Färgen på stjärnorna är vita blå gul röda exempel. Hur särskiljs stjärnor i storlek och färg? Röda stjärnans namn - exempel

Experter lägger fram flera teorier om deras förekomst. Den mest troliga av botten säger att sådana blå stjärnor var binära under mycket lång tid, och de hade en fusionsprocess. När två stjärnor förenas uppstår en ny stjärna med mycket större ljusstyrka, massa, temperatur.

Exempel på blå stjärnor:

• Gamma Segel;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• alfa giraff;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Major.

Vita stjärnor - vita stjärnor

En forskare upptäckte en mycket svag vit stjärna som var en satellit av Sirius och den fick namnet Sirius B. Ytan på denna unika stjärna värms upp till 25 000 Kelvin och dess radie är liten.

Exempel på vita stjärnor:

• Altair i stjärnbilden Örnen;
• Vega i stjärnbilden Lyra;
• Hjul;
• Sirius.

gula stjärnor - gula stjärnor

Sådana stjärnor har ett gult sken, och deras massa ligger inom solens massa - det är cirka 0,8-1,4. Ytan på sådana stjärnor värms vanligtvis upp till en temperatur på 4-6 tusen Kelvin. En sådan stjärna lever i cirka 10 miljarder år.

Exempel på gula stjärnor:

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

röda stjärnor röda stjärnor

De första röda stjärnorna upptäcktes 1868. Deras temperatur är ganska låg, och de yttre lagren av röda jättar är fyllda med mycket kol. Tidigare utgjorde sådana stjärnor två spektralklasser - N och R, men nu har forskare kunnat identifiera en annan vanlig klass - C.

huvudsekvens. Vår stjärna tillhör också denna typ -. Ur stjärnutvecklingens synvinkel är huvudsekvensen den plats på Hertzsprung-Russell-diagrammet där stjärnan tillbringar större delen av sitt liv.

Hertzsprung-Russell diagram.

Huvudsekvensstjärnorna är indelade i klasser, som vi kommer att överväga nedan:

Klass O är blå stjärnor, deras temperatur är 22 000 °C. Typiska stjärnor är Zeta i stjärnbilden Puppis, 15 Unicorn.

Klass B är vitblå stjärnor. Deras temperatur är 14 000 °C. Deras temperatur är 14 000 °C. Typiska stjärnor: Epsilon i stjärnbilden Orion, Rigel, Kolos.

Klass A är vita stjärnor. Deras temperatur är 10 000 °C. Typiska stjärnor är Sirius, Vega, Altair.

Klass F är vitgula stjärnor. Deras yttemperatur är 6700 °C. Typiska stjärnor Canopus, Procyon, Alpha i stjärnbilden Perseus.

Klass G är gula stjärnor. Temperatur 5 500 °С. Typiska stjärnor: Solen (spektrum C-2), Capella, Alpha Centauri.

Klass K är gulorange stjärnor. Temperatur 3 800 °C. Typiska stjärnor: Arthur, Pollux, Alpha Ursa Major.

Klass M -. Dessa är röda stjärnor. Temperatur 1 800 °C. Typiska stjärnor: Betelgeuse, Antares

Förutom huvudsekvensstjärnor urskiljer astronomer följande typer av stjärnor:

En brun dvärg genom en konstnärs ögon.

Bruna dvärgar är stjärnor där kärnreaktioner aldrig skulle kunna kompensera för energiförluster på grund av strålning. Deras spektrala klass är M - T och Y. Termonukleära processer kan förekomma hos bruna dvärgar, men deras massa är fortfarande för liten för att starta reaktionen att omvandla väteatomer till heliumatomer, vilket är huvudvillkoret för livet för en fullfjädrad stjärna. Bruna dvärgar är ganska "dunkla" objekt, om den termen kan appliceras på sådana kroppar, och astronomer studerar dem främst på grund av den infraröda strålning de avger.

Röda jättar och superjättar är stjärnor med en ganska låg effektiv temperatur på 2700-4700 ° C, men med en enorm ljusstyrka. Deras spektrum kännetecknas av närvaron av molekylära absorptionsband, och emissionsmaximumet faller på det infraröda området.

Stjärnor av typen Wolf-Rayet är en klass av stjärnor som kännetecknas av mycket hög temperatur och ljusstyrka. Wolf-Rayet-stjärnor skiljer sig från andra heta stjärnor genom närvaron i spektrumet av breda emissionsband av väte, helium, såväl som syre, kol och kväve i olika grader av jonisering. Den slutliga klarheten av ursprunget för stjärnor av Wolf-Rayet-typ har inte uppnåtts. Det kan dock hävdas att i vår galax är dessa heliumrester av massiva stjärnor som kastar en betydande del av massan i något skede av sin utveckling.

T Tauri-stjärnor är en klass av variabla stjärnor uppkallade efter sin prototyp T Tauri (slutliga protostjärnor). De kan vanligtvis hittas nära molekylära moln och identifieras genom deras (mycket oregelbundna) optiska variabilitet och kromosfäriska aktivitet. De tillhör stjärnorna i spektralklasserna F, G, K, M och har en massa mindre än två solar. Deras yttemperatur är densamma som för huvudsekvensstjärnor med samma massa, men de har en något högre ljusstyrka eftersom deras radie är större. Den huvudsakliga energikällan är gravitationskompression.

Klarblå variabler, även kända som S doradus-variabler, är mycket ljusblå pulserande hyperjättar uppkallade efter stjärnan S Doradus. De är extremt sällsynta. De klarblå variablerna kan lysa en miljon gånger starkare än solen och kan vara så massiva som 150 solmassor, närma sig en stjärnas teoretiska massgräns, vilket gör dem till de ljusaste, hetaste och mest kraftfulla stjärnorna i universum.

Vita dvärgar är en typ av "döende" stjärna. Små stjärnor som vår sol, som är utbredda i universum, kommer att förvandlas till vita dvärgar i slutet av sina liv - dessa är små stjärnor (de tidigare kärnorna av stjärnor) med en mycket hög densitet, som är en miljon gånger högre än vattnets densitet. Stjärnan berövas energikällor och svalnar gradvis, blir mörk och osynlig, men avkylningsprocessen kan pågå i miljarder år.

Neutronstjärnor - en klass av stjärnor, som vita dvärgar, bildas efter döden av en stjärna med en massa på 8-10 solmassor (stjärnor med en större massa bildas redan). I detta fall komprimeras kärnan tills de flesta av partiklarna förvandlas till neutroner. En av funktionerna hos neutronstjärnor är ett starkt magnetfält. Tack vare det och den snabba rotationen som stjärnan förvärvar på grund av icke-sfärisk kollaps, observeras radio- och röntgenkällor, kallade pulsarer, i rymden.

Vi tror aldrig att det kanske finns något annat liv förutom vår planet, förutom vårt solsystem. Kanske finns det liv på några av planeterna som kretsar kring en blå eller vit eller röd, eller kanske en gul stjärna. Kanske finns det en annan sådan planet jorden, på vilken samma människor bor, men vi vet fortfarande ingenting om det. Våra satelliter och teleskop har upptäckt ett antal planeter där det kan finnas liv, men dessa planeter är tiotusentals och till och med miljoner ljusår bort.

Blå eftersläpande - blå stjärnor

Stjärnor belägna i stjärnhopar av klotformig typ, vars temperatur är högre än temperaturen hos vanliga stjärnor, och spektrumet kännetecknas av en betydande förskjutning till det blå området än det för klusterstjärnor med liknande ljusstyrka, kallas blå eftersläpande. Denna egenskap gör att de kan sticka ut i förhållande till andra stjärnor i denna klunga på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Förekomsten av sådana stjärnor motbevisar alla teorier om stjärnutveckling, vars kärna är att för stjärnor som uppstod under samma tidsperiod, antas det att de kommer att vara belägna i en väldefinierad region av Hertzsprung-Russell-diagrammet. I det här fallet är den enda faktorn som påverkar den exakta platsen för en stjärna dess initiala massa. Den frekventa förekomsten av blå eftersläpande utanför ovanstående kurva kan vara en bekräftelse på existensen av något som onormal stjärnevolution.

Experter som försöker förklara arten av deras förekomst lade fram flera teorier. Den mest troliga av dem indikerar att dessa blå stjärnor var binära i det förflutna, varefter sammansmältningsprocessen började inträffa eller för närvarande äger rum. Resultatet av sammanslagning av två stjärnor är uppkomsten av en ny stjärna, som har en mycket större massa, ljusstyrka och temperatur än stjärnor i samma ålder.

Om riktigheten av denna teori på något sätt kan bevisas, skulle teorin om stjärnutveckling vara fri från problem i form av blå eftersläpande. Den resulterande stjärnan skulle innehålla mer väte, som skulle bete sig på samma sätt som en ung stjärna. Det finns fakta som stödjer denna teori. Observationer har visat att herrelösa stjärnor oftast finns i de centrala delarna av klothopar. Som ett resultat av det rådande antalet stjärnor med enhetsvolym där, blir nära passager eller kollisioner mer sannolikt.

För att testa denna hypotes är det nödvändigt att studera pulseringen av blå eftersläpande, eftersom mellan de asteroseismologiska egenskaperna hos sammanslagna stjärnor och normalt pulserande variabler kan det finnas vissa skillnader. Det bör noteras att det är ganska svårt att mäta pulsationer. Denna process påverkas också negativt av stjärnhimlens överbeläggning, små fluktuationer i pulsationerna hos blå eftersläpande, såväl som sällsyntheten hos deras variabler.

Ett exempel på en sammanslagning kunde observeras i augusti 2008, då en sådan incident påverkade objektet V1309, vars ljusstyrka ökade flera tiotusentals gånger efter upptäckt, och återgick till sitt ursprungliga värde efter flera månader. Som ett resultat av 6-åriga observationer kom forskare till slutsatsen att detta objekt är två stjärnor, vars rotationsperiod runt varandra är 1,4 dagar. Dessa fakta ledde forskare till idén att i augusti 2008 ägde processen att slå samman dessa två stjärnor rum.

Blue stragglers kännetecknas av högt vridmoment. Till exempel är rotationshastigheten för stjärnan, som ligger i mitten av 47 Tucanae-klustret, 75 gånger solens rotationshastighet. Enligt hypotesen är deras massa 2-3 gånger massan av andra stjärnor som finns i klustret. Dessutom, med hjälp av forskning, fann man att om blå stjärnor är nära andra stjärnor, kommer de senare att ha en procentandel av syre och kol lägre än sina grannar. Förmodligen drar stjärnorna dessa ämnen från andra stjärnor som rör sig i deras omloppsbana, vilket resulterar i att deras ljusstyrka och temperatur ökar. De "rånade" stjärnorna avslöjar platser där processen för omvandling av det ursprungliga kolet till andra grundämnen ägde rum.

Blue Star Names - Exempel

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

Vita stjärnor - vita stjärnor

Friedrich Bessel, som ledde Koenigsberg-observatoriet, gjorde en intressant upptäckt 1844. Forskaren märkte den minsta avvikelsen av den ljusaste stjärnan på himlen - Sirius, från dess bana på himlen. Astronomen föreslog att Sirius hade en satellit och beräknade också den ungefärliga rotationsperioden för stjärnor runt deras massacentrum, vilket var cirka femtio år. Bessel hittade inte riktigt stöd från andra forskare, eftersom. ingen kunde upptäcka satelliten, även om den sett till dess massa borde ha varit jämförbar med Sirius.

Och bara 18 år senare upptäckte Alvan Graham Clark, som testade det bästa teleskopet på den tiden, en svag vit stjärna nära Sirius, som visade sig vara hans satellit, kallad Sirius B.

Ytan på denna vita stjärna värms upp till 25 tusen Kelvin, och dess radie är liten. Med hänsyn till detta drog forskarna slutsatsen att satelliten har en hög densitet (vid nivån 106 g/cm 3 , medan densiteten för Sirius själv är ungefär 0,25 g/cm 3 och den för solen är 1,4 g/cm 3 ) ). Efter 55 år (1917) upptäcktes en annan vit dvärg, uppkallad efter vetenskapsmannen som upptäckte den - van Maanens stjärna, som ligger i stjärnbilden Fiskarna.

Namn på vita stjärnor - exempel

Vega i stjärnbilden Lyra, Altair i stjärnbilden Örn, (synlig på sommaren och hösten), Sirius, Castor.

gula stjärnor - gula stjärnor

Gula dvärgar kallas små huvudsekvensstjärnor, vars massa ligger inom solens massa (0,8-1,4). Att döma av namnet har sådana stjärnor ett gult sken, som frigörs under den termonukleära fusionsprocessen från heliumväte.

Ytan på sådana stjärnor värms upp till en temperatur på 5-6 tusen Kelvin, och deras spektraltyper är mellan G0V och G9V. En gul dvärg lever i cirka 10 miljarder år. Förbränningen av väte i en stjärna gör att den förökar sig i storlek och blir en röd jätte. Ett exempel på en röd jätte är Aldebaran. Sådana stjärnor kan bilda planetariska nebulosor genom att avge sina yttre lager av gas. I det här fallet omvandlas kärnan till en vit dvärg, som har en hög densitet.

Om vi ​​tar hänsyn till Hertzsprung-Russell-diagrammet, är de gula stjärnorna på det i den centrala delen av huvudsekvensen. Eftersom solen kan kallas en typisk gul dvärg, är dess modell ganska lämplig för att överväga den allmänna modellen av gula dvärgar. Men det finns andra karakteristiska gula stjärnor på himlen, vars namn är Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara, etc. Dessa stjärnor är inte särskilt ljusa. Till exempel har samma Toliman, som, om man inte tar hänsyn till Proxima Centauri, närmast solen, en magnitud på 0, men samtidigt är dess ljusstyrka högst bland alla gula dvärgar. Denna stjärna ligger i stjärnbilden Centaurus, den är också en länk i ett komplext system, som inkluderar 6 stjärnor. Tolimans spektralklass är G. Men Dabih, som ligger 350 ljusår från oss, tillhör spektralklassen F. Men dess höga ljusstyrka beror på närvaron av en närliggande stjärna som tillhör spektralklassen - A0.

Förutom Toliman har HD82943 spektral typ G, som ligger på huvudsekvensen. Denna stjärna har, på grund av sin kemiska sammansättning och temperatur som liknar solen, också två stora planeter. Formen på dessa planeters banor är dock långt ifrån cirkulär, så deras närmande till HD82943 förekommer relativt ofta. För närvarande har astronomer kunnat bevisa att denna stjärna brukade ha ett mycket större antal planeter, men med tiden svalde den alla.

Gula stjärnnamn - exempel

Toliman, stjärna HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Röda stjärnor - röda stjärnor

Om du åtminstone en gång i ditt liv har sett röda stjärnor på himlen i linsen på ditt teleskop, som brann på en svart bakgrund, kommer att komma ihåg detta ögonblick hjälpa dig att tydligare föreställa dig vad som kommer att skrivas i den här artikeln. Om du aldrig har sett sådana stjärnor, se till att nästa gång försöka hitta dem.

Om du åtar dig att sammanställa en lista över de ljusaste röda stjärnorna på himlen, som lätt kan hittas även med ett amatörteleskop, kan du upptäcka att de alla är kol. De första röda stjärnorna upptäcktes 1868. Temperaturen hos sådana röda jättar är låg, dessutom är deras yttre skikt fyllda med en enorm mängd kol. Om tidigare liknande stjärnor utgjorde två spektralklasser - R och N, har forskare nu identifierat dem i en allmän klass - C. Varje spektralklass har underklasser - från 9 till 0. Samtidigt betyder klass C0 att stjärnan har en hög temperatur, men mindre röd än C9 stjärnor. Det är också viktigt att alla koldominerade stjärnor är i sig variabla: långperiodiska, halvregelbundna eller oregelbundna.

Dessutom ingick två stjärnor, kallade röda halvreguljära variabler, i en sådan lista, varav den mest kända är m Cephei. William Herschel blev också intresserad av hennes ovanliga röda färg, som kallade henne "granatäpple". Sådana stjärnor kännetecknas av en oregelbunden förändring i ljusstyrka, som kan vara från ett par tiotal till flera hundra dagar. Sådana variabla stjärnor tillhör klassen M (kalla stjärnor, vars yttemperatur är från 2400 till 3800 K).

Med tanke på att alla stjärnor i betyget är variabler, är det nödvändigt att införa viss tydlighet i beteckningarna. Det är allmänt accepterat att röda stjärnor har ett namn som består av två komponenter - bokstaven i det latinska alfabetet och namnet på den variabla konstellationen (till exempel T Hare). Den första variabeln som upptäcktes i denna konstellation tilldelas bokstaven R och så vidare, upp till bokstaven Z. Om det finns många sådana variabler tillhandahålls en dubbelkombination av latinska bokstäver för dem - från RR till ZZ. Denna metod låter dig "namna" 334 objekt. Dessutom kan stjärnor också betecknas med bokstaven V i kombination med ett serienummer (V228 Cygnus). Den första kolumnen i betyget är reserverad för beteckningen av variabler.

De följande två kolumnerna i tabellen anger stjärnornas placering under perioden 2000.0. Som ett resultat av den ökade populariteten för Uranometria 2000.0 bland astronomientusiaster, visar den sista kolumnen i betyget numret på sökdiagrammet för varje stjärna som finns i betyget. I det här fallet är den första siffran en visning av volymnumret och den andra är kortets serienummer.

Betyget visar också maximala och lägsta ljusstyrkavärden för stjärnstorlekar. Det är värt att komma ihåg att en större mättnad av röd färg observeras i stjärnor vars ljusstyrka är minimal. För stjärnor vars variabilitetsperiod är känd visas den som ett antal dagar, men objekt som inte har rätt period visas som Irr.

Det krävs inte mycket skicklighet för att hitta en kolstjärna, det räcker att ditt teleskop har tillräckligt med kraft för att se den. Även om storleken är liten, bör dess uttalade röda färg dra din uppmärksamhet. Var därför inte upprörd om du inte kan hitta dem omedelbart. Det räcker att använda atlasen för att hitta en närliggande ljus stjärna och sedan flytta från den till den röda.

Olika observatörer ser kolstjärnor olika. För vissa liknar de rubiner eller en glöd som brinner i fjärran. Andra ser crimson eller blodröda nyanser i sådana stjärnor. Till att börja med finns det en lista över de sex ljusaste röda stjärnorna i rankningen, och om du hittar dem kan du njuta av deras skönhet till fullo.

Röda stjärnans namn - exempel

Skillnader i stjärnor efter färg

Det finns ett stort utbud av stjärnor med obeskrivliga färgnyanser. Som ett resultat har till och med en konstellation fått namnet "Jewel Box", som är baserad på blå och safirstjärnor, och i dess centrum finns en starkt lysande orange stjärna. Om vi ​​betraktar solen, har den en blekgul färg.

En direkt faktor som påverkar skillnaden i färg på stjärnor är deras yttemperatur. Det förklaras enkelt. Ljus är till sin natur strålning i form av vågor. Våglängd - detta är avståndet mellan dess toppar, är mycket liten. För att föreställa dig det måste du dela 1 cm i 100 tusen identiska delar. Ett fåtal av dessa partiklar kommer att utgöra ljusets våglängd.

Med tanke på att detta antal visar sig vara ganska litet, kommer varje, även den mest obetydliga, förändring i den att få bilden vi observerar att förändras. När allt kommer omkring uppfattar vår syn olika våglängder av ljusvågor som olika färger. Till exempel har blått vågor vars längd är 1,5 gånger mindre än rött.

Dessutom vet nästan alla av oss att temperatur kan ha den mest direkta effekten på kropparnas färg. Du kan till exempel ta vilket metallföremål som helst och sätta eld på det. När den värms upp blir den röd. Om eldens temperatur ökade avsevärt skulle även föremålets färg förändras - från rött till orange, från orange till gult, från gult till vitt och slutligen från vitt till blåvitt.

Eftersom solen har en yttemperatur i området 5,5 tusen 0 C är den ett typiskt exempel på gula stjärnor. Men de hetaste blå stjärnorna kan värma upp till 33 tusen grader.

Färg och temperatur har kopplats samman av forskare med hjälp av fysiska lagar. Temperaturen på en kropp är direkt proportionell mot dess strålning och omvänt proportionell mot våglängden. Blått har kortare våglängder än rött. Heta gaser avger fotoner vars energi är direkt proportionell mot temperaturen och omvänt proportionell mot våglängden. Det är därför det blå-blå strålningsområdet är karakteristiskt för de hetaste stjärnorna.

Eftersom kärnbränslet på stjärnorna inte är obegränsat, tenderar det att förbrukas, vilket leder till att stjärnorna svalnar. Därför är medelålders stjärnor gula, och vi ser gamla stjärnor som röda.

Som ett resultat av det faktum att solen är mycket nära vår planet kan dess färg beskrivas exakt. Men för stjärnor som är en miljon ljusår bort blir uppgiften mer komplicerad. Det är för detta ändamål som en enhet som kallas en spektrograf används. Genom det passerar forskare ljuset som emitteras av stjärnorna, som ett resultat av vilket det är möjligt att analysera nästan vilken stjärna som helst spektralt.

Dessutom, med hjälp av färgen på en stjärna, kan du bestämma dess ålder, eftersom. matematiska formler tillåter användning av spektralanalys för att bestämma temperaturen på en stjärna, från vilken det är lätt att beräkna dess ålder.

Video Secrets of the stars titta på online

Vilken färg har stjärnorna

Stjärnfärger. Stjärnorna har en mängd olika färger. Arcturus har en gul-orange nyans, Rigel är vit-blå, Antares är ljusröd. Den dominerande färgen i en stjärnas spektrum beror på temperaturen på dess yta. En stjärnas gashölje uppför sig nästan som en ideal sändare (absolut svart kropp) och lyder helt de klassiska lagarna för strålning av M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) och V. Wien (1864– 1928), som relaterar kroppstemperatur och arten av dess strålning. Plancks lag beskriver fördelningen av energi i en kropps spektrum. Han indikerar att med ökande temperatur ökar det totala strålningsflödet, och maximum i spektrumet skiftar mot korta vågor. Våglängden (i centimeter) som står för den maximala strålningen bestäms av Wiens lag: l max = 0,29/ T. Det är denna lag som förklarar Antares röda färg ( T= 3500 K) och Rigels blåaktiga färg ( T= 18 000 K). Stefans lag ger det totala strålningsflödet vid alla våglängder (i watt per kvadratmeter): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Spektra av stjärnor. Studiet av stjärnspektra är grunden för modern astrofysik. Spektrumet kan användas för att bestämma den kemiska sammansättningen, temperaturen, trycket och hastigheten hos gasen i stjärnans atmosfär. Dopplerförskjutningen av linjerna används för att mäta själva stjärnans hastighet, till exempel längs omloppsbanan i ett binärt system.

I de flesta stjärnors spektra är absorptionslinjer synliga; smala luckor i den kontinuerliga spridningen av strålning. De kallas också Fraunhofer eller absorptionslinjer. De bildas i spektrumet eftersom strålningen från de varma nedre skikten av stjärnans atmosfär, som passerar genom de kallare övre skikten, absorberas vid vissa våglängder som är karakteristiska för vissa atomer och molekyler.

Absorptionsspektra för stjärnor varierar mycket; intensiteten hos linjerna för något kemiskt element återspeglar dock inte alltid dess verkliga mängd i stjärnatmosfären: i mycket större utsträckning beror formen på spektrat på temperaturen på stjärnytan. Till exempel finns järnatomer i atmosfären hos de flesta stjärnor. Emellertid saknas linjerna av neutralt järn i spektra av heta stjärnor, eftersom alla järnatomer där är joniserade. Väte är huvudkomponenten i alla stjärnor. Men de optiska linjerna av väte är inte synliga i spektra av kalla stjärnor, där det är underexciterat, och i spektra av mycket heta stjärnor, där det är helt joniserat. Men i spektra av måttligt varma stjärnor med en yttemperatur på ca. Vid 10 000 K är de mest kraftfulla absorptionslinjerna linjerna i Balmer-serien av väte, som bildas under övergångarna av atomer från den andra energinivån.

Gastrycket i stjärnans atmosfär har också en viss effekt på spektrumet. Vid samma temperatur är linjerna av joniserade atomer starkare i lågtrycksatmosfärer, eftersom dessa atomer är mindre benägna att fånga elektroner och därför lever längre. Atmosfäriskt tryck är nära relaterat till storleken och massan, och därmed till ljusstyrkan hos en stjärna av en given spektralklass. Efter att ha fastställt trycket från spektrumet är det möjligt att beräkna stjärnans ljusstyrka och, jämföra den med den synliga ljusstyrkan, bestämma "avståndsmodulen" ( M- m) och det linjära avståndet till stjärnan. Denna mycket användbara metod kallas metoden för spektrala parallaxer.

Färgindex. En stjärnas spektrum och dess temperatur är nära besläktade med färgindexet, d.v.s. med förhållandet mellan stjärnans ljusstyrka i spektrats gula och blåa områden. Plancks lag, som beskriver fördelningen av energi i spektrumet, ger ett uttryck för färgindex: C.I. = 7200/ T-0,64. Kalla stjärnor har ett högre färgindex än varma, d.v.s. kalla stjärnor är relativt ljusare i gult än i blått. Heta (blå) stjärnor verkar ljusare på konventionella fotografiska plattor, medan kalla stjärnor verkar ljusare för ögat och speciella fotografiska emulsioner som är känsliga för gula strålar.

Spektral klassificering. Alla de olika stjärnspektra kan sättas in i ett logiskt system. Harvard-spektralklassificeringen introducerades först i Henry Drapers katalog över stjärnspektra, utarbetad under ledning av E. Pickering (1846–1919). Först sorterades spektra efter linjeintensiteter och märktes med bokstäver i alfabetisk ordning. Men den fysikaliska teorin om spektra som utvecklades senare gjorde det möjligt att ordna dem i en temperatursekvens. Bokstavsbeteckningen för spektrat har inte ändrats, och nu ser ordningen för huvudspektralklasserna från varma till kalla stjärnor ut så här: O B A F G K M. Ytterligare klasser R, N och S betecknar spektra liknande K och M, men med en olika kemiska sammansättning. Mellan varje två klasser introduceras underklasser, indikerade med siffror från 0 till 9. Till exempel är spektrumet av typ A5 i mitten mellan A0 och F0. Ytterligare bokstäver markerar ibland funktionerna hos stjärnor: "d" är en dvärg, "D" är en vit dvärg, "p" är ett märkligt (ovanligt) spektrum.

Den mest exakta spektrala klassificeringen är MK-systemet skapat av W. Morgan och F. Keenan vid Yerkes Observatory. Detta är ett tvådimensionellt system där spektra är ordnade både efter temperatur och stjärnors ljusstyrka. Dess kontinuitet med den endimensionella Harvard-klassificeringen är att temperatursekvensen uttrycks med samma bokstäver och siffror (A3, K5, G2, etc.). Men ytterligare ljusklasser introduceras, markerade med romerska siffror: Ia, Ib, II, III, IV, V respektive VI, vilket indikerar ljusa superjättar, superjättar, ljusa jättar, normala jättar, underjättar, dvärgar (stjärnor i huvudsekvensen) och subdvärgar . Till exempel hänvisar beteckningen G2 V till en stjärna som solen, medan beteckningen G2 III anger att det är en normal jätte med en temperatur ungefär som solens.

Stjärnor i olika färger

Vår sol är en blekgul stjärna. I allmänhet är stjärnornas färg en fantastiskt varierad palett av färger. En av konstellationerna kallas "Jewel Box". Safirblå stjärnor är utspridda över natthimlens svarta sammet. Mellan dem, i mitten av stjärnbilden, finns en ljust orange stjärna.

Skillnader i stjärnornas färg

Skillnaderna i stjärnornas färg förklaras av att stjärnorna har olika temperatur. Det är därför det händer. Ljus är vågstrålning. Avståndet mellan topparna på en våg kallas dess längd. Ljusvågor är mycket korta. Hur mycket? Prova att dela en tum i 250 000 lika delar (1 tum är lika med 2,54 centimeter). Flera av dessa delar utgör längden av en ljusvåg.

Trots en så obetydlig ljusvåglängd ändrar den minsta skillnaden mellan storleken på ljusvågor dramatiskt färgen på bilden som vi observerar. Detta beror på att ljusvågor av olika längd uppfattas av oss som olika färger. Till exempel är våglängden för rött en och en halv gång längre än våglängden för blått. Vit färg är en stråle som består av fotoner av ljusvågor av olika längd, det vill säga från strålar av olika färger.

Vi vet av vardaglig erfarenhet att kropparnas färg beror på deras temperatur. Sätt järnpoken på elden. När den värms upp blir den först röd. Då rodnar hon ännu mer. Om pokern kunde värmas upp ännu mer utan att smälta den skulle den övergå från rött till orange, sedan till gult, sedan till vitt och slutligen till blåvitt.