Какие звезды белые голубые желтые и красные
Величинами. По общему соглашению эти шкалы выбраны так, чтобы белая звезда, типа Сириуса, имела в обеих шкалах одну и ту же величину. Разность между фотографической и фотовизуальной величинами называется показателем цвета данной звезды. Для таких голубых звёзд, как Ригель, это число будет отрицательным, так как такие звёзды на обычной пластинке дают большее почернение, чем на чувствительной к жёлтому свету.
Они достаточно массивные звезды, чтобы не быть планетами, но слишком малы, чтобы считаться звездами с реакцией ядерного синтеза. Световая энергия исходит главным образом от нагревания звезды сокращением на себя. Ее излучение сосредоточено в области инфракрасного излучения.
Это самые маленькие и наименее массивные звезды. Их светимость порядка одного процента от солнечного света из-за их слабых реакций ядерного синтеза. Это также затрудняет их обнаружение. Согласно наблюдениям, этот тип звезд в основном составлял бы галактики.
Их масса находится между 0, 8 и 1, 2 раза больше, чем у Солнца. Солнце является типичным представителем. По оценкам, они составляют 10% звезд Млечного Пути. Реакции ядерного синтеза, действующие в их сердце, превращают водород в гелий. Их цвет ярко-желтый почти белый, и через 10 миллиардов лет эти звезды растут, чтобы стать красными гигантами.
У красных звёзд типа Бетельгейзе показатель цвета доходит до +2-3 звёздных величин. Это измерение цвета одновременно является и измерением поверхностной температуры звезды, причём голубые звёзды оказываются значительно горячее красных.
Поскольку показатели цвета можно довольно легко получить даже для очень слабых звёзд, они имеют большое значение при изучении распределения звёзд в пространстве.
Наконец, при сжатии они становятся белыми карликами, окруженными планетарной туманностью. Белые карлики - это остатки звезд в основной последовательности. Из-за сокращения звезды в конце их жизни они проявляют белый вид из-за высокой температуры поверхности, которой они обладают, но они излучают очень мало из-за их небольшой площади поверхности. Существуют различные спектральные типы. Плотность этих звезд важна.
Красный гигант - звезда, движущаяся за пределами основной последовательности. Когда звезда с массой, равной или большей, чем у Солнца, достигает конца своей жизни, сердечник гелия сжимается и поглощается водород верхних слоев. Этот новый режим работы звезды увеличит его внутреннее давление и раздует его. Его радиус увеличится от 10 до 100 раз от его первоначального радиуса. В его жизни как гигантской красной звезды быстро развивается, чтобы закончить в конце в нове или сверхновой.
К важнейшим инструментам исследования звезд, относятся приборы. Даже самый поверхностный взгляд на спектры звезд обнаруживает, что не все они одинаковы. Бальмеровские линии водорода в некоторых спектрах сильны, в некоторых - слабы, в некоторых — вообще отсутствуют.
Вскоре стало ясно, что спектры звёзд можно разделить на небольшое число классов, постепенно переходящих друг в друга. Ныне применяемая спектральная классификация была разработана в Гарвардской обсерватории под руководством Э. Пикеринга.
Это звезды с массой более 10 солнечных масс. Они быстро поглощают свой водород и имеют очень высокую температуру поверхности, поэтому их синеватый вид. Когда начинается слияние гелия, они набухают и становятся красными сверхгигантами. Красные сверхгиганты - это синие гигантские звезды, которые потребляют весь их водород. Как только реакции слияния гелия завершены, эти звезды начинают таять более тяжелые элементы, такие как железо, никель, титан и так далее. Эти звезды в конце концов взрываются в сверхновой.
Черные карлики являются гипотетическими объектами, вызванными охлаждением белых карликов. Эти звезды являются остатками очень массивного звездного сердца после взрыва сверхновой. Из невероятной плотности они обязаны своим именем тем фактом, что сила тяжести настолько сильна, что электроны больше, чем одна, с протонами, дающими нейтроны. Они имеют очень высокое магнитное поле и скорость вращения. Магнитное поле вызывает синхротронное излучение для их обнаружения. Если это излучение находится на оси наблюдения Земли, мы говорим о Пульсаре.
Вначале спектральные классы обозначались латинскими буквами в алфавитном порядке, но в процессе уточнения классификации установились следующие обозначения для последовательных классов: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, немногочисленные необычные звёзды объединяются в классы R, N и S, а отдельные индивидуумы, совершенно не укладывающиеся в эту классификацию, обозначаются символом PEC (peculiar — особенные).
Как маяк ночью, пучок заряженных частиц излучается с обеих сторон звезды с чрезвычайной регулярностью. Когда ядро мертвой звезды слишком массивно, чтобы превратиться в нейтронную звезду, она становится черной дырой, чрезвычайно массивной и компактной звездой. Его название исходит из того факта, что из черной дыры не исходит излучение, его гравитационное притяжение таково, что даже свет не может убежать от него. Астрономы могут, однако, знать, что они существуют, наблюдая излучение, испускаемое веществом непосредственно перед тем, как оно падает на черную дыру.
Интересно отметить, что расположение звёзд по классам является одновременно и расположением по цвету.
- Звёзды класса В, к которому относятся Ригель и многие другие звёзды в Орионе, - голубые;
- классов O и А - белые (Сириус, Денеб);
- классов F и G - жёлтые (Процион, Капелла);
- классов К и М, - оранжевые и красные (Арктур, Альдебаран, Антарес, Бетельгейзе).
Расположив спектры в том же порядке, мы видим, как максимум интенсивности излучения сдвигается от фиолетового к красному концу спектра. Это указывает на понижение температуры по мере перехода от класса О к классу М. Место звезды в последовательности определяется скорее температурой её поверхности, чем химическим составом. Принято считать, что химический состав один и тот же для огромного большинства звёзд, но различные температуры и давления на поверхности вызывают большие различия в звёздных спектрах.
Звезда в главной последовательности развивается в течение его жизни. Солнце рождается из-за краха газа в космосе. Этот газ, состоящий в основном из водорода, концентрируется до стадии, где давление такое, что начинается реакция ядерного синтеза. На протяжении большей части своей жизни наше солнце будет потреблять свой водород, чтобы превратить его в гелий. Как только пусто, солнце набухнет и станет красным гигантом. Сплав гелия начинается, этот красный гигант быстро станет нестабильным и взорвется в новой или сверхновой, от солнца остается только белый карлик и газы от взрыва, образующего планетарную туманность. синие гиганты имеют более короткую продолжительность жизни, поэтому их эволюция также различна: после потребления ее водорода, тогда его гелий гигантское давление позволяет слить более тяжелые элементы.
Голубые звёзды класса О являются самыми горячими. Их температура поверхности достигает 100 000°С. Спектры их легко узнать по присутствию некоторых характерных ярких линий или по распространению фона далеко в ультрафиолетовую область.
Непосредственно за ними следуют голубые звёзды класса В , также весьма горячие (поверхностная температура 25 000°С). Их спектры содержат линии гелия и водорода. Первые слабеют, а последние усиливаются при переходе к классу А .
Это вызывает всплеск звезды каждый раз, взрыв сверхновой звезды не оставляет белого карлика, а нейтронную звезду или черную дыру для самых массивных. Иллюстрация жизни солнца. Большинство звезд выглядят белыми, но самые яркие из них имеют цвет. Зеленых звезд нет, они не видны. Почему, объясняет Фил Филт.
Возьмите горелку и нагреть полоску железа. Сначала он будет сиять красным, затем оранжевым, а затем синим и белым. Каждое вещество с температурой выше абсолютного нуля излучает свет. Количество света и длина волны зависят от температуры. Чем теплее объект, тем короче длина волны волны.
В классах F и G (типичная звезда класса G - наше Солнце) постепенно усиливаются линии кальция и других металлов, как, например, железа и магния.
В классе К очень сильны линии кальция, появляются также молекулярные полосы.
Класс М включает красные звёзды с поверхностной температурой, меньшей 3000°С; в их спектрах видны полосы окиси титана.
Холодные объекты излучают радиоволны. Самые горячие излучают ультрафиолетовый свет или рентгеновское излучение. В очень узком температурном диапазоне нагревательные плиты будут излучать видимый свет с длиной волны приблизительно от 300 нм до 700 нм. Важно знать, что объекты не разделяют свет с одной длиной волны. Они испускают фотоны в диапазоне длин волн. Он немного похож на кривую колокола нормального распределения, но на низких длинах волн он падает быстрее и на более длинных длинах медленнее.
Это не означает, однако, что тело не излучает. Он может излучать любую длину волны и визуально иметь цвет. Спектр излучения зависит только от его температуры. Солнце, как и другие звезды, является наилучшим приближением для абсолютно черных тел. Примеры нескольких кривых для разных температур.
Классы R, N и S относятся к параллельной ветви холодных звёзд, в спектрах которых присутствуют другие молекулярные компоненты.
Для знатока, однако, есть очень большая разница между «холодной» и «горячей» звёздами класса В. В точной классификационной системе каждый класс подразделяется ещё на несколько подклассов. Самые горячие звёзды класса В относятся к подклассу ВО , звёзды со средней для данного класса температурой - к подклассу В5 , самые холодные звёзды - к подклассу В9 . Непосредственно за ними следуют звёзды подкласса АО .
Длина волны изображается вдоль оси х, а спектр видимых цветов применяется для справки. Можно отметить типичную форму колокола. Для горячих объектов максимальный отклонён влево до более коротких длин волн. Если он нагревается, кончик перемещается в синюю область или даже дальше на короткие длины волн. Самые горячие звезды излучают в основном в ультрафиолетовом спектре, более короткие длины волн, чем те, которые мы видим невооруженным глазом.
Но если пик солнца находится в сине-зеленой зоне, почему он не выглядит сине-зеленым? Дело в том, что хотя пик находится в сине-зеленой зоне, солнце излучает свет и в других цветах. Обратите внимание на график объекта с температурой, близкой к солнечной. Пик находится в сине-зеленой области, поэтому большая часть фотонов испускается в этом диапазоне. Но есть также синие и красные фотоны. Смотря на солнце, мы видим все эти цвета одновременно. Наши глаза смешивают их и производят один цвет - белый.
Изучение спектров звёзд оказывается весьма полезным, так как даёт возможность грубо расклассифицировать звёзды по абсолютным звёздным величинам. Например, звезда ВЗ является гигантом с абсолютной звёздной величиной, примерно равной - 2,5. Возможно, правда, что звезда окажется в десять раз ярче (абсолютная величина - 5,0) или в десять раз слабее (абсолютная величина 0,0), так как по одному только спектральному классу невозможно дать более точной оценки.
Некоторые говорят, что солнце желтое, но если бы оно было действительно желтым, облака и снег также были бы желтыми. Хорошо, Солнце не выглядит зеленым. Но можем ли мы победить температуру, чтобы мы получили зеленую звезду? Может быть, есть тот, который немного прохладнее или теплее Солнца?
Вина не в звездах, а внутри нас
Самая горячая звезда будет излучать больше синего цвета, а стартер будет красным, и наши глаза снова не станут зелеными. В наших глазах есть светочувствительные клетки - палочки и палочки. Палочки являются датчиками яркости, они не отличаются по цвету. Бусины видят цвета, и они три типа: чувствительны к красным, синим и зеленым. Когда они приходят в цвет, каждый срабатывает по-другому: красный цвет возбуждает красные шарики, а синий и зеленый не реагируют.
Устанавливая классификацию звёздных спектров, весьма важно попытаться внутри каждого спектрального класса отделить гиганты от карликов или там, где этого деления не существует, выделить из нормальной последовательности гигантов звёзды, обладающие слишком большой или слишком малой светимостью.
Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются во цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности. Так, температура поверхности довольно редких бело-голубых звезд типа t, Ориона составляет около 40 000 К, а самых холодных, темно-красных-около 3000 К. Примером последних может служить звезда ц Цефея, которая за свой интенсивный темно-красный цвет получила название «Гранатовая звезда». Естественно, существуют как более горячие, так и более холодные звезды, но значительно реже. Цвета нескольких наиболее ярких звезд приведены в таблице; правда, возможны расхождения в определении оттенков цвета звезд, поскольку это зависит от оборудования и зрения наблюдателя. Вообще, невооруженным глазом очень трудно определить цвет слабых звезд, тогда как на фотографиях он легко различим. Несомненно, цвет звезд гораздо легче определить при наблюдениях в телескоп с большой апертурой. Однако следует иметь в виду, что наблюдатели по-разному воспринимают цвет: у некоторых глаз более чувствителен к синим лучам н с трудом различает красные звезды или наоборот. Замечено также, что красные звезды кажутся тем ярче, чем дольше на них смотрят (особенно большие трудности это вызывает у исследователей переменных звезд). У двойных звезд довольно часто обнаруживаются весьма любопытные сочетания цветов, однако во многом это своеобразный оптический обман, порожденный эффектом контраста.
Большинство объектов не выделяют или не отражают один цвет, поэтому все бутылки возбуждаются одновременно, но в разной степени. Например, оранжевый возбуждает красные бусины в два раза сильнее зеленых, а синий остается в покое. Когда мозг получает сигнал от трех оболочек, он говорит: «Может быть, это оранжевый объект». Если зеленые бобы видят больше света, чем красные, а голубые ничего не видят, мы интерпретируем этот цвет как желтый.
Таким образом, единственный способ увидеть звезду как зеленый - испустить только зеленый свет. Но, как видно из предыдущего графика, это почти невозможно. Каждая звезда, излучающая преимущественно зеленый цвет, будет обесцвечена множеством красных и синих, а звезда будет выглядеть белой. Изменение температуры звезды превратит ее в оранжевую или желтую или красную или синюю, но она не станет зеленой. Наши глаза просто не видят этого таким образом.
Спектральные классы
В каталогах звезд обычно наряду с другими параметрами указываются спектральные классы, которые определяются наличием в спектре звезды той или иной линии поглощения и ее интенсивностью. А поскольку эти особенности спектра зависят от температуры поверхности звезды и от наличия химических элементов, «ответственных» за соответствующую спектральную линию, то спектральный класс позволяет более точно определить температуру звезды, чем ее цвет. Последовательность спектральных классов соответствует температурной последовательности, и в этой последовательности звезды, располагаясь в порядке убывания температуры, обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М (это первые буквы слов мнемонической фразы, позволяющей легко запомнить эту последовательность: «О Be A Fine Girl Kiss Me», в переводе: «О будь хорошей девочкой, поцелуй меня»). Существует еще несколько дополнительных спектральных классов, обозначаемых буквами R, N, S, С, WN, WC, к которым относят редкие звезды с отклонениями в химическом составе. Каждый спектральный класс разбивают на десять подклассов, присоединяя к соответствующей букве цифры от 0 до 9 (от более горячей к более холодным). Таким образом все звезды разбиты на спектральные классы от О5 до М8. Солнце, температура поверхности которого около 6000 К, относится к звездам спектрального класса G2. Звезды классифицируются также по размеру и светимости - количеству энергии, излучаемой всей поверхностью звезды за 1 с. Так, звезды типа Антареса (а Скорпиона), радиус которого превышает радиус орбиты Марса, относятся к сверхгигантам; звезды белого цвета с очень слабой светимостью, по размерам не превышающие Земли, относятся к белым карликам.
Почему, однако, в космосе есть зеленые объекты
Цвета, излучаемые звездами вместе с тем, как наши глаза интерпретируют эти цвета, гарантируют это. Звезды могут не быть всех цветов, но они приходят в цветах, чтобы выглядеть фантастически красивыми. Могут быть зеленые звезды, но зеленые объекты находятся в космосе. Но они излучают свет совсем по-другому, чем звезды - они вовсе не абсолютно черные тела. Они больше похожи на люминесцентные лампы, которые излучают свет в очень специфических цветах, а не постоянно по всему спектру.
Если космический газ горячий и содержит кислород, туманность может излучать яркий свет с длиной около 500 нанометров, только в зеленой части спектра. Эти объекты на самом деле выглядят очень зелеными через телескопы, но давайте не будем забывать - они не звезды!
Звездные величины и расстояния до звезд
Видимую яркость звезды оценивают в звездных величинах. Так, звезда, которая глазом воспринимается как звезда первой величины, почти в два раза ярче звезды второй величины, которая в свою очередь во столько же раз ярче звезды третьей величины, и т.д. Точные измерения показали, что разница в блеске в одну звездную величину соответствует отношению яркостей 2,512:1. Это отношение глаз и мозг воспринимают как различимый скачок яркости. Связь между звездными величинами и отношением яркостей звезд легче запомнить, приняв во внимание, что звезда первой величины ровно в 100 раз ярче звезды шестой величины. Кроме того, полезно знать звездные величины некоторых наиболее ярких звезд (см. таблицу). Как видно из таблицы, самые яркие звезды имеют отрицательные значения звездных величин. На практике довольно часто нужно знать точные значения звездных величин более слабых звезд, хоти бы в некоторых, избранных участках звездного неба. Обычно такие данные приводятся на картах небольших стандартных участков неба в созвездиях Малая Медведица, Южный Крест и Плеяды.
Несмотря на все достижения современной техника, определение расстояний до звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояния до звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры, ни даже астрономические единицы (а. е.). Астрономы используют такие единицы расстояний, как световой год (св. год), но чаще парсек (пк; сокращение от двух слов - паралакс, секунда) - расстояние, с которого радиус земной орбиты, равный 1 а. е., виден под углом в 1" (секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. г. = 206265 а.е. = 3.1 10" км. Для целей галактической и внегалактической астрономии используют еще более крупные единицы расстояний: килопарсек (1 кпк = 1000 пк) и мегапарсек (1 Мпк = 1 000 000 пк).
Звездную величину, определяемую при наблюдениях с Земли, называют видимой звездной величиной (обозначают буквой т). Очевидно, что видимая звездная величина зависит не только от собственной яркости звезды (ее светимости), но и от расстояния до нее. Так, звезда большой светимости, но расположенная очень далеко, видна слабенькой звездочкой, тогда как звезда малой светимости, но находящаяся близко к Земле, видна как яркая звезда. Чтобы получить представление о действительной яркости звезд (об их светимостях), нх мысленно помещают на одинаковое расстояние от Земли, равное 10 пк. Тогда их звездные величины рассматриваются как абсолютные звездные величины (обозначаемые буквой М); они характеризуют истинную, не зависящую от расстояния яркость звезд. Как видно из таблицы, разница между видимой и абсолютной звездными величинами может быть поразительной.