu. Ūdeņraža sadegšana zvaigznē izraisa tā vairošanos un kļūst par sarkano milzi. Viens sarkanā milža piemērs ir Aldebarans. Šādas zvaigznes var veidot planētu miglājus, izlaižot savus ārējos gāzes slāņus. Šajā gadījumā kodols tiek pārveidots par balto punduri, kam ir augsts blīvums.

Ja ņemam vērā Hertzsprung-Russell diagrammu, tad uz tās dzeltenās zvaigznes atrodas galvenās secības centrālajā daļā. Tā kā Sauli var saukt par tipisku dzelteno punduri, tās modelis ir diezgan piemērots, lai apsvērtu vispārējo dzelteno punduru modeli. Bet debesīs ir arī citas raksturīgas dzeltenas zvaigznes, kuru nosaukumi ir Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara utt. Šīs zvaigznes nav īpaši spilgtas. Piemēram, tam pašam Tolimānam, kas, ja neņem vērā Proxima Centauri, atrodas vistuvāk Saulei, ir 0, bet tajā pašā laikā tā spilgtums ir visaugstākais starp visiem dzeltenajiem punduriem. Šī zvaigzne atrodas Kentaura zvaigznājā, tā ir arī saite kompleksā sistēmā, kurā ietilpst 6 zvaigznes. Tolimana spektrālā klase ir G. Bet Dabihs, kas atrodas 350 gaismas gadu attālumā no mums, pieder pie spektrālās klases F. Bet tā augstais spilgtums ir saistīts ar tuvumā esošās zvaigznes klātbūtni, kas pieder pie spektrālās klases - A0.

Papildus Tolimanam HD82943 ir G spektrālais tips, kas atrodas galvenajā secībā. Šai zvaigznei tās ķīmiskā sastāva un Saulei līdzīgās temperatūras dēļ ir arī divas lielas planētas. Tomēr šo planētu orbītu forma ir tālu no apļveida, tāpēc to pieeja HD82943 notiek salīdzinoši bieži. Šobrīd astronomi spējuši pierādīt, ka agrāk šai zvaigznei bijis daudz lielāks planētu skaits, taču laika gaitā tā tās visas aprijusi.

Dzelteno zvaigžņu nosaukumi — piemēri

Toliman, zvaigzne HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Sarkanas zvaigznes - sarkanas zvaigznes

Ja kaut reizi mūžā savā teleskopa objektīvā esi redzējis debesīs sarkanas zvaigznes, kas dega uz melna fona, tad šī brīža atcerēšanās palīdzēs skaidrāk iztēloties, kas tiks rakstīts šajā rakstā. Ja jūs nekad neesat redzējuši šādas zvaigznes, nākamreiz noteikti mēģiniet tās atrast.

Ja apņematies sastādīt sarakstu ar spožākajām sarkanajām zvaigznēm debesīs, kuras var viegli atrast pat ar amatieru teleskopu, varat konstatēt, ka tās visas ir ogleklis. Pirmās sarkanās zvaigznes tika atklātas 1868. gadā. Šādu sarkano milžu temperatūra ir zema, turklāt to ārējie slāņi ir piepildīti ar milzīgu oglekļa daudzumu. Ja agrāk līdzīgas zvaigznes veidoja divas spektrālās klases - R un N, tad tagad zinātnieki tās ir identificējuši vienā vispārējā klasē - C. Katrai spektrālajai klasei ir apakšklases - no 9 līdz 0. Tajā pašā laikā C0 klase nozīmē, ka zvaigznei ir augsta temperatūra, bet mazāk sarkana nekā C9 zvaigznes. Ir arī svarīgi, lai visas zvaigznes, kurās dominē ogleklis, pēc būtības ir mainīgas: ilgstošas, daļēji regulāras vai neregulāras.

Turklāt šādā sarakstā tika iekļautas divas zvaigznes, ko sauc par sarkanajiem daļēji parastajiem mainīgajiem, no kurām slavenākā ir m Cephei. Par viņas neparasto sarkano krāsu sāka interesēties arī Viljams Heršels, kurš viņu nodēvēja par "granātābolu". Šādām zvaigznēm ir raksturīgas neregulāras spilgtuma izmaiņas, kas var ilgt no pāris desmitiem līdz pat vairākiem simtiem dienu. Šādas mainīgas zvaigznes pieder M klasei (aukstās zvaigznes, kuru virsmas temperatūra ir no 2400 līdz 3800 K).

Ņemot vērā to, ka visas reitingā esošās zvaigznes ir mainīgas, apzīmējumos ir jāievieš zināma skaidrība. Ir vispāratzīts, ka sarkanajām zvaigznēm ir nosaukums, kas sastāv no diviem komponentiem - latīņu alfabēta burta un mainīgā zvaigznāja nosaukuma (piemēram, T Zaķis). Pirmajam mainīgajam, kas tika atklāts šajā zvaigznājā, tiek piešķirts burts R un tā tālāk, līdz burtam Z. Ja šādu mainīgo ir daudz, tiem tiek nodrošināta dubultā latīņu burtu kombinācija - no RR līdz ZZ. Šī metode ļauj "nosaukt" 334 objektus. Turklāt zvaigznes var apzīmēt arī, izmantojot burtu V kopā ar sērijas numuru (V228 Cygnus). Vērtējuma pirmā kolonna ir rezervēta mainīgo lielumu apzīmēšanai.

Nākamās divas tabulas kolonnas norāda zvaigžņu atrašanās vietu laika posmā 2000.0. Tā kā Uranometria 2000.0 popularitāte astronomijas entuziastu vidū ir pieaugusi, vērtējuma pēdējā kolonnā tiek parādīts katras reitingā iekļautās zvaigznes meklēšanas diagrammas numurs. Šajā gadījumā pirmais cipars ir sējuma numura displejs, bet otrais ir kartes sērijas numurs.

Vērtējums parāda arī zvaigžņu lielumu maksimālās un minimālās spilgtuma vērtības. Ir vērts atcerēties, ka lielāks sarkanās krāsas piesātinājums tiek novērots zvaigznēm, kuru spilgtums ir minimāls. Zvaigznēm, kuru mainīguma periods ir zināms, tas tiek parādīts kā dienu skaits, bet objekti, kuriem nav pareizā perioda, tiek parādīti kā Irr.

Lai atrastu oglekļa zvaigzni, nav vajadzīgas lielas prasmes, pietiek ar to, ka teleskopam ir pietiekami daudz jaudas, lai to redzētu. Pat ja tā izmērs ir mazs, tā izteiktajai sarkanajai krāsai vajadzētu pievērst jūsu uzmanību. Tāpēc neesiet sarūgtināts, ja nevarat tos uzreiz atrast. Pietiek izmantot atlantu, lai atrastu tuvējo spožo zvaigzni un pēc tam pārietu no tās uz sarkano.

Dažādi novērotāji oglekļa zvaigznes redz atšķirīgi. Dažiem tie atgādina rubīnus vai tālumā degošas ogles. Citi šādās zvaigznēs redz purpursarkanu vai asinssarkanu nokrāsu. Iesācējiem ir saraksts ar sešām spožākajām sarkanajām zvaigznēm reitingā, un, ja tās atrodat, varat izbaudīt to skaistumu pilnībā.

Sarkano zvaigžņu vārdi — piemēri

Zvaigžņu atšķirības pēc krāsas

Ir ļoti daudz dažādu zvaigžņu ar neaprakstāmiem krāsu toņiem. Rezultātā pat viens zvaigznājs saņēmis nosaukumu "Dārgakmeņu kaste", kura pamatā ir zilas un safīra zvaigznes, un tās pašā centrā atrodas spilgti mirdzoša oranža zvaigzne. Ja ņemam vērā Sauli, tad tai ir gaiši dzeltena krāsa.

Tiešs faktors, kas ietekmē zvaigžņu krāsas atšķirības, ir to virsmas temperatūra. Tas ir izskaidrots vienkārši. Gaisma pēc savas būtības ir starojums viļņu formā. Viļņa garums - tas ir attālums starp tā virsotnēm, ir ļoti mazs. Lai to iedomāties, jums ir jāsadala 1 cm 100 tūkstošos identisku daļu. Dažas no šīm daļiņām veidos gaismas viļņa garumu.

Ņemot vērā, ka šis skaitlis izrādās diezgan mazs, katra, pat visnenozīmīgākā, tā izmaiņa liks mainīties redzamajam attēlam. Galu galā mūsu redze uztver dažādus gaismas viļņu garumus kā dažādas krāsas. Piemēram, zilā krāsā ir viļņi, kuru garums ir 1,5 reizes mazāks par sarkano.

Tāpat gandrīz katrs no mums zina, ka temperatūra vistiešākajā veidā var ietekmēt ķermeņa krāsu. Piemēram, jūs varat paņemt jebkuru metāla priekšmetu un nolikt to ugunī. Sildot, tas kļūs sarkans. Ja uguns temperatūra ievērojami paaugstinātos, mainītos arī objekta krāsa - no sarkanas uz oranžu, no oranžas uz dzeltenu, no dzeltenas uz baltu un visbeidzot no baltas uz zili baltu.

Tā kā Saules virsmas temperatūra ir aptuveni 5,5 tūkstoši 0 C, tā ir tipisks dzelteno zvaigžņu piemērs. Bet karstākās zilās zvaigznes var sasilt līdz 33 tūkstošiem grādu.

Zinātnieki ir saistījuši krāsu un temperatūru, izmantojot fizikālos likumus. Ķermeņa temperatūra ir tieši proporcionāla tā starojumam un apgriezti proporcionāla viļņa garumam. Zilajam ir īsāks viļņu garums nekā sarkanajam. Karstās gāzes izstaro fotonus, kuru enerģija ir tieši proporcionāla temperatūrai un apgriezti proporcionāla viļņa garumam. Tāpēc zili zilais starojuma diapazons ir raksturīgs karstākajām zvaigznēm.

Tā kā kodoldegviela uz zvaigznēm nav neierobežota, tā mēdz tikt patērēta, kas noved pie zvaigžņu atdzišanas. Tāpēc vidēja vecuma zvaigznes ir dzeltenas, un mēs redzam vecās zvaigznes kā sarkanas.

Tā kā Saule atrodas ļoti tuvu mūsu planētai, tās krāsu var precīzi aprakstīt. Bet zvaigznēm, kas atrodas miljona gaismas gadu attālumā, uzdevums kļūst sarežģītāks. Šim nolūkam tiek izmantota ierīce, ko sauc par spektrogrāfu. Caur to zinātnieki izlaiž zvaigžņu izstaroto gaismu, kā rezultātā ir iespējams spektrāli analizēt gandrīz jebkuru zvaigzni.

Turklāt, izmantojot zvaigznes krāsu, jūs varat noteikt tās vecumu, jo. matemātiskās formulas ļauj izmantot spektrālo analīzi, lai noteiktu zvaigznes temperatūru, pēc kuras ir viegli aprēķināt tās vecumu.

Video zvaigžņu noslēpumi skatīties tiešsaistē

Kādā krāsā ir zvaigznes

Zvaigžņu krāsas. Zvaigznēm ir dažādas krāsas. Arcturus ir dzeltenīgi oranžs nokrāsa, Rigel ir balti zils, Antares ir spilgti sarkans. Dominējošā krāsa zvaigznes spektrā ir atkarīga no tās virsmas temperatūras. Zvaigznes gāzes apvalks uzvedas gandrīz kā ideāls radiators (absolūti melns ķermenis) un pilnībā pakļaujas M. Planka (1858–1947), J. Stefana (1835–1893) un V. Vīna (1864–1928) klasiskajiem radiācijas likumiem. ), kas attiecas uz ķermeņa temperatūru un tā starojuma raksturu. Planka likums apraksta enerģijas sadalījumu ķermeņa spektrā. Viņš norāda, ka, palielinoties temperatūrai, kopējā starojuma plūsma palielinās, un spektra maksimums novirzās uz īsiem viļņiem. Viļņa garumu (centimetros), kas veido maksimālo starojumu, nosaka Vīna likums: l max = 0,29/ T. Tieši šis likums izskaidro Antares sarkano krāsu ( T= 3500 K) un Rigela zilganā krāsa ( T= 18000 K). Stefana likums nosaka kopējo starojuma plūsmu visos viļņu garumos (vatos uz kvadrātmetru): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Zvaigžņu spektri. Zvaigžņu spektru izpēte ir mūsdienu astrofizikas pamats. Spektru var izmantot, lai noteiktu gāzes ķīmisko sastāvu, temperatūru, spiedienu un ātrumu zvaigznes atmosfērā. Līniju Doplera nobīde tiek izmantota, lai mērītu pašas zvaigznes ātrumu, piemēram, pa orbītu binārā sistēmā.

Lielākajai daļai zvaigžņu spektros ir redzamas absorbcijas līnijas; šauras spraugas nepārtrauktā starojuma sadalījumā. Tos sauc arī par Fraunhofera vai absorbcijas līnijām. Tie veidojas spektrā, jo starojums no zvaigznes atmosfēras karstajiem apakšējiem slāņiem, ejot cauri vēsākiem augšējiem slāņiem, tiek absorbēts noteiktos viļņu garumos, kas raksturīgi atsevišķiem atomiem un molekulām.

Zvaigžņu absorbcijas spektri ir ļoti dažādi; tomēr jebkura ķīmiskā elementa līniju intensitāte ne vienmēr atspoguļo tā patieso daudzumu zvaigžņu atmosfērā: daudz lielākā mērā spektra forma ir atkarīga no zvaigžņu virsmas temperatūras. Piemēram, dzelzs atomi ir atrodami vairuma zvaigžņu atmosfērā. Tomēr neitrālās dzelzs līnijas karsto zvaigžņu spektros nav, jo visi dzelzs atomi ir jonizēti. Ūdeņradis ir visu zvaigžņu galvenā sastāvdaļa. Bet ūdeņraža optiskās līnijas nav redzamas auksto zvaigžņu spektros, kur tas ir nepietiekami ierosināts, un ļoti karstu zvaigžņu spektros, kur tas ir pilnībā jonizēts. Bet mēreni karstu zvaigžņu spektros ar virsmas temperatūru apm. 10 000 K temperatūrā visspēcīgākās absorbcijas līnijas ir Balmer sērijas ūdeņraža līnijas, kas veidojas atomu pārejā no otrā enerģijas līmeņa.

Gāzes spiediens zvaigznes atmosfērā arī zināmā mērā ietekmē spektru. Tajā pašā temperatūrā jonizēto atomu līnijas ir spēcīgākas zema spiediena atmosfērā, jo tur šie atomi mazāk uztver elektronus un tāpēc dzīvo ilgāk. Atmosfēras spiediens ir cieši saistīts ar attiecīgā spektrālā tipa zvaigznes izmēru un masu, un līdz ar to arī spožumu. Nosakot spiedienu no spektra, ir iespējams aprēķināt zvaigznes spožumu un, salīdzinot to ar redzamo spilgtumu, noteikt "attāluma moduli" ( M- m) un lineārais attālums līdz zvaigznei. Šo ļoti noderīgo metodi sauc par spektrālo paralakses metodi.

Krāsu indekss. Zvaigznes spektrs un tās temperatūra ir cieši saistīti ar krāsu indeksu, t.i. ar zvaigznes spilgtuma attiecību spektra dzeltenajā un zilajā diapazonā. Planka likums, kas apraksta enerģijas sadalījumu spektrā, dod izteiksmi krāsu indeksam: C.I. = 7200/ T- 0,64. Aukstajām zvaigznēm ir augstāks krāsu indekss nekā karstajām, t.i. vēsas zvaigznes ir salīdzinoši gaišākas dzeltenā nekā zilā krāsā. Karstas (zilas) zvaigznes izskatās spilgtākas uz parastajām fotoplatēm, savukārt vēsās zvaigznes šķiet spilgtākas acīm un īpašas fotoemulsijas, kas ir jutīgas pret dzeltenajiem stariem.

Spektrālā klasifikācija. Visus dažādus zvaigžņu spektrus var ievietot loģiskā sistēmā. Hārvardas spektrālā klasifikācija pirmo reizi tika ieviesta Henrija Drapera zvaigžņu spektru katalogs, kas sagatavots E. Pikeringa (1846–1919) vadībā. Pirmkārt, spektri tika sakārtoti pēc līniju intensitātes un marķēti ar burtiem alfabētiskā secībā. Bet vēlāk izstrādātā spektru fizikālā teorija ļāva tos sakārtot temperatūras secībā. Spektru burtu apzīmējums nav mainīts, un tagad galveno spektrālo klašu secība no karstām līdz aukstām zvaigznēm izskatās šādi: O B A F G K M. Papildu klases R, N un S apzīmē spektrus, kas līdzīgi K un M, bet ar a. atšķirīgs ķīmiskais sastāvs. Starp abām klasēm tiek ieviestas apakšklases, kas apzīmētas ar cipariem no 0 līdz 9. Piemēram, A5 tipa spektrs atrodas vidū starp A0 un F0. Papildu burti dažkārt iezīmē zvaigžņu pazīmes: “d” ir punduris, “D” ir baltais punduris, “p” ir savdabīgs (neparasts) spektrs.

Visprecīzākā spektrālā klasifikācija ir V. Morgana un F. Kīnana Jerkes observatorijā izveidotā MK sistēma. Šī ir divdimensiju sistēma, kurā spektri ir sakārtoti gan pēc temperatūras, gan pēc zvaigžņu spilgtuma. Tās nepārtrauktība ar viendimensionālo Hārvardas klasifikāciju ir tāda, ka temperatūras secību izsaka ar tiem pašiem burtiem un cipariem (A3, K5, G2 utt.). Bet tiek ieviestas papildu spožuma klases, kas apzīmētas ar romiešu cipariem: attiecīgi Ia, Ib, II, III, IV, V un VI, kas apzīmē spožos supergigantus, supergigantus, spožos milžus, parastos milžus, submigantus, pundurus (galvenās kārtas zvaigznes) un apakšpundurus. . Piemēram, apzīmējums G2 V apzīmē tādu zvaigzni kā Saule, savukārt apzīmējums G2 III norāda, ka tas ir parasts milzis, kura temperatūra ir aptuveni tāda pati kā Saulei.

Dažādu krāsu zvaigznes

Mūsu Saule ir gaiši dzeltena zvaigzne. Kopumā zvaigžņu krāsa ir satriecoši daudzveidīga krāsu palete. Vienu no zvaigznājiem sauc par "dārgakmeņu kasti". Safīra zilas zvaigznes ir izkaisītas pa nakts debesu melno samtu. Starp tiem zvaigznāja vidū ir spilgti oranža zvaigzne.

Zvaigžņu krāsas atšķirības

Zvaigžņu krāsas atšķirības skaidrojamas ar to, ka zvaigznēm ir atšķirīga temperatūra. Tāpēc arī tā notiek. Gaisma ir viļņu starojums. Attālumu starp viena viļņa virsotnēm sauc par tā garumu. Gaismas viļņi ir ļoti īsi. Cik daudz? Mēģiniet sadalīt collu 250 000 vienādās daļās (1 colla ir vienāda ar 2,54 centimetriem). Vairākas no šīm daļām veido gaismas viļņa garumu.

Neskatoties uz tik nenozīmīgu gaismas viļņa garumu, mazākā atšķirība starp gaismas viļņu izmēriem krasi maina redzamā attēla krāsu. Tas ir saistīts ar faktu, ka dažāda garuma gaismas viļņus mēs uztveram kā dažādas krāsas. Piemēram, sarkanā viļņa garums ir pusotru reizi garāks nekā zilā viļņa garums. Baltā krāsa ir stars, kas sastāv no dažāda garuma gaismas viļņu fotoniem, tas ir, no dažādu krāsu stariem.

No ikdienas pieredzes mēs zinām, ka ķermeņu krāsa ir atkarīga no to temperatūras. Uzlieciet dzelzs pokeru uz uguns. Sildot, tas vispirms kļūst sarkans. Tad viņa nosarkst vēl vairāk. Ja pokeru varētu vēl vairāk uzkarsēt, to neizkausējot, tad tas no sarkana kļūtu oranžs, tad dzeltens, tad balts un visbeidzot zili balts.