Желтые звезды самые горячие. Название белых звезд: описание и характеристики. Как рождаются звезды

Какого цвета звезды

Цвета звезд. Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах), на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: l max = 0,29/T . Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дает полный поток излучения на всех длинах волн (в ваттах с квадратного метра): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Спектры звезд. Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды. По доплеровскому смещению линий измеряют скорость движения самой звезды, например, по орбите в двойной системе.

В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.

Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород – это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения – это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня.

Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M - m ) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.

Показатель цвета. Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т.е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T – 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т.е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.

Спектральная классификация. Все разнообразие звездных спектров можно уложить в логичную систему. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера , подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919). Сначала спектры были расставлены по интенсивности линий и обозначены буквами в алфавитном порядке. Но развитая позже физическая теория спектров позволила расположить их в температурную последовательность. Буквенное обозначение спектров не изменили, и теперь порядок основных спектральных классов от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.

Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории. Это двумерная система, в которой спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Ее преемственность с одномерной Гарвардской классификацией в том, что температурная последовательность выражена теми же буквами и цифрами (A3, K5, G2 и т.д.). Но дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на яркие сверхгиганты, сверхгиганты, яркие гиганты, нормальные гиганты, субгиганты, карлики (звезды главной последовательности) и субкарлики. Например, обозначение G2 V относится к звезде типа Солнца, а обозначение G2 III показывает, что это нормальный гигант с температурой примерно как у Солнца.

В ясную ночь, присмотревшись, можно увидеть на небе мириады разноцветных звезд. Задумывались ли вы, от чего зависит оттенок их мерцания, и какие бывают цвета небесных светил?

Цвет звезды определяется температурой ее поверхности . Россыпь светил, словно драгоценные камни, имеет бесконечно разнообразные оттенки, словно волшебная палитра художника. Чем горячее объект, тем энергия излучения с его поверхности выше, а значит, короче длина испускаемых волн.

Даже незначительная разница в длине волны меняет воспринимаемый человеческим глазом цвет. Самые длинные волны имеют красный оттенок, с увеличением температуры он меняется на оранжевый, желтый, переходит в белый, а затем становится бело-синим.

Газовая оболочка светил выполняет функции идеального излучателя. По цвету звезды можно вычислить ее возраст и температуру поверхности. Конечно, оттенок при этом определяется не «на глаз», а с помощью специального инструмента - спектрографа.

Изучение спектра звезд - фундамент астрофизики нашего времени. То, какие бывают цвета небесных светил, является чаще всего единственной доступной для нас информацией о них.

Голубые звезды

Звезды голубого цвета - самые большие и горячие. Температура их внешних слоев составляет, в среднем, 10000 по Кельвину, а может достигать и 40000 для отдельных звездных гигантов.

В этом диапазоне излучают новые звезды, только начинающие свой «жизненный путь». Например, Ригель , одна из двух главных светил созвездия Ориона, голубовато-белая.

Желтые звезды

Центр нашей планетной системы - Солнце - имеет температуру поверхности, превосходящую 6000 по Кельвину. Из космоса оно и подобные ему светила выглядят ослепительно белыми, хотя с Земли кажутся, скорее, желтыми. Золотые звезды имеют средний возраст.

Из других известных нам светил белой звездой является и Сириус , хотя на глаз его цвет определить довольно сложно. Это происходит потому, что он занимает низкое положение над горизонтом, и по пути к нам его излучение сильно искажается за счет многократного преломления. В средних широтах Сириус, часто мерцая, способен всего за полсекунды продемонстрировать весь цветовой спектр!

Красные звезды

Темный красноватый оттенок имеют звезды с низкой температурой , например, красные карлики, масса которых составляет менее 7,5% от веса Солнца. Их температура ниже 3500 по Кельвину, и хотя их свечение представляет собой богатый перелив множества цветов и оттенков, мы видим его красным.

Гигантские светила, чье водородное топливо закончилось, также выглядят красными или даже коричневыми. В целом, в этом диапазоне спектра находится излучение старых и остывающих звезд.

Отчетливый красный оттенок имеет вторая из главных звезд созвездия Ориона, Бетельгейзе , а чуть правее и выше ее располагается на карте неба Альдебаран , имеющий оранжевый цвет.

Старейшая красная звезда из ныне существующих - HE 1523-0901 из созвездия Весов - гигантское светило второго поколения, найденное на окраинах нашей галактики на удалении в 7500 световых лет от Солнца. Ее возможный возраст составляет около 13,2 миллиарда лет, что не намного меньше предполагаемого возраста Вселенной.

О звездах

Послушайте! Ведь, если звезды зажигают -

значит - это кому-нибудь нужно?

Значит - это необходимо,

чтобы каждый вечер

над крышами

загоралась хоть одна звезда?!

И физиков, и лириков тянет поговорить о звездах, а художники пытаются запечатлеть звездное небо на своих полотнах.
Но любуясь мерцающими звездами на ночном небе, мы иногда вспоминаем, что звезды - это далекие, огромные и разнообразные миры.

Какие же бывают звезды?
Звезда с точки зрения астрономии — массивный светящийся газовый шар той же природы, что и Солнце .
Образуются звезды из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.
Звезды отличаются друг от друга по массе, спектру свечения, по этапам эволюции.
И вот какими бывают звезды

Спектральные классы
По спектральному классу звезды варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,0767 до 300 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности и массы. Спектральные классы - по порядку от горячих к холодным такие: (O, B, A, F, G, K, M).

Звездная диаграмма
В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» — «спектральный класс » различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой - главной последовательности звезд.

На главной последовательности находится и наше Солнце — типичная звезда спектрального класса G, желтый карлик.
Обозначение класса звёзд: сначала идет буквенное обозначение спектрального класса, далее арабскими цифрами спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме). Солнце имеет класс G2V.

Звезды главной последовательности
Эти звезды находятся на таком этапе жизни, при котором энергия излучения полностью компенсируется энергией, протекающих в ее центре, термоядерных реакций . Свечение у таких звезд может быть различное, в зависимости от вида реакции.
В этом классе ученые выделяют такие виды звезд: О- голубые, В- бело-голубые, А- белые, F- бело-желтые; G- желтые; К- оранжевые; М- красные.
Самую высокую температуру имеют звезды голубые, самую низкую - красные . Солнце относится к желтым разновидностям звезд, его возраст составляет чуть более 4,5 млрд. лет .
Гигантами считаются светила, имеющие диаметр и массу в десятки тысяч раз превосходящие Солнце.
Кстати, для запоминания классов звезд есть забавная мнемоническая фраза : Один Бритый Англичанин Финики Жует, Как Морковь (O, B, A, F, G, K, M)..

Оказаывается, многообразие видов звезд - это отражение количественных характеристик звезд (масса, химический состав) и эволюционного этапа на котором в данный момент находится звезда.
ЗВЁЗДНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение жизни.
Звезда за миллионы и миллиарды лет своей жизни проходит самые разные стадии эволюции…

Эволюция Солнца

Звезда может из звезды-гиганта превратиться в Белого карлика или Красного гиганта, а потом вспыхнуть Сверхновой или превратиться в страшную Черную дыру.
Как же происходят эти превращения?

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
Матерью каждого небесного тела можно именовать гравитацию, а отцом - сопротивление материи сжатию.
Звезда начинает свою жизнь как облако межзвёздного газа , сжимающееся под действием собственного тяготения и принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура возрастает.
Когда температура в центре достигает 15-20 млн , начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой !
Голубой гигант — звезда спектрального класса O или B . Это молодые горячие массивные звёзды. Массы голубых гигантов достигают 10—20 масс Солнца , а светимость в тысячи раз превышает солнечную.
На первой стадии жизни звезды в ней доминируют реакции водородного цикла . Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий , термоядерные реакции прекращаются.

Красный гигант - одна из стадий эволюции звезды.
Диаметр светила увеличивается к моменту выгорания водорода в его ядре. Свечение раскаленных газов приобретает красный оттенок, а температура их сравнительно невысока.

Без давления, возникавшего в ходе реакций и уравновешивавшего собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие . Температура и давление повышаются.
Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре около 100 млн не начнутся термоядерные реакции с участием гелия .
Возобновившееся термоядерное горение вещества, гелия, становится причиной чудовищного расширения звезды, её размер увеличивается в 100 раз! Звезда становится красным гигантом , а фаза горения гелия продолжается несколько миллионов лет.

Красные гиганты и сверхгиганты —звёзды с низкой температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m, а максимум их излучения в инфракрасном диапазоне.
Практически все красные гиганты являются переменными звёздами .
Происходит дальнейшее термоядерное превращение гелия (гелий — в углерод , углерод — в кислород , кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
Красный карлик
Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются такими миллиарды лет, а массивные сверхгиганты изменятся уже через несколько миллионов лет после формирования.
Звёзды среднего размера , как Солнце, остаются на главной последовательности около 10 миллиардов лет.
После гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; это вызывает сильную перестройку звезды. Размер атмосферы звезды увеличивается, и она начинает терять газ в виде потоков звёздного ветра .

Белый карлик или черная дыра?
Судьба звезды зависит от её исходной массы.
Ядро звезды может закончить эволюцию:
как белый карлик (маломассивные звёзды),
как нейтронная звезда (пульсар) — если её масса превышает предел Чандрасекара,
и как чёрная дыра — если масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова.
В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых .

Белые карлики
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденного ядра не уравновесит гравитацию .

В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом . Она лишена источников энергии и, остывая, становится тёмной и невидимой .

Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m).

Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали сильнее «новых звёзд». На самом деле все они новыми не являются, вспыхивают уже существующие звёзды. Но иногда вспыхивали звёзды, которые ранее были на небе не видны, что и создавало эффект появления новой звезды.

Гиперновая — коллапс тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; очень большая сверхновая. Термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 и более масс Солнца.

Переменная звезда — это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много. Например, если звезда двойная, то одна звезда, проходя по диску другой звезды, будет его затмевать.


Но в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами

Чёрная дыра — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света).


Граница этой области называется горизонтом событий , а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае он равен радиусу Шварцшильда .
R ш=2G M/с 2
где c — скорость света, M — масса тела, G — гравитационная постоянная.
………………………
Нейтронная звезда — астрономический объект, состоящий из нейтронной сердцевины и тонкой (∼1 км) коры вырожденного вещества, содержащей тяжёлые атомные ядра. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но радиусы составляют лишь десятки километров . Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых .

Так Крабовидная туманность в созвездии Тельца , является остатками сверхновой , взрыв которой наблюдался, согласно записям арабских и китайских астрономов, 4 июля 1054 года . Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время.
Крабовидная туманность в условных цветах (синий — рентгеновский, красный — оптический диапазон). В центре — пульсар .

Пульсар — космический источник периодического радио- (радиопульсар), оптического, рентгеновского или гамма излучений, приходящих на Землю в виде периодических импульсов .
Первый пульсар, нейтронная звезда , был открыт в июне 1967 г. Джоселин Белл, аспиранткой Э. Хьюиша. Она открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн . Феномен позже был объяснён, как направленный радиолуч от вращающегося объекта — своеобразный «космический маяк». Но обычные звёзды разрушились бы от столь высокой скорости вращения, на роль «маяков» подходили только нейтронные звезды.
За этот результат Хьюиш получил в 1974 году Нобелевскую премию.
Интересно , что сначала пульсару присвоили имя LGM-1 (от Little Green Men — маленькие зелёные человечки). Такое название было связано с предположением, что эти периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение . Потом гипотеза о сигналах внеземной цивилизации отпала.

Цефеиды — класс пульсирующих переменных звёзд с точной зависимостью период—светимость, названный по звезде δ Цефея . Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда .
Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции не компенсировали потери энергии на излучение. Их существование предсказали в середине XX в, а в 2004 году коричневый карлик впервые был обнаружен.


На сегодняшний день открыто достаточно таких звезд, их спектральный класс М — T.

Черный карлик -конечная стадия эволюции звезды с небольшой массой, остывшая и безжизненная.
......................
Другие Космические объекты

Белая дыра
Это гипотетический физический объект во Вселенной, в область которого ничто не может войти. Белая дыра является временной противоположностью чёрной дыры.
Квазары
Квазар — это чрезвычайно далекий, внегалактический объект с высокой светимостью и малым угловым размером, далёкое активное ядро галактики . По одной из теорий, квазары - галактики на начальном этапе развития, в которых сверхмассивная чёрная дыра поглощает окружающее вещество.
От слов quas istell a r («квазизвёздный», «похожий на звезду ») и (« »), дословно «квазизвёздный радиоисточник».

Галактика (др.-греч. молочный) — гигантская система из звёзд , звёздных скоплений , межзвёздного газа . Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего

Посмотрите на ночное небо, какие бывают звёзды. В ясные, темные ночи с нормальным зрением, вы можете видеть тысячи звезд, некоторые из них едва заметны, другие светят так ярко, что их видно, когда небо еще синее! Почему же некоторые звёзды ярче, чем другие?

По двум причинам. Одни просто ближе к нам, а другие, хоть и далеко, но размер их невообразимо велик. Давайте взглянем на небольшой участок южного неба.

Альфа Центавра (жёлтая), является одной из самых ярких звезд в ночном небе, она похожа на наше , только немного крупнее и ярче, и имеет примерно такой же цвет. Причина её яркости в том, что она находится (по космическим меркам) очень близко к нам: всего 4,4 световых года.

Но посмотрите на вторую по яркости звезду (чуть выше синяя), известную как Бета Центавра.
Бета Центавра на самом деле не соседка Альфа Центавра. Хотя желтая звезда и находится всего 4,4 световых годах от Земли, то Бета Центавра, расположена в 530 световых годах от Земли, или более чем в 100 раз дальше!

Почему же тогда Бета Центавра светит почти так же ярко, как и Альфа Центавра? Да потому, что это другой тип звезды! Какие бывают звёзды, если мы посмотрим по цвету. Жёлтая Альфа Центавра "G-типа", так же, как наше Солнце. А Бета Центавра является одной из голубых звезд, и относится к "В-типу" звезд.

Каждая звезда имеет 5 основных параметров: 1. Светимость, 2. Цвет, 3. Температура, 4. Размер, 5. масса. Эти характеристики существенно зависят друг от друга. Цвет зависит от температуры звезды, интенсивность зависит от температуры и размеров.

Цвет и температура звезды

Несмотря на оттенки, звезды имеют три основных цвета: красный, желтый и синий. Наше Солнце является одной из желтых звезд. Цвет зависит от её температуры. Температура жёлтых звезд на поверхности достигает 6000° С. Красные звёзды холоднее температура их поверхности от 2000° С до 3000° С. А самыми горячими считаются голубые звёзды, от 10 000° С до 100 000° С.

Звезды разного цвета

Наше Солнце - бледно-желтая звезда. Вообще цвет звезд - потрясающе разнообразная палитра красок. Одно из созвездий так и называется «Шкатулка с драгоценностями». По черному бархату ночного неба рассыпаны сапфирные, голубые звезды. Между ними, в середине созвездия, находится яркая оранжевая звезда.

Различия в цвете звезд

Различия в цвете звезд объясняются тем, что звезды имеют разную температуру. Вот отчего это происходит. Свет - это волновое излучение. Расстояние между гребнями одной волны называется ее длиной. Волны света очень коротки. Насколько? Попробуйте разделить дюйм на 250000 равных частей (1 дюйм равен 2,54 сантиметра). Несколько таких частей составят длину световой волны.

Несмотря на столь ничтожную длину световой волны, малейшая разница между размерами световых волн резко меняет цвет картинки, которую мы наблюдаем. Это происходит от того, что световые волны различной длины воспринимаются нами как разные цвета. Например, длина волны красного цвета в полтора раза больше, чем длина волны синего. Белый цвет - это луч, состоящий из фотонов световых волн различной длины, то есть из лучей разного цвета.

Из повседневного опыта нам известно, что цвет тел зависит от их температуры. Положите в огонь железную кочергу. Нагреваясь, она сначала приобретает красный цвет. Затем она покраснеет еще больше. Если бы кочергу можно было нагреть еще сильнее, не расплавив ее, то из красной она превратилась бы в оранжевую, потом в желтую, потом в белую и наконец, в сине-белую.