Yıldızların rengi beyaz mavi sarı kırmızı örneklerdir. Yıldızlar boyut ve renk bakımından nasıl ayırt edilir? Kızıl Yıldız İsimleri - Örnekler

Uzmanlar, oluşumları hakkında birkaç teori öne sürdüler. Dipten en olası olanı, bu tür mavi yıldızların çok uzun bir süre ikili olduğunu ve bir birleşme süreci yaşadıklarını söylüyor. 2 yıldız birleştiğinde, çok daha büyük parlaklık, kütle, sıcaklık ile yeni bir yıldız ortaya çıkar.

Mavi yıldız örnekleri:

• Gama Yelkenleri;
• Rigel;
• Zeta Orion;
• Alfa Zürafa;
• Zeta Korma;
• Tau Canis Major.

Beyaz yıldızlar - beyaz yıldızlar

Bir bilim adamı, Sirius'un uydusu olan çok sönük beyaz bir yıldız keşfetti ve buna Sirius B adı verildi. Bu eşsiz yıldızın yüzeyi 25.000 Kelvin'e kadar ısıtıldı ve yarıçapı küçük.

Beyaz yıldız örnekleri:

• Kartal takımyıldızındaki Altair;
• Lyra takımyıldızındaki Vega;
• hint;
• Sirius.

sarı yıldızlar - sarı yıldızlar

Bu tür yıldızların sarı bir parıltısı vardır ve kütleleri Güneş'in kütlesi içindedir - yaklaşık 0.8-1.4'tür. Bu tür yıldızların yüzeyi genellikle 4-6 bin Kelvin sıcaklığa kadar ısıtılır. Böyle bir yıldız yaklaşık 10 milyar yıl yaşar.

Sarı yıldız örnekleri:

• Yıldız HD 82943;
• Toliman;
• Dabih;
• hara;
• Alhita.

kırmızı yıldızlar kırmızı yıldızlar

İlk kırmızı yıldızlar 1868'de keşfedildi. Sıcaklıkları oldukça düşüktür ve kırmızı devlerin dış katmanları çok fazla karbonla doludur. Daha önce, bu tür yıldızlar iki spektral sınıf oluşturuyordu - N ve R, ancak şimdi bilim adamları başka bir ortak sınıf - C tanımlayabildiler.

ana sıra. Yıldızımız da bu türe aittir -. Yıldız evrimi açısından, ana dizi, yıldızın ömrünün çoğunu geçirdiği Hertzsprung-Russell diyagramındaki yerdir.

Hertzsprung-Russell diyagramı.

Ana dizi yıldızları, aşağıda ele alacağımız sınıflara ayrılmıştır:

O sınıfı mavi yıldızlardır, sıcaklıkları 22.000 °C'dir. Tipik yıldızlar, Puppis, 15 Unicorn takımyıldızındaki Zeta'dır.

B sınıfı beyaz-mavi yıldızlardır. Sıcaklıkları 14.000 °C'dir. Sıcaklıkları 14.000 °C'dir. Tipik yıldızlar: Orion, Rigel, Kolos takımyıldızındaki Epsilon.

A sınıfı beyaz yıldızlardır. Sıcaklıkları 10.000 °C'dir. Tipik yıldızlar Sirius, Vega, Altair'dir.

F sınıfı beyaz-sarı yıldızlardır. Yüzey sıcaklıkları 6700 °C'dir. Perseus takımyıldızındaki tipik yıldızlar Canopus, Procyon, Alpha.

G sınıfı sarı yıldızlardır. Sıcaklık 5 500 °С. Tipik yıldızlar: Güneş (spektrum C-2), Capella, Alpha Centauri.

K sınıfı sarı-turuncu yıldızlardır. Sıcaklık 3 800 °C. Tipik yıldızlar: Arthur, Pollux, Alfa Büyükayı.

M sınıfı -. Bunlar kırmızı yıldızlar. Sıcaklık 1 800 °C. Tipik yıldızlar: Betelgeuse, Antares

Ana dizi yıldızlarına ek olarak, gökbilimciler aşağıdaki yıldız türlerini ayırt eder:

Bir sanatçının gözünden kahverengi bir cüce.

Kahverengi cüceler, nükleer reaksiyonların radyasyondan kaynaklanan enerji kayıplarını asla telafi edemediği yıldızlardır. Spektral sınıfları M - T ve Y'dir. Kahverengi cücelerde termonükleer süreçler meydana gelebilir, ancak kütleleri, tam teşekküllü bir yaşamın ana koşulu olan hidrojen atomlarını helyum atomlarına dönüştürme reaksiyonunu başlatmak için hala çok küçüktür. yıldız. Kahverengi cüceler, eğer bu terim bu tür cisimlere uygulanabiliyorsa, oldukça "soluk" nesnelerdir ve gökbilimciler, esas olarak yaydıkları kızılötesi radyasyon nedeniyle onları incelerler.

Kırmızı devler ve süperdevler, 2700-4700 ° C gibi oldukça düşük etkili sıcaklığa sahip, ancak büyük bir parlaklığa sahip yıldızlardır. Spektrumları moleküler absorpsiyon bantlarının varlığı ile karakterize edilir ve emisyon maksimumu kızılötesi menzile düşer.

Wolf-Rayet tipi yıldızlar, çok yüksek sıcaklık ve parlaklık ile karakterize edilen bir yıldız sınıfıdır. Wolf-Rayet yıldızları, çeşitli iyonizasyon derecelerinde hidrojen, helyum ve oksijen, karbon ve nitrojenden oluşan geniş emisyon bantlarının varlığı ile diğer sıcak yıldızlardan farklıdır. Wolf-Rayet tipi yıldızların kökenine ilişkin nihai netlik sağlanamadı. Bununla birlikte, Galaksimizde bunların, evrimlerinin bir aşamasında kütlenin önemli bir bölümünü saçan büyük kütleli yıldızların helyum kalıntıları olduğu iddia edilebilir.

T Tauri yıldızları, prototipleri T Tauri (nihai ön yıldızlar) olarak adlandırılan bir değişken yıldız sınıfıdır. Genellikle moleküler bulutların yakınında bulunabilirler ve (oldukça düzensiz) optik değişkenlikleri ve kromosferik aktiviteleri ile tanımlanabilirler. F, G, K, M spektral sınıflarının yıldızlarına aittirler ve iki güneşten daha az kütleye sahiptirler. Yüzey sıcaklıkları aynı kütleye sahip anakol yıldızlarınınkiyle aynıdır, ancak yarıçapları daha büyük olduğu için biraz daha yüksek parlaklıkları vardır. Enerjilerinin ana kaynağı yerçekimi sıkıştırmasıdır.

S doradus değişkenleri olarak da bilinen parlak mavi değişkenler, adını S Doradus yıldızından alan çok parlak mavi titreşimli hiperdevlerdir. Son derece nadirdirler. Parlak mavi değişkenler Güneş'ten bir milyon kat daha parlak olabilir ve 150 güneş kütlesi kadar kütleye sahip olabilir, bir yıldızın teorik kütle sınırına yaklaşarak onları evrendeki en parlak, en sıcak ve en güçlü yıldızlar yapar.

Beyaz cüceler bir tür "ölmekte olan" yıldızdır. Evrende geniş çapta dağılmış olan Güneşimiz gibi küçük yıldızlar, yaşamlarının sonunda beyaz cücelere dönüşecekler - bunlar, milyonlarca kat daha yüksek olan çok yüksek yoğunluğa sahip küçük yıldızlardır (yıldızların eski çekirdekleri). suyun yoğunluğundan daha fazladır. Yıldız, enerji kaynaklarından yoksun kalır ve yavaş yavaş soğur, karanlık ve görünmez hale gelir, ancak soğuma süreci milyarlarca yıl sürebilir.

Nötron yıldızları - beyaz cüceler gibi bir yıldız sınıfı, 8-10 güneş kütlesi kütlesine sahip bir yıldızın ölümünden sonra oluşur (daha büyük kütleli yıldızlar zaten oluşur). Bu durumda çekirdek, parçacıkların çoğu nötronlara dönüşene kadar sıkıştırılır. Nötron yıldızlarının özelliklerinden biri güçlü bir manyetik alandır. Bu ve küresel olmayan çöküş nedeniyle yıldızın elde ettiği hızlı dönüş sayesinde, uzayda pulsar adı verilen radyo ve X-ışını kaynakları gözlemlenir.

Güneş sistemimizden başka gezegenimiz dışında başka bir yaşam olabileceğini hiç düşünmüyoruz. Belki mavi, beyaz veya kırmızı ya da belki sarı bir yıldız etrafında dönen gezegenlerin bazılarında yaşam vardır. Belki de aynı insanların yaşadığı başka bir dünya gezegeni vardır, ancak hala onun hakkında hiçbir şey bilmiyoruz. Uydularımız ve teleskoplarımız, üzerinde yaşam olabilecek birkaç gezegen keşfetti, ancak bu gezegenler on binlerce, hatta milyonlarca ışıkyılı uzaklıkta.

Mavi başıboşlar - mavi yıldızlar

Sıcaklığı sıradan yıldızların sıcaklığından daha yüksek olan ve tayfı benzer parlaklığa sahip küme yıldızlarından daha mavi bölgeye önemli bir kayma ile karakterize edilen küresel tipteki yıldız kümelerinde bulunan yıldızlara mavi dağınıklar denir. Bu özellik, Hertzsprung-Russell diyagramında bu kümedeki diğer yıldızlara göre öne çıkmalarını sağlar. Bu tür yıldızların varlığı, özü aynı zaman diliminde ortaya çıkan yıldızlar için, Hertzsprung-Russell diyagramının iyi tanımlanmış bir bölgesinde yer alacaklarının varsayılması olan tüm yıldız evrimi teorilerini çürütür. Bu durumda, bir yıldızın tam konumunu etkileyen tek faktör ilk kütlesidir. Yukarıdaki eğrinin dışında kalan mavi yıldızların sık sık ortaya çıkması, anormal yıldız evrimi gibi bir şeyin varlığının bir teyidi olabilir.

Oluşumlarının doğasını açıklamaya çalışan uzmanlar, çeşitli teoriler öne sürdüler. Bunların en olası olanı, bu mavi yıldızların geçmişte ikili olduğunu, ardından birleşme sürecinin oluşmaya başladığını veya şu anda gerçekleşmekte olduğunu gösteriyor. İki yıldızın birleşmesinin sonucu, aynı yaştaki yıldızlardan çok daha büyük kütle, parlaklık ve sıcaklığa sahip yeni bir yıldızın ortaya çıkmasıdır.

Eğer bu teorinin doğruluğu bir şekilde ispatlanabilseydi, yıldızların evrimi teorisi mavi savrulanlar şeklinde sorunsuz olurdu. Ortaya çıkan yıldız, genç bir yıldıza benzer şekilde davranan daha fazla hidrojen içerecektir. Bu teoriyi destekleyen gerçekler var. Gözlemler, başıboş yıldızların en sık küresel kümelerin merkezi bölgelerinde bulunduğunu göstermiştir. Orada birim hacimdeki yıldızların sayısının fazla olması nedeniyle, yakın geçişler veya çarpışmalar daha olası hale gelir.

Bu hipotezi test etmek için, mavi başıboşların nabzını incelemek gerekir, çünkü birleştirilmiş yıldızların asterosismolojik özellikleri ile normal olarak titreşen değişkenler arasında bazı farklılıklar olabilir. Nabızları ölçmenin oldukça zor olduğuna dikkat edilmelidir. Bu süreç aynı zamanda yıldızlı gökyüzünün aşırı kalabalıklaşmasından, mavi başıboşların nabızlarındaki küçük dalgalanmalardan ve değişkenlerinin nadirliğinden de olumsuz etkilenir.

Bir birleşme örneği, böyle bir olayın, tespitten sonra parlaklığı on binlerce kez artan ve birkaç ay sonra orijinal değerine dönen V1309 nesnesini etkilediği Ağustos 2008'de gözlemlenebilir. 6 yıllık gözlemler sonucunda bilim adamları, bu nesnenin birbiri etrafında dönme süresi 1.4 gün olan iki yıldız olduğu sonucuna vardılar. Bu gerçekler, bilim adamlarını Ağustos 2008'de bu iki yıldızın birleşme sürecinin gerçekleştiği fikrine götürdü.

Mavi stragglers, yüksek tork ile karakterizedir. Örneğin 47 Tucanae kümesinin ortasında yer alan yıldızın dönüş hızı, Güneş'in dönüş hızının 75 katıdır. Hipoteze göre kütleleri, kümede bulunan diğer yıldızların kütlesinin 2-3 katıdır. Ayrıca, araştırmaların yardımıyla, mavi yıldızların diğer yıldızlara yakın olması durumunda, ikincisinin komşularından daha düşük oksijen ve karbon yüzdesine sahip olacağı bulundu. Tahminen, yıldızlar bu maddeleri yörüngelerinde hareket eden diğer yıldızlardan çekerler ve bunun sonucunda parlaklıkları ve sıcaklıkları artar. "Soyulmuş" yıldızlar, ilk karbonun diğer elementlere dönüşüm sürecinin gerçekleştiği yerleri ortaya koyuyor.

Mavi Yıldız İsimleri - Örnekler

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

Beyaz yıldızlar - beyaz yıldızlar

Koenigsberg Gözlemevi'ni yöneten Friedrich Bessel, 1844'te ilginç bir keşif yaptı. Bilim adamı, gökyüzündeki en parlak yıldızın - Sirius'un gökyüzündeki yörüngesinden en ufak bir sapmasını fark etti. Gökbilimci, Sirius'un bir uydusu olduğunu öne sürdü ve ayrıca yıldızların yaklaşık elli yıl olan kütle merkezleri etrafında dönme sürelerini hesapladı. Bessel, çünkü diğer bilim adamlarından uygun desteği bulamadı. hiç kimse uyduyu tespit edemedi, ancak kütlesi açısından Sirius ile karşılaştırılabilir olması gerekirdi.

Ve sadece 18 yıl sonra, o zamanların en iyi teleskopunu test eden Alvan Graham Clark, Sirius'un yakınında, Sirius B adlı uydusu olduğu ortaya çıkan loş beyaz bir yıldız keşfetti.

Bu beyaz yıldızın yüzeyi 25 bin Kelvin'e kadar ısıtılır ve yarıçapı küçüktür. Bunu dikkate alan bilim adamları, uydunun yüksek bir yoğunluğa sahip olduğu (106 g/cm3 seviyesinde, Sirius'un yoğunluğunun yaklaşık 0.25 g/cm3 ve Güneş'in yoğunluğunun 1.4 g/cm3 olduğu sonucuna vardılar. ). 55 yıl sonra (1917'de), onu keşfeden bilim adamının adını taşıyan başka bir beyaz cüce keşfedildi - Van Maanen'in Balık takımyıldızında bulunan yıldızı.

Beyaz yıldızların isimleri - örnekler

Lyra takımyıldızında Vega, Kartal takımyıldızında Altair, (yaz ve sonbaharda görülebilir), Sirius, Castor.

sarı yıldızlar - sarı yıldızlar

Sarı cüceler, kütlesi Güneş'in kütlesi (0.8-1.4) içinde olan küçük anakol yıldızları olarak adlandırılır. Adına bakılırsa, bu tür yıldızlar, helyum hidrojenden termonükleer füzyon işlemi sırasında salınan sarı bir parıltıya sahiptir.

Bu tür yıldızların yüzeyi 5-6 bin Kelvin sıcaklığa kadar ısıtılır ve tayf tipleri G0V ile G9V arasındadır. Sarı bir cüce yaklaşık 10 milyar yıl yaşar. Hidrojenin bir yıldızda yanması, onun boyut olarak çoğalmasına ve kırmızı bir dev haline gelmesine neden olur. Kırmızı devin bir örneği Aldebaran'dır. Bu tür yıldızlar, dış gaz katmanlarını atarak gezegenimsi bulutsular oluşturabilir. Bu durumda çekirdek, yoğunluğu yüksek olan beyaz bir cüceye dönüşür.

Hertzsprung-Russell diyagramını hesaba katarsak, üzerinde sarı yıldızlar ana dizinin orta kısmındadır. Güneş tipik bir sarı cüce olarak adlandırılabileceğinden, modeli sarı cücelerin genel modelini düşünmek için oldukça uygundur. Ancak gökyüzünde isimleri Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara, vb. olan başka karakteristik sarı yıldızlar da var. Bu yıldızlar çok parlak değil. Örneğin, Proxima Centauri'yi hesaba katmazsanız, Güneş'e en yakın olan aynı Toliman, 0 kadir değerine sahiptir, ancak aynı zamanda parlaklığı tüm sarı cüceler arasında en yüksektir. Bu yıldız, Erboğa takımyıldızında bulunur, aynı zamanda 6 yıldız içeren karmaşık bir sistemdeki bir bağlantıdır. Toliman'ın tayf sınıfı G'dir. Ancak bizden 350 ışıkyılı uzaklıkta bulunan Dabih, tayf sınıfı F'ye aittir. Ancak yüksek parlaklığı, tayf sınıfına - A0 ait yakındaki bir yıldızın varlığından kaynaklanmaktadır.

Toliman'a ek olarak, HD82943, ana dizide bulunan spektral G tipine sahiptir. Bu yıldız, kimyasal bileşimi ve Güneş'e benzer sıcaklığı nedeniyle iki büyük gezegene de sahiptir. Bununla birlikte, bu gezegenlerin yörüngelerinin şekli dairesel olmaktan uzaktır, bu nedenle HD82943'e yaklaşımları nispeten sık görülür. Şu anda gökbilimciler, bu yıldızın eskiden çok daha fazla sayıda gezegene sahip olduğunu, ancak zamanla hepsini yuttuğunu kanıtlayabildiler.

Sarı Yıldız İsimleri - Örnekler

Toliman, star HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Kırmızı yıldızlar - kırmızı yıldızlar

Hayatınızda en az bir kez, siyah bir arka plan üzerinde yanan teleskopunuzun merceğinde gökyüzünde kırmızı yıldızlar gördüyseniz, bu anı hatırlamak, bu makalede ne yazılacağını daha net hayal etmenize yardımcı olacaktır. Böyle yıldızları hiç görmediyseniz, bir dahaki sefere onları bulmaya çalıştığınızdan emin olun.

Amatör bir teleskopla bile kolayca bulunabilen gökyüzündeki en parlak kırmızı yıldızların bir listesini yapmayı taahhüt ederseniz, hepsinin karbon olduğunu görebilirsiniz. İlk kırmızı yıldızlar 1868'de keşfedildi. Bu tür kırmızı devlerin sıcaklığı düşüktür, ayrıca dış katmanları çok miktarda karbonla doldurulur. Daha önce benzer yıldızlar iki tayf sınıfı oluşturuyorsa - R ve N, şimdi bilim adamları bunları bir genel sınıf - C olarak tanımladılar. Her tayf sınıfının 9'dan 0'a kadar alt sınıfları vardır. Aynı zamanda, C0 sınıfı, yıldızın bir yüksek sıcaklık, ancak C9 yıldızlarından daha az kırmızı. Tüm karbonun baskın olduğu yıldızların doğal olarak değişken olması da önemlidir: uzun dönemli, yarı düzenli veya düzensiz.

Ayrıca, en ünlüsü m Cephei olan böyle bir listeye kırmızı yarı düzenli değişkenler adı verilen iki yıldız dahil edildi. William Herschel, ona “nar” adını veren sıra dışı kırmızı rengiyle de ilgilenmeye başladı. Bu tür yıldızlar, birkaç on ila birkaç yüz gün sürebilen, parlaklıktaki düzensiz bir değişiklik ile karakterize edilir. Bu tür değişken yıldızlar M sınıfına aittir (yüzey sıcaklığı 2400 ila 3800 K arasında olan soğuk yıldızlar).

Derecelendirmedeki tüm yıldızların değişken olduğu gerçeği göz önüne alındığında, tanımlamalara biraz açıklık getirmek gerekir. Genellikle kırmızı yıldızların iki bileşenden oluşan bir adı olduğu kabul edilir - Latin alfabesinin harfi ve değişken takımyıldızın adı (örneğin, T Hare). Bu takımyıldızda keşfedilen ilk değişkene R harfi ve benzeri, Z harfine kadar atanır. Bu tür birçok değişken varsa, onlar için RR'den ZZ'ye çift Latin harfleri kombinasyonu sağlanır. Bu yöntem, 334 nesneyi "adlandırmanıza" izin verir. Ayrıca yıldızlar, bir seri numarası (V228 Cygnus) ile birlikte V harfi kullanılarak da belirtilebilir. Derecelendirmenin ilk sütunu, değişkenlerin belirlenmesi için ayrılmıştır.

Tablodaki sonraki iki sütun, 2000.0 periyodundaki yıldızların konumunu gösterir. Uranometria 2000.0'ın astronomi meraklıları arasında artan popülaritesinin bir sonucu olarak, derecelendirmenin son sütunu, derecelendirmedeki her bir yıldız için arama grafiğinin numarasını görüntüler. Bu durumda, ilk hane hacim numarasının bir göstergesidir ve ikincisi kartın seri numarasıdır.

Derecelendirme ayrıca yıldız büyüklüklerinin maksimum ve minimum parlaklık değerlerini de gösterir. Parlaklığı minimum olan yıldızlarda daha büyük bir kırmızı renk doygunluğunun gözlemlendiğini hatırlamakta fayda var. Değişkenlik periyodu bilinen yıldızlar için gün sayısı olarak gösterilir, ancak doğru periyodu olmayan nesneler Irr olarak gösterilir.

Bir karbon yıldızı bulmak çok fazla beceri gerektirmez, teleskopunuzun onu görmeye yetecek güce sahip olması yeterlidir. Boyutu küçük olsa bile belirgin kırmızı rengi dikkatinizi çekmeli. Bu nedenle, onları hemen bulamazsanız üzülmeyin. Yakındaki parlak bir yıldızı bulmak için atlası kullanmak ve ondan kırmızı olana geçmek yeterlidir.

Farklı gözlemciler karbon yıldızlarını farklı görürler. Bazıları için yakutlara veya uzaktan yanan bir kor gibiler. Diğerleri bu tür yıldızlarda kıpkırmızı veya kan kırmızısı tonlar görür. Yeni başlayanlar için, sıralamadaki en parlak altı kırmızı yıldızın bir listesi var ve onları bulursanız, güzelliklerinin tadını sonuna kadar çıkarabilirsiniz.

Kızıl Yıldız İsimleri - Örnekler

Renge göre yıldızlardaki farklılıklar

Tarif edilemez renk tonlarına sahip çok çeşitli yıldızlar var. Sonuç olarak, bir takımyıldız bile mavi ve safir yıldızlara dayanan "Mücevher Kutusu" adını aldı ve tam merkezinde parlak bir şekilde parlayan turuncu bir yıldız var. Güneşi düşünürsek, soluk sarı bir renge sahiptir.

Yıldızların rengindeki farkı etkileyen doğrudan bir faktör, yüzey sıcaklıklarıdır. Basitçe açıklanmıştır. Işık, doğası gereği dalga biçimindeki radyasyondur. Dalga boyu - bu, tepeleri arasındaki mesafedir, çok küçüktür. Hayal etmek için 1 cm'yi 100 bin özdeş parçaya bölmeniz gerekiyor. Bu parçacıklardan birkaçı ışığın dalga boyunu oluşturacaktır.

Bu sayının oldukça küçük olduğu düşünülürse, her biri, hatta en önemsizi bile, gözlemlediğimiz tablonun değişmesine neden olacaktır. Sonuçta, vizyonumuz farklı dalga boylarındaki ışık dalgalarını farklı renkler olarak algılar. Örneğin mavi, uzunluğu kırmızıdan 1,5 kat daha kısa olan dalgalara sahiptir.

Ayrıca, hemen hemen her birimiz, sıcaklığın vücut rengi üzerinde en doğrudan etkiye sahip olabileceğini biliyoruz. Örneğin, herhangi bir metal nesneyi alıp ateşe verebilirsiniz. Isındıkça kırmızıya döner. Ateşin sıcaklığı önemli ölçüde artarsa, nesnenin rengi de değişir - kırmızıdan turuncuya, turuncudan sarıya, sarıdan beyaza ve son olarak beyazdan mavi-beyaza.

Güneş, 5.5 bin 0 C civarında bir yüzey sıcaklığına sahip olduğu için sarı yıldızların tipik bir örneğidir. Ancak en sıcak mavi yıldızlar 33 bin dereceye kadar ısınabilir.

Renk ve sıcaklık, bilim adamları tarafından fiziksel yasaların yardımıyla ilişkilendirilmiştir. Bir cismin sıcaklığı, radyasyonu ile doğru orantılı ve dalga boyu ile ters orantılıdır. Mavi, kırmızıdan daha kısa dalga boylarına sahiptir. Sıcak gazlar, enerjisi sıcaklıkla doğru orantılı ve dalga boyu ile ters orantılı olan fotonlar yayar. Mavi-mavi radyasyon aralığının en sıcak yıldızların özelliği olmasının nedeni budur.

Yıldızların üzerindeki nükleer yakıt sınırsız olmadığı için tüketilme eğilimindedir ve bu da yıldızların soğumasına neden olur. Bu nedenle orta yaşlı yıldızlar sarıdır ve yaşlı yıldızları kırmızı olarak görürüz.

Güneş'in gezegenimize çok yakın olmasının bir sonucu olarak rengi doğru bir şekilde tanımlanabilir. Ancak bir milyon ışıkyılı uzaklıktaki yıldızlar için görev daha karmaşık hale geliyor. Bu amaçla spektrograf adı verilen bir cihaz kullanılır. Bu sayede bilim adamları, yıldızların yaydığı ışığı geçirir ve bunun sonucunda hemen hemen her yıldızı spektral olarak analiz etmek mümkündür.

Ek olarak, bir yıldızın rengini kullanarak yaşını belirleyebilirsiniz, çünkü. matematiksel formüller, yaşını hesaplamanın kolay olduğu bir yıldızın sıcaklığını belirlemek için spektral analizin kullanılmasına izin verir.

Yıldızların video sırları online izle

yıldızlar ne renk

Yıldız renkleri. Yıldızların çeşitli renkleri vardır. Arcturus sarı-turuncu bir renk tonuna sahiptir, Rigel beyaz-mavi, Antares parlak kırmızıdır. Bir yıldızın tayfındaki baskın renk, yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır. Bir yıldızın gaz zarfı, neredeyse ideal bir yayıcı (kesinlikle siyah cisim) gibi davranır ve M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) ve V. Wien (1864–) tarafından yazılan klasik radyasyon yasalarına tamamen uyar. 1928), vücut ısısını ve radyasyonunun doğasını ilişkilendirir. Planck yasası, bir cismin spektrumundaki enerji dağılımını tanımlar. Artan sıcaklıkla toplam radyasyon akışının arttığını ve spektrumdaki maksimumun kısa dalgalara doğru kaydığını belirtir. Maksimum radyasyonu açıklayan dalga boyu (santimetre cinsinden) Wien yasası ile belirlenir: ben maks = 0.29/ T. Antares'in kırmızı rengini açıklayan bu yasadır ( T= 3500 K) ve Rigel'in mavimsi rengi ( T= 18000K). Stefan yasası, tüm dalga boylarında (metrekare başına watt olarak) toplam ışıma akısını verir: E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Yıldızların spektrumları. Yıldız spektrumlarının incelenmesi, modern astrofiziğin temelidir. Spektrum, yıldızın atmosferindeki gazın kimyasal bileşimini, sıcaklığını, basıncını ve hızını belirlemek için kullanılabilir. Çizgilerin Doppler kayması, örneğin ikili bir sistemde yörünge boyunca yıldızın hızını ölçmek için kullanılır.

Çoğu yıldızın tayfında soğurma çizgileri görülebilir; radyasyonun sürekli dağılımındaki dar boşluklar. Bunlara Fraunhofer veya absorpsiyon hatları da denir. Spektrumda oluşurlar, çünkü yıldızın atmosferinin sıcak alt katmanlarından gelen radyasyon, daha soğuk üst katmanlardan geçerek, belirli atom ve moleküllerin belirli dalga boylarında emilir.

Yıldızların absorpsiyon spektrumları büyük ölçüde değişir; bununla birlikte, herhangi bir kimyasal elementin çizgilerinin yoğunluğu, yıldız atmosferindeki gerçek miktarını her zaman yansıtmaz: çok daha büyük ölçüde, spektrumun şekli yıldız yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır. Örneğin, çoğu yıldızın atmosferinde demir atomları bulunur. Bununla birlikte, tüm demir atomları iyonize olduğundan, sıcak yıldızların tayfında nötr demir çizgileri yoktur. Hidrojen, tüm yıldızların ana bileşenidir. Ancak hidrojenin optik çizgileri, yeterince uyarılmamış olduğu soğuk yıldızların tayfında ve tamamen iyonize olduğu çok sıcak yıldızların tayfında görünmez. Ancak yüzey sıcaklığı yakl. 10.000 K'da en güçlü absorpsiyon çizgileri, atomların ikinci enerji seviyesinden geçişleri sırasında oluşan Balmer hidrojen serisinin çizgileridir.

Yıldızın atmosferindeki gaz basıncının da tayf üzerinde bir miktar etkisi vardır. Aynı sıcaklıkta, iyonize atomların hatları düşük basınçlı atmosferlerde daha güçlüdür, çünkü orada bu atomların elektronları yakalama olasılıkları daha düşüktür ve dolayısıyla daha uzun yaşarlar. Atmosferik basınç, büyüklük ve kütleyle ve dolayısıyla belirli bir tayf tipindeki bir yıldızın parlaklığıyla yakından ilişkilidir. Spektrumdan basıncı belirledikten sonra, yıldızın parlaklığını hesaplamak ve onu görünür parlaklıkla karşılaştırarak "mesafe modülünü" belirlemek mümkündür ( M- m) ve yıldıza olan doğrusal mesafe. Bu çok kullanışlı yönteme spektral paralaks yöntemi denir.

Renk indeksi. Bir yıldızın tayfı ve sıcaklığı, renk indeksi ile yakından ilişkilidir, yani. spektrumun sarı ve mavi aralıklarındaki yıldızın parlaklık oranı ile. Enerjinin spektrumdaki dağılımını tanımlayan Planck yasası, renk indeksi için bir ifade verir: C.I. = 7200/ T- 0.64. Soğuk yıldızlar, sıcak olanlardan daha yüksek bir renk indeksine sahiptir, yani. soğuk yıldızlar sarı renkte maviden daha parlaktır. Sıcak (mavi) yıldızlar, geleneksel fotoğraf plakalarında daha parlak görünürken, soğuk yıldızlar göze ve sarı ışınlara duyarlı özel fotoğraf emülsiyonlarına daha parlak görünür.

Spektral sınıflandırma. Tüm yıldız spektrumları, mantıksal bir sisteme yerleştirilebilir. Harvard spektral sınıflandırması ilk olarak Henry Draper'ın yıldız tayfları kataloğu, E. Pickering (1846–1919) rehberliğinde hazırlanmıştır. İlk olarak, spektrumlar satır yoğunluklarına göre sıralandı ve alfabetik sıraya göre harflerle etiketlendi. Ancak daha sonra geliştirilen spektrumların fiziksel teorisi, onları bir sıcaklık dizisinde düzenlemeyi mümkün kıldı. Spektrumların harf ataması değiştirilmedi ve şimdi ana tayf sınıflarının sıcaktan soğuk yıldızlara sıralaması şuna benziyor: O B A F G K M. R, N ve S ek sınıfları, K ve M'ye benzer tayfları belirtir, ancak bir farklı kimyasal bileşim. Her iki sınıf arasında, 0'dan 9'a kadar sayılarla gösterilen alt sınıflar tanıtılır. Örneğin, A5 tipi spektrum, A0 ile F0 arasında ortadadır. Ek harfler bazen yıldızların özelliklerini belirtir: “d” bir cücedir, “D” bir beyaz cücedir, “p” tuhaf (olağandışı) bir spektrumdur.

En doğru spektral sınıflandırma, W. Morgan ve F. Keenan tarafından Yerkes Gözlemevinde oluşturulan MK sistemidir. Bu, spektrumların hem sıcaklığa hem de yıldızların parlaklığına göre düzenlendiği iki boyutlu bir sistemdir. Tek boyutlu Harvard sınıflandırmasıyla sürekliliği, sıcaklık dizisinin aynı harf ve sayılarla (A3, K5, G2, vb.) ifade edilmesidir. Ancak, sırasıyla, parlak üstdevleri, üstdevleri, parlak devleri, normal devleri, altdevleri, cüceleri (ana dizi yıldızları) ve alt cüceleri gösteren, Roma rakamlarıyla işaretlenmiş ek parlaklık sınıfları tanıtıldı: Ia, Ib, II, III, IV, V ve VI. . Örneğin, G2 V ataması Güneş gibi bir yıldıza atıfta bulunurken, G2 III ataması, Güneş'inkiyle yaklaşık olarak aynı sıcaklığa sahip normal bir dev olduğunu gösterir.

Farklı renklerde yıldızlar

Güneşimiz soluk sarı bir yıldızdır. Genel olarak, yıldızların rengi, şaşırtıcı derecede çeşitli bir renk paletidir. Takımyıldızlardan birine "Mücevher Kutusu" denir. Safir mavisi yıldızlar, gece gökyüzünün siyah kadifesine dağılmış durumda. Aralarında, takımyıldızın ortasında parlak turuncu bir yıldız var.

Yıldızların rengindeki farklılıklar

Yıldızların rengindeki farklılıklar, yıldızların farklı sıcaklıklara sahip olmasıyla açıklanmaktadır. Bu yüzden oluyor. Işık dalga radyasyonudur. Bir dalganın tepeleri arasındaki mesafeye uzunluğu denir. Işık dalgaları çok kısadır. Ne kadar? Bir inç'i 250.000 eşit parçaya bölmeyi deneyin (1 inç, 2.54 santimetreye eşittir). Bu parçaların birçoğu bir ışık dalgasının uzunluğunu oluşturur.

Bu kadar önemsiz bir ışık dalga boyuna rağmen, ışık dalgalarının boyutları arasındaki en ufak bir fark, gözlemlediğimiz resmin rengini önemli ölçüde değiştirir. Bunun nedeni, farklı uzunluklardaki ışık dalgalarının tarafımızca farklı renkler olarak algılanmasıdır. Örneğin kırmızının dalga boyu mavinin dalga boyundan bir buçuk kat daha uzundur. Beyaz renk, farklı uzunluktaki ışık dalgalarının fotonlarından, yani farklı renkteki ışınlardan oluşan bir ışındır.

Vücutların renginin sıcaklıklarına bağlı olduğunu günlük deneyimlerimizden biliyoruz. Demir pokeri ateşe koyun. Isıtıldığında, önce kırmızıya döner. Sonra daha da kızarır. Poker eritmeden daha da fazla ısıtılabilseydi, kırmızıdan turuncuya, sonra sarıya, sonra beyaza ve sonunda mavi-beyaza dönerdi.