Все желтые звезды. Звезды

С помощью телескопа можно наблюдать 2 миллиарда звезд до 21 звездной величины. Существует Гарвардская спектральная классификация звезд. В ней спектральные классы расположены в порядке уменьшения температуры звезд. Классы обозначены буквами латинского алфавита. Их семь: O — B — A — P — O — K — M.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого 02), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные.

Яркость и цвет звезд

Все звезды имеют цвет. Различают голубые, белые, желтые, желтоватые, оранжевые и красные звезды. Например, Бетельгейзе - красная звезда, Кастор - белая, Капелла - желтая. По яркости они делятся на звезды 1-й, 2-й, ... n-й звездной величины (n max = 25). К истинным размерам термин «звездная величина» отношения не имеет. Звездная величина характеризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Звездные величины могут быть и дробными, и отрицательными. Шкала звездных величин основана на восприятии света глазом. Разделение звезд на звездные величины по видимой яркости выполнил древнегреческий астроном Гиппарх (180 - 110 гг. до н. э.). Наиболее ярким звездам Гиппарх приписал первую звездную величину; следующие по градации блеска (т. е. примерно в 2,5 раза более слабые) он посчитал звездами второй звездной величины; звезды, слабее звезд второй звездной величины в 2,5 раза, были названы звездами третьей звездной величины и т. д.; звездам на пределе видимости невооруженным глазом была приписана шестая звездная величина.

При такой градации блеска звезд получалось, что звезды шестой звездной величины слабее звезд первой звездной величины в 2,55 раза. Поэтому в 1856 г, английский астроном Н. К. Погсои (1829—1891 гг.) предложил считать звездами шестой величины те, которые слабее звезд первой звездной величины ровно в 100 раз. Все звезды расположены на разных расстояниях от Земли. Проще было бы сравнивать звездные величины, если бы расстояния были равны.

Звездная величина, которую звезда имела бы при расстоянии в 10 парсек, называется абсолютной звездной величиной. Обозначается абсолютная звездная величина - M , а видимая звездная величина - m .

Химический состав наружных слоев звезд, с которых приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а содержание остальных элементов достаточно невелико.

Температура и масса звезд

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности в единицу времени, определяется из закона Стефана - Больцмана.

Деление звезд на основании сопоставления светимости звезд сих температурой и цветом и абсолютной звездной величиной (диаграмма Герцшпрунга-Рессела):

главная последовательность (в центре ее находится Солнце - желтый карлик)
сверхгиганты (велики по размерам и большая светимость: Антарес, Бетельгейзе)
последовательность красных гигантов
карлики (белые - Сириус)
субкарлики
бело-голубая последовательность

Это разделение также и по возрасту звезды.

Различают следующие звезды:

обычные (Солнце);
двойные (Мицар, Албкор) делятся на:

а) визуально-двойные, если их двойственность замечена при наблюдении в телескоп;
б) кратные — это система звезд с числом больше чем 2, но меньше чем 10;
в) оптически-двойные - это такие звезды, что их близость является результатом случайной проекции на небо, а в пространстве они далеки;
г) физически-двойные — это звезды, которые образуют единую систему и обращаются под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс;
д) спектрально-двойные — это звезды, которые при взаимном обращении подходят близко друг к другу и их двойственность можно определить но спектру;
е) затменно-двойные - это звезды» которые при взаимном обращении загораживают друг друга;

переменные (б Цефея). Цефеиды — переменные по яркости звезды. Амплитуда изменения яркости составляет не более 1,5 звездной величины. Это пульсирующие звезды, т. е. они периодически расширяются и сжимаются. Сжатие наружных слоев вызывает их нагрев;

нестационарные.

Новые звезды - это звезды, которые существовали давно, но внезапно вспыхнули. Их яркость увеличилась за короткое время в 10 000 раз (амплитуда изменения яркости от 7 до 14 звездных величин).

Сверхновые звезды - это звезды, которые были незаметны на небе, но неожиданно вспыхнули и увеличили яркость в 1000 раз относительно обычных новых звезд.

Пульсар - нейтронная звезда, возникающая при взрыве сверхновой.

Данные об общем числе пульсаров и времени их жизни свидетельствуют, что в среднем в столетие рождаются 2-3 пульсара, это приблизительно совпадает с частотой вспышек сверхновых в Галактике.

Эволюция звезд

Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец умирают. Раньше астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На снимках 1947 г. в этом месте зафиксирована группа из трех звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959 г. эти продолговатые образования распались на отдельные звезды. Впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звезд буквально на глазах.

Во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления звезд. При изучении фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие черные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Эти газопылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звезд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объем их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звезд, по массе близких к Солнцу.

В черной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звездами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к ее центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газопы левое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, еще очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от ее внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнет падать к центру со скоростью немногим менее 2 км/с, то центра она достигнет только через 200 ООО лет.

Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Звезды С массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного топлива и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 массы Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик.

Если внимательно присмотреться к ночному небу, легко заметить, что звезды, глядящие на нас, различаются по цвету. Голубоватые, белые, красные, они светят ровно или мерцают, подобно елочной гирлянде. В телескоп различия в цвете становятся более очевидными. Причина, приведшая к такому разнообразию, кроется в температуре фотосферы. И, вопреки логичному предположению, самыми горячими являются не красные, а голубые, бело-голубые и белые звезды. Но обо всем по порядку.

Спектральная классификация

Звезды - громадные раскаленные шары, состоящие из газа. То, какими мы видим их с Земли, зависит от множества параметров. Например, звезды в действительности не мерцают. Убедиться в этом очень легко: достаточно вспомнить Солнце. Эффект мерцания возникает из-за того, что свет, идущий от космических тел к нам, преодолевает межзвездную среду, полную пыли и газа. Другое дело - цвет. Он является следствием нагрева оболочек (в особенности фотосферы) до определенных температур. Истинный цвет может отличаться от видимого, но разница, как правило, невелика.

Сегодня во всем мире используется гарвардская спектральная классификация звезд. Она является температурной и основывается на виде и относительной интенсивности линий спектра. Каждому классу соответствуют звезды определенного цвета. Разработана классификация была в обсерватории Гарварда в 1890-1924 гг.

Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь

Основных спектральных классов семь: O-B-A-F-G-K-M. Эта последовательность отражает постепенное снижение температуры (от О к М). Для ее запоминания существуют специальные мнемонические формулы. На русском языке одна из них звучит так: «Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь». К этим классам добавляются еще два. Буквами C и S обозначаются холодные светила с полосами окислов металла в спектре. Рассмотрим звездные классы подробнее:

Класс О характеризуется самой высокой температурой поверхности (от 30 до 60 тысяч Кельвинов). Звезды такого типа превышают Солнце по массе в 60, а по радиусу - в 15 раз. Их видимый цвет - голубой. По светимости они опережают нашу звезду более чем в миллион раз. Голубая звезда HD93129A, относящаяся к этому классу, характеризуется одним из самых больших показателей светимости среди известных космических тел. По этому показателю она опережает Солнце в 5 миллионов раз. Голубая звезда располагается на расстоянии в 7,5 тысяч световых лет от нас.
Класс В обладает температурой в 10-30 тысяч Кельвинов, массой, в 18 раз превышающей аналогичный параметр Солнца. Это бело-голубые и белые звезды. Их радиус больше, чем у Солнца, в 7 раз.
Класс А характеризуется температурой в 7,5-10 тысяч Кельвинов, радиусом и массой, превышающими в 2,1 и 3,1 раз соответственно аналогичные параметры Солнца. Это белые звезды.
Класс F: температура 6000-7500 К. Масса больше солнечной в 1,7 раз, радиус - в 1,3. С Земли такие звезды выглядят также белыми, их истинный цвет - желтовато-белый.
Класс G: температура 5-6 тысяч Кельвинов. К этому классу относится Солнце. Видимый и истинный цвет таких звезд - желтый.
Класс К: температура 3500-5000 К. Радиус и масса меньше солнечных, составляют 0,9 и 0,8 от соответствующих параметров светила. Видимый с Земли цвет этих звезд - желтовато-оранжевый.
Класс М: температура 2-3,5 тысячи Кельвинов. Масса и радиус - 0,3 и 0,4 от аналогичных параметров Солнца. С поверхности нашей планеты они выглядят красно-оранжевыми. К классу М принадлежат Бета Андромеды и Альфа Лисички. Яркая красная звезда, знакомая многим, - это Бетельгейзе (альфа Ориона). Лучше всего искать ее на небе зимой. Красная звезда расположена выше и чуть левее пояса Ориона.

Каждый класс делится на подклассы от 0 до 9, то есть от самых горячих до самых холодных. Номера звезд обозначают принадлежность к определенному спектральному типу и степень нагрева фотосферы по сравнению с другими светилами в группе. Например, Солнце относится к классу G2.

Визуальные белые

Таким образом, классы звезд с B по F с Земли могут выглядеть белыми. И только объекты, относящиеся к А-типу, имеют такую окраску на самом деле. Так, звезда Саиф (созвездие Орион) и Алголь (бета Персея) наблюдателю, не вооруженному телескопом, покажутся белыми. Они относятся к спектральному классу B. Их истинный цвет - бело-голубой. Также белыми кажутся Мифрак и Процион, самые яркие звезды в небесных рисунках Персей и Малый Пес. Однако их истинный цвет ближе к желтому (класс F).

Почему звезды белые для земного наблюдателя? Цвет искажается из-за огромного расстояния, отделяющего нашу планету от подобных объектов, а также объемных облаков пыли и газа, нередко встречающихся в космосе.

Класс А

Белые звезды характеризуются не столь высокой температурой, как представители класса О и В. Их фотосфера нагревается до 7,5-10 тысяч Кельвинов. Звезды спектрального класса А значительно крупнее Солнца. Их светимость также больше - примерно в 80 раз.

В спектрах А-звезд сильно выражены линии водорода серии Бальмера. Линии прочих элементов заметно слабее, однако они становятся более существенными по мере продвижения от подкласса А0 к А9. Для гигантов и сверхгигантов, относящихся к спектральному классу А, характерны чуть менее выраженные линии водорода, чем для звезд главной последовательности. В случае этих светил более заметными становятся линии тяжелых металлов.

К спектральному классу А относится немало пекулярных звезд. Таким термином обозначают светила, обладающие заметными особенностями в спектре и физических параметрах, что затрудняет их классификацию. Например, довольно редкие звезды типа лямбды Волопаса характеризуются недостатком тяжелых металлов и очень медленным вращением. В число пекулярных светил входят и белые карлики.

Классу А принадлежат такие яркие объекты ночного неба, как Сириус, Менкалинан, Алиот, Кастор и другие. Познакомимся с ними поближе.

Альфа Большого Пса

Сириус - самая яркая, хотя и не ближайшая, звезда на небе. Расстояние до него - 8,6 световых года. Для земного наблюдателя он кажется столь ярким потому, что имеет внушительные размеры и все-таки удален не так значительно, как многие другие крупные и яркие объекты. Ближайшая звезда к Солнцу - это альфа Центавра. Сириус в этом списке располагается на пятом месте.

Относится он к созвездию Большого Пса и представляет собой систему из двух компонентов. Сириус А и Сириус В разделены расстоянием в 20 астрономических единиц и вращаются с периодом чуть меньше 50 лет. Первый компонент системы - звезда главной последовательности, принадлежит спектральному классу А1. Его масса в два раза превышает солнечную, а радиус - в 1,7 раз. Именно его можно наблюдать невооруженным глазом с Земли.

Второй компонент системы - белый карлик. Звезда Сириус В практически равна нашему светилу по массе, что нетипично для таких объектов. Обычно белые карлики характеризуются массой в 0,6-0,7 солнечных. При этом размеры Сириуса В приближены к земным. Предполагается, что стадия белого карлика началась для этой звезды примерно 120 миллионов лет назад. Когда Сириус В располагался на главной последовательности, он, вероятно, представлял собой светило с массой в 5 солнечных и относился к спектральному классу В.

Сириус А, по подсчетам ученых, перейдет на следующую стадию эволюции примерно через 660 млн лет. Тогда он превратится в красного гиганта, а еще чуть позже - в белого карлика, как и его компаньон.

Альфа Орла

Как и Сириус, многие белые звезды, названия которых приведены ниже, из-за яркости и нередкого упоминания на страницах научно-фантастической литературы хорошо знакомы не только людям, увлекающимся астрономией. Альтаир - одно из таких светил. Альфа Орла встречается, например, у Урсулы ле Гуин и Стивина Кинга. На ночном небе эта звезда хороша заметна из-за яркости и относительно близкого расположения. Расстояние, разделяющее Солнце и Альтаир, составляет 16,8 световых лет. Из звезд спектрального класса А ближе к нам только Сириус.

Альтаир по массе превышает Солнце в 1,8 раз. Его характерной особенностью является очень быстрое вращение. Один оборот вокруг оси звезда совершает меньше чем за девять часов. Скорость вращения в районе экватора - 286 км/с. Как результат «шустрый» Альтаир сплюснут с полюсов. Кроме того, из-за эллиптичной формы от полюсов к экватору снижается температура и яркость звезды. Этот эффект назван «гравитационным потемнением».

Еще одна особенность Альтаира в том, что его блеск со временем меняется. Он относится к переменным типа дельты Щита.

Альфа Лиры

Вега - самая изученная звезда после Солнца. Альфа Лиры - первая звезда, у которой определили спектр. Она же стала вторым после Солнца светилом, запечатленным на фотографии. Вега вошла и в число первых звезд, до которых ученые измерили расстояние методом парлакса. Длительный период яркость светила принималась за 0 при определении звездных величин других объектов.

Хорошо знакома альфа Лиры и астроному-любителю, и простому наблюдателю. Она является пятой по яркости среди звезд, входит в астеризм Летний треугольник вместе с Альтаиром и Денеб.

Расстояние от Солнца до Веги - 25,3 световых года. Ее экваториальный радиус и масса больше аналогичных параметров нашего светила в 2,78 и 2,3 раз соответственно. Форма звезды далека от идеального шара. Диаметр в районе экватора заметно больше, чем у полюсов. Причина - огромная скорость вращения. На экваторе она достигает 274 км/с (для Солнца этот параметр равен чуть больше двух километров в секунду).

Одна из особенностей Веги - окружающий ее пылевой диск. Предположительно, что он возник в результате большого числа столкновений комет и метеоритов. Пылевой диск вращается вокруг звезды и разогревается под действием ее излучения. В результате возрастает интенсивность инфракрасного излучения Веги. Не так давно в диске были обнаружены несимметричности. Вероятное их объяснение - наличие у звезды по крайней мере одной планеты.

Альфа Близнецов

Второй по яркости объект в созвездии Близнецов - это Кастор. Он так же, как и предыдущие светила, относится к спектральному классу А. Кастор - одна из самых ярких звезд ночного неба. В соответствующем списке он располагается на 23 месте.

Кастор представляет собой кратную систему, состоящую из шести компонентов. Два основные элемента (Кастор А и Кастор В) вращаются вокруг общего центра масс с периодом 350 лет. Каждая из двух звезд является спектральной-двойной. Компоненты Кастора А и Кастора В менее яркие и относятся предположительно к спектральному классу М.

Кастор С не сразу был связан с системой. Изначально он обозначался как самостоятельная звезда YY Близнецов. В процессе исследований этой области неба стало известно, что это светило физически связано с системой Кастора. Звезда вращается вокруг общего для всех компонентов центра масс с периодом в несколько десятков тысяч лет и также является спектральной-двойной.

Бета Возничего

Небесный рисунок Возничего включает примерно 150 «точек», многие из них - это белые звезды. Названия светил мало что скажут человеку, далекому от астрономии, но это не умаляет их значения для науки. Самым ярким объектом небесного рисунка, относящимся к спектральному классу А, является Менкалинан или бета Возничего. Имя звезды в переводе с арабского означает «плечо обладателя поводьев».

Менкалинан - тройная система. Два ее компонента - субгиганты спектрального класса А. Яркость каждого из них превышает аналогичный параметр Солнца в 48 раз. Они разделены расстоянием в 0,08 астрономические единицы. Третий компонент - это красный карлик, удаленный от пары на 330 а. е.

Эпсилон Большой Медведицы

Самая яркая «точка» в, пожалуй, наиболее известном созвездии северного неба (Большая Медведица) - это Алиот, также относящийся к классу А. Видимая величина - 1,76. В списке самых ярких светил звезда занимает 33 место. Алиот входит в астеризм Большой ковш и располагается ближе других светил к чаше.

Спектр Алиота характеризуется необычными линиями, колеблющимися с периодом в 5,1 дня. Предполагается, что особенности связаны с воздействием магнитного поля звезды. Колебания спектра, по последним данным, могут возникать из-за близкого расположения космического тела с массой в почти 15 масс Юпитера. Так ли это, пока загадка. Ее, как и другие тайны звезд, астрономы пытаются понять каждый день.

Белые карлики

Рассказ о белых звездах будет неполным, если не упомянуть о той стадии эволюции светил, которая обозначается как «белый карлик». Название свое такие объекты получили из-за того, что первые обнаруженные из них принадлежали спектральному классу А. Это был Сириус В и 40 Эридана В. На сегодняшний день белыми карликами называют один из вариантов финальной стадии жизни звезды.

Остановимся более подробно на жизненном цикле светил.

Звездная эволюция

За одну ночь звезды не рождаются: любая из них проходит несколько стадий. Сначала облако газа и пыли начинает сжиматься под действием собственных сил тяготения. Медленно оно приобретает форму шара, при этом энергия гравитации превращается в тепло - растет температура объекта. В тот момент, когда она достигает величины в 20 миллионов Кельвинов, начинается реакция ядерного синтеза. Эта стадия и считается началом жизни полноценной звезды.

Большую часть времени светила проводят на главной последовательности. В их недрах постоянно идут реакции водородного цикла. Температура звезд при этом может различаться. Когда в ядре заканчивается весь водород, начинается новая стадия эволюции. Теперь топливом становится гелий. При этом звезда начинает расширяться. Ее светимость увеличивается, а температура поверхности, наоборот, падает. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом.

Масса гелиевого ядра постепенно увеличивается, и оно начинает сжиматься под собственным весом. Стадия красного гиганта заканчивается гораздо быстрее, чем предыдущая. Путь, по которому пойдет дальнейшая эволюция, зависит от изначальной массы объекта. Маломассивные звезды на стадии красного гиганта начинают раздуваться. В результате этого процесса объект сбрасывает оболочки. Образуется планетарная туманность и оголенное ядро звезды. В таком ядре завершились все реакции синтеза. Оно называется гелиевым белым карликом. Более массивные красные гиганты (до определенного предела) эволюционируют в углеродных белых карликов. В их ядрах присутствуют более тяжелые элементы, чем гелий.

Характеристики

Белые карлики - тела, по массе, как правило, очень близкие к Солнцу. При этом их размер соответствует земному. Колоссальная плотность этих космических тел и происходящие в их недрах процессы необъяснимы с точки зрения классической физики. Тайны звезд помогла раскрыть квантовая механика.

Вещество белых карликов представляет собой электронно-ядерную плазму. Сконструировать его даже в условиях лаборатории практически невозможно. Поэтому многие характеристики таких объектов остаются непонятными.

Даже если изучать всю ночь звезды, обнаружить хотя бы один белый карлик без специальной аппаратуры не получится. Их светимость значительно меньше солнечной. По подсчетам ученых, белые карлики составляют примерно от 3 до 10% всех объектов Галактики. Однако на сегодняшний день найдены лишь те из них, которые расположены не дальше, чем на расстоянии 200-300 парсек от Земли.

Белые карлики продолжают эволюционировать. Сразу после образования они имеют высокую температуру поверхности, но быстро остывают. Через несколько десятков миллиардов лет после образования, согласно теории, белый карлик превращается в черного карлика - не излучающее видимый свет тело.

Белая, красная или синяя звезда для наблюдателя отличаются прежде всего цветом. Астроном смотрит глубже. Цвет для него сразу многое рассказывает о температуре, размерах и массе объекта. Голубая или светлая синяя звезда - гигантский раскаленный шар, по всем параметрам сильно опережающий Солнце. Белые светила, примеры которых описаны в статье, несколько меньше. Номера звезд в различных каталогах также многое сообщают профессионалам, но далеко не все. Большое количество сведений о жизни далеких космических объектов либо еще не получили объяснения, либо остаются даже не обнаруженными.

какого цвета звёзды? и почему?

Звезды бывают всех цветов радуги. Потому что у них разная температура и состав.
http://www.pockocmoc.ru/color.php
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 (18581947), Й. Стефана (18351893) и В. Вина (18641928), 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: lmax = 0,29/T. Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К) .
ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ

Спектральный классЭффективная температура, КЦвет
O———————————————2600035000 ——————Голубой
В ———————————————1200025000 ———-Бело-голубой
А ————————————————800011000 ———————Белый
F ————————————————-62007900 ———-Желто-белый
G ————————————————50006100 ——————-Желтый
К ————————————————-35004900 ————-Оранжевый
М ————————————————26003400 ——————Красный
Наше солнце — бледно-желтая звезда. А вообще звезды имеют самые разнообразные цвета и их оттенки. Различия в цвете звезд объясняется тем, что они имеют различную температуру. И вот почему это происходит. Свет, как известно, — это волновое излучение, длина волны которого очень мала. Если же хотя бы чуть-чуть изменить длину этого света, то резко изменится цвет картинки, которую мы наблюдаем. Например, длина волны красного цвета в полтора раза больше длины волны синего цвета.
Скопление разноцветных звезд

Ученые сформулировали физические законы, которые связывают цвет и температуру. Чем горячее тело, тем больше энергия излучения с его поверхности и тем короче длина излучаемых волн. Поэтому если тело излучает в синем диапазоне волн, то оно горячее, чем тело, излучающее красный цвет.
Атомы раскаленных газов звезд излучают фотоны. Чем горячее газ, тем выше энергия фотонов и тем короче их волна. Поэтому самые горячие новые звезды излучают в сине-белом диапазоне. По мере расходования своего ядерного топлива звезды остывают. Поэтому старые, остывающие звезды излучают в красном диапазоне спектра. Звезды среднего возраста, такие, как Солнце, излучают в желтом диапазоне.
Наше Солнце удалено от нас относительно недалеко, и поэтому мы ясно видим его цвет. Другие же звезды удалены от нас так далеко, что мы даже с помощью мощных телескопов не можем с уверенностью сказать, какого они цвета. Для выяснения этого вопроса ученые используют спектрограф — прибор для выявления спектрального состава звездного света.
От температуры зависит Самые горячие белого и голубого цветов самые холодные красного но и то у них температура выше любого расплавленного металла
солнце же белое?
Ощущение цвета чисто субъективное, оно зависит от реакции сетчатки глаза наблюдателя.
на небе? знаю, что есть и голубые, и жлтые, и белые. вот наше Солнце — желтый карлик)))
Звзды бывают разных цветов. Голубые имеют большую температуру чем красные и большую энергию излучения с его поверхности. Также они бывают белые, жлтые и оранжевые, и почти все состоят из водорода.
Звзды бывают самых разных цветов, практически все цвета радуги (например: Солнце наше — желтое, Ригель — бело- голубой, Антарес- красный и т. д.)
Различия в цвете звезд объясняется тем, что они имеют различную температуру. И вот почему это происходит. Свет, как известно, — это волновое излучение, длина волны которого очень мала. Если же хотя бы чуть-чуть изменить длину этого света, то резко изменится цвет картинки, которую мы наблюдаем. Например, длина волны красного цвета в полтора раза больше длины волны синего цвета.

Как известно, нагреваемый металл при увеличении температуры сначала начинает светиться красным светом, потом желтым и, наконец, белым. Похожим образом светят и звезды. Красные — самые холодные, а белые (или даже голубые!) — самые горячие. Вновь вспыхнувшая звезда будет иметь цвет, соответствующий выделяемой в ее сердцевине энергии, а интенсивность этого выделения, в свою очередь, зависит от массы звезды. Следовательно, все нормальные звезды тем холоднее, чем они более красны, если так можно выразится. «Тяжелые» звезды — горячие и белые, а «легкие», немассивные — красные и относительно холодные. Температуры самых горячих и самых холодных звезд мы уже называли (см. выше) . Теперь мы знаем, что самые высокие температуры соответствуют голубым звездам, самые низкие — красным. Уточним, что в этом абзаце шла речь о температурах видимых поверхностей звезд, ведь в центре звезд (в их ядрах) температура гораздо выше, но и она наиболее велика в массивных голубых звездах.

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.
Ученые сформулировали физические законы, которые связывают цвет и температуру. Чем горячее тело, тем больше энергия излучения с его поверхности и тем короче длина излучаемых волн. Поэтому если тело излучает в синем диапазоне волн, то оно горячее, чем тело, излучающее красный цвет.
Атомы раскаленных газов звезд излучают фотоны. Чем горячее газ, тем выше энергия фотонов и тем короче их волна. Поэтому самые горячие новые звезды излучают в сине-белом диапазоне. По мере расходования своего ядерного топлива звезды остывают. Поэтому старые, остывающие звезды излучают в красном диапазоне спектра. Звезды среднего возраста, такие, как Солнце, излучают в желтом диапазоне.
Наше Солнце удалено от нас относительно недалеко, и поэтому мы ясно видим его цвет. Другие же звезды удалены от нас так далеко, что мы даже с помощью мощных телескопов не можем с уверенностью сказать, какого они цвета. Для выяснения этого вопроса ученые используют спектрограф — прибор для выявления спектрального состава звездного света.
ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ дает зависимость от температуры цвета звезды, например: 35004900 — оранжевый, 800011000 белый, 2600035000 голубой и т. д. http://www.pockocmoc.ru/color.php

И ещ важный факт: зависимость цвета свечения звезды от массы.
Более массивные нормальные звезды имеют большие температуры поверхности и недр. Они же быстрее сжигают свое ядерное горючее — водород, из которого, в основном, состоят почти все звезды. О том, какая же из двух нормальных звезд массивнее можно судить по ее цвету: голубые тяжелее белых, белые — желтых, желтые — оранжевых, оранжевые — красных.

Звезды, которые мы наблюдаем, различаются как по цвету, так и по яркости свечения. Яркость звезды зависит как от ее массы, так и от расстояния до нее. А цвет свечения зависит от температуры на ее поверхности. Самые «холодные» звезды имеют красный цвет. А самые горячие – голубоватый оттенок. Белые и голубые звезды - наиболее горячие, их температура выше, чем температура Солнца. Наша звезда Солнце относится к классу желтых звезд.

Сколько же звезд на небе?
Подсчитать даже хотя бы примерно количество звезд в известной нам части Вселенной практически невозможно. Ученые могут лишь сказать, что в нашей Галактике, которая называется «Млечный Путь», может быть около 150 миллиардов звезд. А ведь есть еще и другие галактики! Зато гораздо более точно людям известно количество звезд, которые можно увидеть с поверхности Земли невооруженным глазом. Таких звезд около 4,5 тысяч.

Как рождаются звезды?
Если звезды зажигают, значит это кому-нибудь нужно? В бескрайнем космическом пространстве всегда есть молекулы простейшего вещества во Вселенной – водорода. Где-то водорода меньше, где-то больше. Под действием сил взаимного притяжения молекулы водорода притягиваются друг к другу. Эти процессы притяжения могут длиться очень долго – миллионы и даже миллиарды лет. Но рано или поздно молекулы водорода притягиваются настолько близко друг к другу, что образуется газовое облако. При дальнейшем притяжении в центре такого облака начинает повышаться температура. Пройдут еще миллионы лет, и температура в газовом облаке может подняться настолько, что начнется реакция термоядерного синтеза – водород начнет превращаться в гелий и на небосводе появится новая звезда. Любая звезда – это раскаленный газовый шар.

Продолжительность жизни у звезд существенно различается. Ученые выяснили, что чем больше масса новорожденной звезды, тем меньше срок ее жизни. Срок жизни звезды может составлять как сотни миллионов лет, так и миллиарды лет.

Световой год
Световой год – это расстояние, которое преодолевает за год луч света, летящий со скоростью 300 тысяч километров в секунду. А в году 31536000 секунд! Так вот, от ближайшей к нам звезды под названием Проксима Центавра луч света летит более четырех лет (4.22 световых года)! Эта звезда находится от нас в 270 тысяч раз дальше, чем Солнце. А остальные звезды находятся гораздо дальше - в десятках, сотнях, тысячах и даже в миллионах световых лет от нас. Именно поэтому звезды кажутся нам такими маленькими. И даже в самый мощный телескоп они, в отличие от планет, всегда видны, как точки.

Что такое «созвездие»?
С древних времен люди смотрели на звезды и видели в причудливых фигурах, которые образуют группы ярких звезд, образы животных и мифических героев. Такие фигуры на небосводе стали называть созвездиями. И, хотя на небосводе звезды, включаемые людьми в то или иное созвездие, зрительно находятся рядом друг с другом, в космическом пространстве эти звезды могут находиться на значительном удалении друг от друга. Самыми известными созвездиями являются Большая и Малая Медведицы. Дело в том, что в созвездие Малая Медведица входит Полярная звезда, на которую указывает северный полюс нашей планеты Земля. И зная, как найти на небосводе Полярную звезду, любой путешественник и мореплаватель сможет определить, где находится север и сориентироваться на местности.

Сверхновые звезды
Некоторые звезды в конце срока своей жизни вдруг начинают светиться в тысячи и миллионы раз ярче, чем обычно, и выбрасывают в окружающее пространство огромные массы вещества. Принято говорить, что происходит взрыв сверхновой звезды. Свечение сверхновой постепенно затухает и в конце концов на месте такой звезды остается только светящееся облако. Подобная вспышка сверхновой наблюдалась древними астрономами Ближнего и Дальнего Востока 4 июля 1054 года. Затухание этой сверхновой длилось 21 месяц. Сейчас на месте этой звезды находится известная многим любителям астрономии Крабовидная туманность.

Подводя итог данному разделу, отметим, что

V. Виды звезд

Основная спектральная классификация звёзд:

Коричневые карлики

Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа. Их спектральный класс М - T. В теории выделяется ещё один класс - обозначаемый Y.

Белые карлики

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга - Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара - как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера - Волкова - как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями - вспышками сверхновых.
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов 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, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Красные гиганты

Красные гиганты и сверхгиганты - это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 - 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов?3m-0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Переменные звёзды

Переменная звезда - это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать, также блеск может измениться, если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление:
Эруптивные переменные звёзды - это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
Пульсирующие переменные звёзды - это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.
Вращающиеся переменные звёзды - это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.
Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды . Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).
Затменно-двойные системы.
Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением
Новые типы переменных - типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Новые

Новая звезда - тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2m слабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда:
Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t2) меньше 10 дней.
Быстрые - 11 Очень медленные: 151 Предельно медленные, находящие вблизи максимума годами.

Существует зависимость максимума блеска новой от t2. Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведет себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете все ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдет на спад. Таким образом, болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остается неизменной.

В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

Сверхновые

Сверхновые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет - то I типа

Гиперновые

Гиперновая - коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 1046 джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования гиперновых, но пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 до 150 и более масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.

Нейтронные звёзды

У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

Любая звезда - желтая, голубая или красная - представляет собой раскаленный газовый шар. Современная классификация светил основывается на нескольких параметрах. К ним относится температура поверхности, размер и яркость. Цвет звезды, видимый ясной ночью, зависит главным образом от первого параметра. Самые горячие светила голубые или даже синие, самые холодные — красные. Желтые звезды, примеры которых названы ниже, занимают среднее положение по шкале температуры. В число этих светил входит и Солнце.

Различия

Тела, нагретые до разных температур, излучают свет с неодинаковой длинной волны. От этого параметра и зависит определяемый глазом человека цвет. Чем короче длина волны, тем горячее тело и тем ближе его цвет к белому и голубому. Справедливо это и для звезд.

Красные светила самые холодные. Температура их поверхности достигает лишь 3 тысяч градусов. Звезда желтая, как наше Солнце, уже горячее. Ее фотосфера нагревается до 6000º. Белые светила раскалены еще сильнее — от 10 до 20 тысяч градусов. И, наконец, голубые звезды являются самыми горячими. Температура их поверхности достигает от 30 до 100 тысяч градусов.

Общие характеристики

Особенности желтого карлика

Небольшие по размерам светила характеризуются внушительной продолжительностью жизни. этого параметра — 10 млрд лет. Солнце сейчас располагается примерно на середине жизненного цикла, то есть до схода с Главной последовательности и превращения в красного гиганта ему осталось около 5 миллиардов лет.

Звезда, желтая и относящаяся к типу «карлики», имеет размеры, сходные с солнечными. Источник энергии таких светил — синтез гелия из водорода. На следующую стадию эволюцию они переходят после того, как в ядре заканчивается водород и начинается горения гелия.

Помимо Солнца к желтым карликам относится А, Альфа Северной Короны, Мю Волопаса, Тау Кита и другие светила.

Желтые субгиганты

Звезды, похожие на Солнце, после исчерпания водородного топлива, начинают изменяться. Когда в ядре загорится гелий светило расширится и превратится в Однако эта стадия наступает не сразу. Сначала гореть начинают внешние слои. Звезда уже сошла с Главной последовательности, но еще не расширилась — она находится на стадии субгиганта. Масса такого светила обычно варьируется от 1 до 5

Стадию желтого субгиганта могут проходить и более внушительные по размерам звезды. Однако для них эта стадия меньше выражена. Самый известный субгигант на сегодня — это Процион (Альфа Малого Пса).

Настоящая редкость

Желтые звезды, названия которых приводились выше, относятся к довольно распространенным во Вселенной типам. Иначе дела обстоят с гипергигантами. Это настоящие исполины, считающиеся самыми тяжелыми, яркими и крупными и одновременно обладающими самой короткой продолжительностью жизни. Большинство известных гипергигантов относятся к ярким голубым переменным, однако встречаются среди них белые, желтые звезды и даже красные.

В число таких редких космических тел относится, например, Ро Кассиопеи. Это желтый гипергигант, по светимости в 550 тысяч раз опережающий Солнце. От нашей планеты она удалена на 12 000 В ясную ночь ее можно увидеть невооруженным глазом (видимый блеск — 4,52m).

Сверхгиганты

Гипергиганты — частный случай сверхгигантов. В число последних также входят желтые звезды. Они, по мнению астрономов, являются переходной стадией эволюции светил от голубого к красному сверхгиганту. Тем не менее в стадии желтого сверхгиганта звезда может просуществовать достаточно долго. Как правило, на этом этапе эволюции светила не погибают. За все время изучения космического пространства было зафиксировано только две сверхновых, порожденных желтыми сверхгигантами.

К таким светилам относят Канопус (Альфа Киля), Растабан (Бета Дракона), Бету Водолея и некоторые другие объекты.

Как видно, каждая звезда, желтая подобно Солнцу, обладает специфическими характеристиками. Однако у всех есть и нечто общее — это цвет, являющийся результатом нагрева фотосферы до определенных температур. Помимо названных, к подобным светилам относят Эпсилон Щита и Бету Ворона (яркие гиганты), Дельту Южного Треугольника и Бету Жирафа (сверхгиганты), Капеллу и Виндемиатрикс (гиганты) и еще множество космических тел. Нужно заметить, что цвет, обозначаемый в классификации объекта, не всегда совпадает с видимым. Происходит это потому, что истинный оттенок света искажается из-за газа и пыли, а также после прохождения через атмосферу. Для определения цвета астрофизики используют аппарат спектрограф: он дает значительно более точную информацию, чем человеческий глаз. Именно благодаря ему ученые могут различить голубые, желтые и красные звезды, удаленные от нас на огромные расстояния.