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.
Разделение 27 позволяет визуально разделять звезды даже с небольшим оборудованием.
- Расстояние между звездами составляет всего 0, 2 дюйма.
- Есть еще один, но очень темный компонент.
- Он расположен в 1 дюйм от основного ингредиента.
- Это двойная звезда оптически, без гравитационных связей между компонентами.
Интересно, что при более высоких увеличениях цвета теряют свою интенсивность. Он состоит из двух звезд со сходными размерами звезд, разделенных большим расстоянием 62 дюйма. Два компонента подходят для визуального разделения с использованием простейшего оборудования. Третья звезда, очень темная, находится на расстоянии около 4 дюймов от самых ярких ингредиентов. Наблюдатели будут оценивать цвет самого слабого компонента как слегка фиолетово-красноватого. Светлее звезды, яркость 2, 2 м, а темнее - всего 8, большое расстояние между объектами делает видимую слабую звезду и не умирает в ярком блеске самого яркого компаньона.
- Ну Драконис - очень благодарен за двойную систему.
- Соотношения цветов обеих звезд аналогичны.
- Также стоит добавить, что ν2 - двойная спектроскопическая звезда.
- Это проблема для держателей чуть больших телескопов.
- Оба объекта разделены расстоянием 70 дюймов.
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.
Эффект контраста значительно усиливается из-за большой разницы в яркости звезд. На расстоянии 15 имеется более темный компонент с низкой яркостью 7, 3, индекс цвета 0, 1 и принадлежащий спектральному типу А2 основной последовательности. Наиболее часто упоминаемые цвета: бело-красноватые и синие, светло-желтые и серые, интенсивно синие и зеленоватые. Расстояние между А и В составляет 2, 7 и между А и С 7, 4. . На самом деле звезда красная. Следовательно, связь больше с синим, чем с красным.
- Контрастность и интенсивность обоих цветов потрясающая.
- Гамма Андромеды - тройная звезда.
- Пара γ1 и γ2 легко отделяется даже небольшим телескопом.
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.
Каждый человек знает, как выглядят звезды на небе. Крошечные, сияющие холодным белым светом огоньки. В древности люди не могли придумать объяснения этому явлению. Звезды считали глазами богов, душами умерших предков, хранителями и защитниками, оберегающими покой человека в ночной тьме. Тогда никто и подумать не мог, что Солнце - это тоже звезда.
Что такое звезда
Много веков прошло, прежде чем люди поняли, что представляют собой звезды. Виды звезд, их характеристики, представления о происходящих там химических и физических процессах - это новая область знания. Древние астрономы даже предположить не могли, что такое светило на самом деле вовсе не крохотный огонек, а невообразимых размеров шар раскаленного газа, в котором происходят реакции термоядерного синтеза. Есть странный парадокс в том, что неяркий звездный свет - это ослепительное сияние ядерной реакции, а уютное солнечное тепло - чудовищный жар миллионов кельвинов.
Все звезды, которые можно увидеть на небосводе невооруженным глазом, находятся в галактике Солнце - тоже часть этой причем расположено оно на ее окраине. Невозможно себе вообразить, как выглядело бы ночное небо, если бы Солнце находилось в центре Млечного Пути. Ведь количество звезд в этой галактике - более 200 миллиардов.
Немного об истории астрономии
Древние астрономы тоже могли бы рассказать необычное и интересное о звездах на небе. Уже шумеры выделяли отдельные созвездия и зодиакальный круг, они же впервые рассчитали деление полного угла на 360 0 . Они же создали лунный календарь и смогли синхронизировать его с солнечным. Египтяне считали, что Земля находится в но при этом знали, что Меркурий и Венера вращаются вокруг Солнца.
В Китае астрономией как наукой занимались уже в конце ІІІ тысячелетия до н. э., а 
первые обсерватории появились в XII в. до н. э. Они изучали лунные и солнечные затмения, сумев при этом понять их причину и даже рассчитав прогнозные даты, наблюдали метеоритные потоки и траектории комет.
Древние инки знали различия между звездами и планетами. Есть косвенные доказательства того, что им были известны Галилеевы и визуальная размытость очертаний диска Венеры, обусловленная наличием на планете атмосферы.
Древние греки смогли доказать шарообразность Земли, выдвинули предположение о гелиоцентричности системы. Они пытались рассчитать диаметр Солнца, пускай и ошибочно. Но греки были первыми, кто в принципе предположил, что Солнце больше Земли, до этого все, полагаясь на визуальные наблюдения, считали иначе. Грек Гиппарх впервые создал каталог светил и выделил разные виды звезд. Классификация звезд в этом научном труде опиралась на интенсивность свечения. Гиппарх выделил 6 классов яркости, всего в каталоге было 850 светил.
На что обращали внимание древние астрономы
Первоначальная классификация звезд основывалась на их яркости. Ведь именно этот критерий является единственно доступным для астронома, вооруженного только телескопом. Самые яркие или обладающие уникальными видимыми свойствами звезды даже получали собственные имена, причем у каждого народа они свои. Так, Денеб, Ригель и Алголь - названия арабские, Сириус - латинское, а Антарес - греческое. Полярная звезда в каждом народе имеет собственное название. Это, пожалуй, одна из самых важных в «практическом смысле» звезд. Ее координаты на ночном небосводе неизменны, несмотря на вращение земли. Если остальные звезды движутся по небу, проходя путь от восхода до заката, то Полярная звезда не меняет своего местоположения. Поэтому именно ее использовали моряки и путешественники в качестве надежного ориентира. Кстати, вопреки распространенному заблуждению, это вовсе не самая яркая звезда на небосклоне. Полярная звезда внешне никак не выделяется - ни по размерам, ни по интенсивности свечения. Найти ее можно, только если знать, куда смотреть. Она располагается на самом конце «рукоятки ковша» Малой Медведицы.
На чем основывается звездная классификация
Современные астрономы, отвечая на вопрос о том, какие виды звезд бывают, вряд ли станут упоминать яркость свечения или расположение на ночном небосводе. Разве что в порядке исторического экскурса или в лекции, рассчитанной на совсем уж далекую от астрономии аудиторию.
Современная классификация звезд основывается на их спектральном анализе. При этом обычно еще указывают массу, светимость и радиус небесного тела. Все эти показатели даются в соотношении с Солнцем, то есть именно его характеристики приняты в качестве единиц измерения.
Классификация звезд опирается на такой критерий, как абсолютная Это видимая степень яркости без атмосферы, условно расположенного на расстоянии 10 парсек от точки наблюдения.
Кроме этого учитывают переменности блеска и размеры звезды. Виды звезд в настоящее время определяются их спектральным классом и уже детальнее - подклассом. Астрономы Рассел и Герцшпрунг независимо друг от друга проанализировали зависимость между светимостью, абсолютной звездной величиной, температурной поверхностью и спектральным классом светил. Они построили диаграмму с соответствующими осями координат и обнаружили, что результат вовсе не хаотичен. Светила на графике располагались отчетливо различимыми группами. Диаграмма позволяет, зная спектральный класс звезды, определить хотя бы с приблизительной точностью ее абсолютную звездную величину.
Как рождаются звезды
Эта диаграмма послужила наглядным доказательством в пользу современной теории эволюции данных небесных тел. На графике отчетливо видно, что самым многочисленным классом являются относящиеся к так называемой главной последовательности звезды. Виды звезд, принадлежащих к этому сегменту, находятся в наиболее распространенной в данный момент во Вселенной точке развития. Это этап развития светила, при котором энергия, затраченная на излучение, компенсируется полученной в ходе термоядерной реакции. Длительность пребывания на данном этапе развития определяется массой небесного тела и процентным содержанием элементов тяжелее гелия.
Общепризнанная в данный момент теория эволюции звезд гласит, что на начальном 
этапе развития светило представляет собой разряженное гигантское газовое облако. Под влиянием собственного тяготения оно сжимается, постепенно превращаясь в шар. Чем сильнее сжатие, тем интенсивнее гравитационная энергия переходит в тепловую. Газ раскаляется, и когда температура достигает 15-20 млн К, в новорожденной звезде запускается термоядерная реакция. После этого процесс гравитационного сжатия приостанавливается.
Основной период жизни звезды
Поначалу в недрах юного светила преобладают реакции водородного цикла. Это самый длительный период жизни звезды. Виды звезд, находящихся на этом этапе развития, и представлены в самой массовой главной последовательности описанной выше диаграммы. Со временам водород в ядре светила заканчивается, превратившись в гелий. После этого термоядерное горение возможно только на периферии ядра. Звезда становится ярче, ее внешние слои значительно расширяются, а температура понижается. Небесное тело превращается в красный гигант. Этот период жизни звезды 
намного короче предыдущего. Дальнейшая ее судьба изучена мало. Есть различные предположения, но достоверных им подтверждений пока не получено. Самая распространенная теория гласит, что когда гелия становится слишком много, звездное ядро, не выдерживая собственной массы, сжимается. Температура растет до тех пор, пока уже гелий не вступает в термоядерную реакцию. Чудовищные температуры приводят к очередному расширению, и звезда превращается в красного гиганта. Дальнейшая судьба светила, по предположениям ученых, зависит от его массы. Но теории, касающиеся этого, всего лишь результат компьютерного моделирования, не подтвержденный наблюдениями.
Остывающие звезды
Предположительно, красные гиганты с малой массой будут сжиматься, превращаясь в карликов и постепенно остывая. Звезды средней массы могут трансформироваться в планетарные туманности, при этом в центре такого образования продолжит свое существование лишенное внешних покровов ядро, постепенно остывая и превращаясь в белого карлика. Если центральная звезда испускала значительное инфракрасное излучение, возникают условия для активации в расширяющейся газовой оболочке планетарной туманности космического мазера.
Массивные светила, сжимаясь, могут достигать такого уровня давления, что электроны буквально вминаются в атомные ядра, превращаясь в нейтроны. Поскольку между 
этими частицами нет сил электростатического отталкивания, звезда может сжаться до размера нескольких километров. При этом ее плотность превысит плотность воды в 100 миллионов раз. Такая звезда называется нейтронной и представляет собой, по сути, огромное атомное ядро.
Сверхмассивные звезды продолжают свое существование, последовательно синтезируя в процессе термоядерных реакций из гелия - углерод, затем кислород, из него - кремний и, наконец, железо. На этом этапе термоядерной реакции и происходит взрыв сверхновой. Сверхновые звезды, в свою очередь, могут превратиться в нейтронные либо, если их масса достаточно велика, продолжить сжатие до критического предела и образовать черные дыры.
Размеры
Классификация звезд по размеру может быть реализована двояко. Физический размер звезды может определяться ее радиусом. Единицей измерения в этом случае выступает радиус Солнца. Существуют карлики, звезды средней величины, гиганты и сверхгиганты. Кстати, само Солнце является как раз карликом. Радиус нейтронных звезд может достигать всего нескольких километров. А в сверхгиганте целиком поместится орбита планеты Марс. Под размером звезды может также пониматься ее масса. Она тесно связана с диаметром светила. Чем звезда больше, тем ниже ее плотность, и наоборот, чем светило меньше, тем плотность выше. Этот критерий вирируется не так уж сильно. Звезд, которые были бы больше или меньше Солнца в 10 раз, очень мало. Большая часть светил укладывается в интервал от 60 до 0,03 солнечных масс. Плотность Солнца, принимаемая за стартовый показатель, составляет 1,43 г/см 3 . Плотность белых карликов достигает 10 12 г/см 3 , а плотность разреженных сверхгигантов может быть в миллионы раз меньше солнечной.
В стандартной классификации звезд схема распределения по массе выглядит следующим образом. К малым относят светила с массой от 0,08 до 0,5 солнечной. К умеренным - от 0,5 до 8 солнечных масс, а к массивным - от 8 и более.
Классификация звезд. От голубых до белых
Классификация звезд по цвету на самом деле опирается не на видимое свечение тела, а на спектральные характеристики. Спектр излучения объекта определяется химическим составом звезды, от него же зависит ее температура.
Наиболее распространенной является Гарвардская классификация, созданная в начале 20 века. Согласно принятым тогда стандартам классификация звезд по цвету предполагает деление на 7 типов.
Так, звезды с самой высокой температурой, от 30 до 60 тыс. К, относят к светилам класса О. Они голубого цвета, масса подобных небесных тел достигает 60 солнечных масс (с. м.), а радиус - 15 солнечных радиусов (с. р.). Линии водорода и гелия в их спектре достаточно слабые. Светимость подобных небесных объектов может достигать 1 млн 400 тыс. солнечных светимостей (с. с.).
К звездам класса В относят светила с температурой от 10 до 30 тыс. К. Это небесные тела бело-голубого цвета, их масса начинается от 18 с. м., а радиус - от 7 с. м. Самая низкая светимость объектов такого класса составляет 20 тыс. с. с., а линии водорода в спектре усиливаются, достигая средних значений.
У звезд класса А температура колеблется от 7,5 до 10 тыс. К, они белого цвета. Минимальная масса таких небесных тел начинается от 3,1 с. м., а радиус - от 2,1 с. р. Светимость объектов находится в границах от 80 до 20 тыс. с. с. Линии водорода в спектре этих звезд сильные, появляются линии металлов.
Объекты класса F на самом деле желто-белого цвета, но выглядят белыми. Их температура колеблется в пределах от 6 до 7,5 тыс. К, масса варьируется от 1,7 до 3,1 с.м., радиус - от 1,3 до 2,1 с. р. Светимость таких звезд варьируется от 6 до 80 с. с. Линии водорода в спектре ослабевают, линии металлов, наоборот, усиливаются.
Таким образом, все виды белых звезд попадают в пределы классов от А до F. Дальше, согласно классификации, следуют желтые и оранжевые светила.
Желтые, оранжевые и красные звезды
Виды звезд по цвету распределяются от голубых к красным, по мере понижения температуры и уменьшения размеров и светимости объекта.
Звезды класса G, к которым относится и Солнце, достигают температуры от 5 до 6 тыс. К, они желтого цвета. Масса таких объектов - от 1,1 до 1,7 с. м., радиус - от 1,1 до 1,3 с. р. Светимость - от 1,2 до 6 с. с. Спектральные линии гелия и металлов интенсивны, линии водорода все слабее.
Светила, относящиеся к классу К, имеют температуру от 3,5 до 5 тыс. К. Выглядят они желто-оранжевыми, но истинный цвет этих звезд - оранжевый. Радиус данных объектов находится в промежутке от 0,9 до 1,1 с. р., масса - от 0,8 до 1,1 с. м. Яркость колеблется от 0,4 до 1,2 с. с. Линии водорода практически незаметны, линии металлов очень сильны.
Самые холодные и маленькие звезды - класса М. Их температура всего 2,5 - 3,5 тыс. К и кажутся они красными, хотя на самом деле эти объекты оранжево-красного цвета. Масса звезд находится в промежутке от 0,3 до 0,8 с. м., радиус - от 0,4 до 0,9 с. р. Светимость - всего 0,04 - 0,4 с. с. Это умирающие звезды. Холоднее их только недавно открытые коричневые карлики. Для них выделили отдельный класс М-Т.
Loading...