Какво представляват белите звезди. Жълта звезда: примери, разликата между звездите по цвят. червени звезди червени звезди

Светът на небесните тела

Хората отдавна се отнасят към слънцето с любов и особено уважение. В края на краищата още в древността са разбрали, че без слънцето не може да живее нито човек, нито животно, нито растение.
Слънцето е най-близката до земята звезда. Подобно на други звезди, това е огромно горещо небесно тяло, което постоянно излъчва светлина и топлина. Слънцето е източник на светлина и топлина за целия живот на Земята.

Използвайки информацията, напишете числата в текста.
Диаметърът на Слънцето е 109 пъти по-голям от диаметъра на Земята. Масата на Слънцето е 330 000 пъти по-голяма от масата на нашата планета. Разстоянието от Земята до Слънцето е 150 милиона километра. Температурата на повърхността на Слънцето достига 6 хиляди градуса, а в центъра на Слънцето – 15 – 20 милиона градуса.

С просто око човек може да види около 6000 звезди на нощното небе. Учените познават много милиарди звезди.
Звездите се различават по размер, цвят, яркост.
По цвят се разграничават бели, сини, жълти и червени звезди.

Слънцето принадлежи към жълтите звезди.

Сините звезди са най-горещите, следвани от белите, после жълтите, а най-студените са червените звезди.
Най-ярките звезди излъчват 100 000 пъти повече светлина от Слънцето. Но има и такива, които светят милион пъти по-слабо от Слънцето.

Разликата между звездите по цвят

Слънцето и движещите се около него небесни тела съставляват Слънчевата система. Изградете модел на слънчевата система. За да направите това, оформете модели на планети от пластилин и ги подредете в правилната последователност върху лист картон. Подпишете имената на планетите върху чиниите и ги залепете върху вашия модел.

Реши кръстословицата.

отворете празна кръстословица>>

1. Най-голямата планета в Слънчевата система. Отговор: Юпитер
2. Планета с пръстени, които се виждат ясно в телескоп. Отговор: Сатурн
3. Най-близката планета до Слънцето. Отговор: Меркурий
4. Най-отдалечената от Слънцето планета. Отговор: Нептун
5. Планетата, на която живеем. Отговор: Земята
6. Планета – съседка на Земята, разположена по-близо до Слънцето от Земята. Отговор: Венера
7. Планета - съседка на Земята, разположена по-далеч от Слънцето, отколкото Земята.
Отговор: Марс
8. Планета, разположена между Сатурн и Нептун. Отговор: Уран

Използвайки различни източници на информация, подгответе доклад за звезда, съзвездие или планета, за които искате да научите повече. Запишете основната информация за вашето съобщение.

Марседна от петте планети в Слънчевата система, които могат да се видят от Земята просто око. От Земята изглежда като малка червена точка, поради което Марс понякога се нарича Червената планета. Планетата носи името на древноримския бог на войната, има два спътника Фобос и Деймос. Това са имената на двамата синове на бога на войната, те се превеждат като "Страх" и "Ужас". Марс е четвъртата планета от Слънцето. В много отношения тя е много подобна на Земята. Има атмосфера, на Марс има смяна на сезоните. На двата полюса на планетата, както и на Земята, има ледени шапки. Марс е почти наполовина по-малък от нашата планета.

Какъв цвят са звездите

Звездни цветове.Звездите имат различни цветове. Арктур ​​има жълто-оранжев оттенък, Ригел е бяло-син, Антарес е яркочервен. Доминиращият цвят в спектъра на една звезда зависи от температурата на нейната повърхност. Газовата обвивка на звезда се държи почти като идеален радиатор (абсолютно черно тяло) и напълно се подчинява на класическите закони за излъчване на М. Планк (1858–1947), Й. Стефан (1835–1893) и В. Виен (1864–1928). ), които свързват телесната температура и естеството на нейното излъчване. Законът на Планк описва разпределението на енергията в спектъра на тялото. Той посочва, че с повишаване на температурата общият радиационен поток се увеличава, а максимумът в спектъра се измества към късите вълни. Дължината на вълната (в сантиметри), която отчита максималното излъчване, се определя от закона на Виен: лмакс. = 0,29/ T. Именно този закон обяснява червения цвят на Антарес ( T= 3500 K) и синкавия цвят на Rigel ( T= 18000 K). Законът на Стефан дава общия радиационен поток при всички дължини на вълната (във ватове s квадратен метър): д = 5,67" 10 –8 T 4 .

Спектри на звездите.Изследването на звездните спектри е в основата на съвременната астрофизика. Спектърът може да се използва за определяне на химическия състав, температурата, налягането и скоростта на газа в атмосферата на звездата. Доплеровото изместване на линиите се използва за измерване на скоростта на самата звезда, например по орбитата в двоична система.

В спектрите на повечето звезди се виждат абсорбционни линии; тесни пропуски в непрекъснатото разпределение на радиацията. Те се наричат ​​още Фраунхоферови или абсорбционни линии. Те се образуват в спектъра, тъй като радиацията от горещите долни слоеве на атмосферата на звездата, преминавайки през по-студените горни слоеве, се абсорбира при определени дължини на вълните, характерни за определени атоми и молекули.

Спектрите на поглъщане на звездите варират значително; въпреки това, интензивността на линиите на всяка химичен елементне винаги отразява истинското му количество в атмосферата на звезда: в много по-голяма степен формата на спектъра зависи от температурата на повърхността на звездата. Например атомите на желязото се намират в атмосферата на повечето звезди. Линиите на неутралното желязо обаче отсъстват в спектрите на горещите звезди, тъй като всички железни атоми там са йонизирани. Водородът е основният компонент на всички звезди. Но оптичните линии на водорода не се виждат в спектрите на студените звезди, където той е недостатъчно възбуден, и в спектрите на много горещите звезди, където е напълно йонизиран. Но в спектрите на умерено горещи звезди с повърхностна температура от ок. При 10 000 К най-мощните линии на поглъщане са линиите от серията Балмер на водорода, които се образуват при преходите на атомите от второто енергийно ниво.

Налягането на газа в атмосферата на звездата също оказва известно влияние върху спектъра. При същата температура линиите на йонизираните атоми са по-силни в атмосфери с ниско налягане, тъй като там е по-малко вероятно тези атоми да улавят електрони и следователно живеят по-дълго. Атмосферното налягане е тясно свързано с размера и масата, а оттам и със светимостта на звезда от даден спектрален тип. След като се установи налягането от спектъра, е възможно да се изчисли осветеността на звездата и, сравнявайки я с видимата яркост, да се определи "модулът на разстоянието" ( М- м) и линейното разстояние до звездата. Този много полезен метод се нарича метод на спектралните паралакси.

Цветен индекс.Спектърът на една звезда и нейната температура са тясно свързани с цветовия индекс, т.е. със съотношението на яркостта на звездата в жълтия и синия диапазон на спектъра. Законът на Планк, който описва разпределението на енергията в спектъра, дава израз за цветовия индекс: C.I. = 7200/ T- 0,64. Студените звезди имат по-висок цветен индекс от горещите, т.е. хладните звезди са относително по-ярки в жълто, отколкото в синьо. Горещите (сини) звезди изглеждат по-ярки на конвенционалните фотографски плаки, докато хладните звезди изглеждат по-ярки за окото и специалните фотографски емулсии, които са чувствителни към жълти лъчи.

Спектрална класификация.Цялото разнообразие от звездни спектри може да се постави в логическа система. Харвардската спектрална класификация е въведена за първи път през Каталогът на звездните спектри на Хенри Дрейпър, изготвен под ръководството на Е. Пикеринг (1846–1919). Първо, спектрите бяха сортирани по интензитет на линията и маркирани с букви по азбучен ред. Но физическата теория на спектрите, разработена по-късно, направи възможно подреждането им в температурна последователност. Буквеното обозначение на спектрите не е променено и сега редът на основните спектрални класове от горещи към студени звезди изглежда така: O B A F G K M. Допълнителните класове R, N и S означават спектри, подобни на K и M, но с a различен химичен състав. Между всеки два класа се въвеждат подкласове, обозначени с числа от 0 до 9. Например спектърът от тип A5 е по средата между A0 и F0. Допълнителни букви понякога отбелязват характеристиките на звездите: "d" е джудже, "D" е бяло джудже, "p" е особен (необичаен) спектър.

Най-точната спектрална класификация е системата MK, създадена от W. Morgan и F. Keenan в обсерваторията Yerkes. Това е двуизмерна система, в която спектрите са подредени както по температура, така и по светимост на звездите. Нейната приемственост с едномерната Харвардска класификация е, че температурната последователност се изразява със същите букви и цифри (A3, K5, G2 и т.н.). Но се въвеждат допълнителни класове на светимост, отбелязани с римски цифри: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, съответно, показващи ярки свръхгиганти, свръхгиганти, ярки гиганти, нормални гиганти, субгиганти, джуджета (звезди от главната последователност) и подджуджета . Например, обозначението G2 V се отнася за звезда като Слънцето, докато обозначението G2 III показва, че това е нормален гигант с температура приблизително същата като тази на Слънцето.

В ясна нощ, ако се вгледате внимателно, можете да видите безброй многоцветни звезди в небето. Чудили ли сте се някога какво определя нюанса на тяхното трептене и какви са цветовете на небесните тела?

Цветът на звездата се определя от повърхностната й температура.. Пръскането на осветителни тела, като скъпоценни камъни, има безкрайно различни нюанси, като вълшебна палитра на художник. Колкото по-горещ е обектът, толкова по-висока е енергията на излъчване от повърхността му, което означава, че дължината на излъчваните вълни е по-малка.

Дори малка разлика в дължината на вълната променя цвета, възприеман от човешкото око. Най-дългите вълни имат червен нюанс, с повишаване на температурата той се променя в оранжево, жълто, превръща се в бяло и след това става бяло-синьо.

Газовата обвивка на осветителните тела изпълнява функциите на идеален излъчвател. Цветът на една звезда може да се използва за изчисляване на нейната възраст и повърхностна температура. Разбира се, сянката се определя не „на око“, а с помощта на специален инструмент - спектрограф.

Изследването на спектъра на звездите е в основата на астрофизиката на нашето време. Цветовете на небесните тела най-често са единствената достъпна до нас информация за тях.

сини звезди

Сините звезди са най-много голям и горещ.Температурата на външните им слоеве е средно 10 000 Келвина и може да достигне 40 000 за отделните звездни гиганти.

В този диапазон новите звезди излъчват, тъкмо започвайки своя " житейски път". Например, Ригел, едно от двете главни светила на съзвездието Орион, синкаво-бяло.

жълти звезди

Центърът на нашата планетна система - слънце- има повърхностна температура над 6000 Келвина. От космоса то и подобни светила изглеждат ослепително бели, въпреки че от Земята изглеждат доста жълти. Златните звезди са на средна възраст.

От другите познати ни светила също е бяла звезда Сириус, въпреки че е доста трудно да се определи цвета му на око. Това е така, защото той заема ниско положение над хоризонта и по пътя към нас излъчването му е силно изкривено поради многократно пречупване. В средните ширини Сириус, често трептящ, е в състояние да демонстрира целия цветови спектър само за половин секунда!

червени звезди

Тъмно червеникав оттенък имат звездите с ниска температура, например червени джуджета, чиято маса е по-малка от 7,5% от теглото на Слънцето. Тяхната температура е под 3500 Келвина и въпреки че светенето им е богато преливане от много цветове и нюанси, ние го виждаме като червено.

Гигантските осветителни тела, чието водородно гориво е свършило, също изглеждат червени или дори кафяви. Като цяло излъчването на стари и изстиващи звезди е в този диапазон на спектъра.

Ясен червен нюанс има втората от главните звезди на съзвездието Орион, Бетелгейзе, а леко вдясно и над него се намира на картата на небето Алдебаран, който е оранжев на цвят.

Най-старата съществуваща червена звезда - HE 1523-0901от съзвездието Везни - гигантско светило от второ поколение, намиращо се в покрайнините на нашата галактика на разстояние 7500 светлинни години от Слънцето. Възможната му възраст е около 13,2 милиарда години, което не е много по-малко от предполагаемата възраст на Вселената.

Никога не мислим, че може би има някакъв друг живот освен нашата планета, освен нашата слънчева система. Може би има живот на някои от планетите, въртящи се около синя, бяла, червена или може би жълта звезда. Може би има друга такава планета Земя, на която живеят същите хора, но ние все още не знаем нищо за нея. Нашите сателити и телескопи са открили редица планети, на които може да има живот, но тези планети са на десетки хиляди и дори милиони светлинни години.

Сини изостанали - сини звезди

Звездите, разположени в звездни клъстери от кълбовиден тип, чиято температура е по-висока от температурата на обикновените звезди, а спектърът се характеризира със значително изместване към синята област в сравнение с този на клъстерни звезди с подобна светимост, се наричат ​​сини страглери. Тази функция им позволява да се открояват спрямо другите звезди в този клъстер на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Съществуването на такива звезди опровергава всички теории за еволюцията на звездите, чиято същност е, че за звездите, възникнали в един и същи период от време, се предполага, че те ще бъдат поставени в точно определена област на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. В този случай единственият фактор, който влияе върху точното местоположение на звездата, е нейната първоначална маса. Честото появяване на сини изостанали извън горната крива може да е потвърждение за съществуването на такова нещо като аномална еволюция на звездите.

Експертите, които се опитват да обяснят естеството на тяхното възникване, излагат няколко теории. Най-вероятната от тях показва, че тези сини звезди в миналото са били бинарни, след което процесът на сливане е започнал или протича в момента. Резултатът от сливането на две звезди е появата на нова звезда, която има много по-голяма маса, яркост и температура от звездите на същата възраст.

Ако може по някакъв начин да се докаже правилността на тази теория, теорията за еволюцията на звездите ще бъде свободна от проблеми под формата на сини изостанали. Получената звезда ще съдържа повече водород, който ще се държи подобно на млада звезда. Има факти в подкрепа на тази теория. Наблюденията показват, че разсеяните звезди най-често се намират в централните области на кълбовидните купове. В резултат на преобладаващия брой звезди с единица обем там, близките преминавания или сблъсъци стават по-вероятни.

За да се провери тази хипотеза, е необходимо да се изследва пулсацията на сините изостанали, тъй като между астеросеизмологичните свойства на обединените звезди и нормално пулсиращите променливи може да има някои разлики. Трябва да се отбележи, че е доста трудно да се измерват пулсациите. Този процес също е отрицателно повлиян от пренаселеността на звездното небе, малките флуктуации в пулсациите на сините отстъпници, както и рядкостта на техните променливи.

Един пример за сливане може да се наблюдава през август 2008 г., когато такъв инцидент засегна обекта V1309, чиято яркост след откриването се увеличи няколко десетки хиляди пъти и след няколко месеца се върна към първоначалната си стойност. В резултат на 6-годишни наблюдения учените стигнаха до извода, че този обект е две звезди, чийто период на въртене една около друга е 1,4 дни. Тези факти наведоха учените на идеята, че през август 2008 г. се е случил процесът на сливане на тези две звезди.

Сините страглери се характеризират с висок въртящ момент. Например, скоростта на въртене на звездата, която се намира в средата на клъстера 47 Tucanae, е 75 пъти скоростта на въртене на Слънцето. Според хипотезата тяхната маса е 2-3 пъти по-голяма от масата на другите звезди, които се намират в клъстера. Също така, с помощта на изследване беше установено, че ако сините звезди са близо до други звезди, тогава последните ще имат по-нисък процент кислород и въглерод от техните съседи. Предполага се, че звездите изтеглят тези вещества от други звезди, движещи се в тяхната орбита, в резултат на което тяхната яркост и температура се увеличават. „Ограбените“ звезди разкриват места, където е протичал процесът на трансформация на първоначалния въглерод в други елементи.

Имена на сини звезди - примери

Ригел, Гама платна, Алфа Жираф, Зета Орион, Тау Голямо куче, Зета Корма

Бели звезди - бели звезди

Фридрих Бесел, който ръководи обсерваторията в Кьонигсберг, прави интересно откритие през 1844 г. Ученият забеляза и най-малкото отклонение на най-ярката звезда в небето - Сириус, от нейната траектория в небето. Астрономът предполага, че Сириус има сателит, а също така изчислява приблизителния период на въртене на звездите около техния център на масата, който е около петдесет години. Бесел не намери подходяща подкрепа от други учени, т.к. никой не можеше да открие спътника, въпреки че по отношение на масата си той трябваше да бъде сравним със Сириус.

И само 18 години по-късно Алван Греъм Кларк, който тества най-добрия телескоп от онези времена, откри тъмно бяла звезда близо до Сириус, която се оказа негов спътник, наречен Сириус Б.

Повърхността на тази звезда бял цвятнагрява до 25 хиляди Келвина, а радиусът му е малък. Като вземат предвид това, учените заключиха, че спътникът има висока плътност (на ниво от 106 g/cm3, докато плътността на самия Сириус е приблизително 0,25 g/cm3, а на Слънцето е 1,4 g/cm3 ). След 55 години (през 1917 г.) е открито друго бяло джудже, наречено на учения, който го е открил - звездата на ван Маанен, която се намира в съзвездието Риби.

Имена на бели звезди - примери

Вега в съзвездието Лира, Алтаир в съзвездието Орел (вижда се през лятото и есента), Сириус, Кастор.

жълти звезди - жълти звезди

Жълтите джуджета се наричат ​​малки звезди от главната последователност, чиято маса е в рамките на масата на Слънцето (0,8-1,4). Съдейки по името, такива звезди имат жълт блясък, който се отделя по време на термоядрения процес на синтез от хелиев водород.

Повърхността на такива звезди се нагрява до температура от 5-6 хиляди Келвина, а техните спектрални типове са между G0V и G9V. Жълтото джудже живее около 10 милиарда години. Изгарянето на водород в една звезда я кара да се умножи по размер и да се превърне в червен гигант. Един пример за червен гигант е Алдебаран. Такива звезди могат да образуват планетарни мъглявини, като отделят външните си газови слоеве. В този случай ядрото се трансформира в бяло джудже, което има висока плътност.

Ако вземем предвид диаграмата на Hertzsprung-Russell, тогава върху нея жълтите звезди са в централната част на главната последователност. Тъй като Слънцето може да се нарече типично жълто джудже, неговият модел е доста подходящ за разглеждане на общия модел на жълтите джуджета. Но в небето има и други характерни жълти звезди, чиито имена са Алхита, Дабих, Толиман, Хара и др. Тези звезди не са много ярки. Например, същият Толиман, който, ако не вземете предвид Проксима Кентавър, е най-близо до Слънцето, има величина 0, но в същото време яркостта му е най-висока сред всички жълти джуджета. Тази звезда се намира в съзвездието Кентавър, тя също е връзка в сложна система, която включва 6 звезди. Спектралния клас на Толиман е G. Но Дабих, разположен на 350 светлинни години от нас, принадлежи към спектралния клас F. Но високата му яркост се дължи на наличието на близка звезда, принадлежаща към спектралния клас - A0.

В допълнение към Toliman, HD82943 има спектрален тип G, който се намира на основната последователност. Тази звезда, поради приликата си със Слънцето химичен състави температура, също има две големи планети. Формата на орбитите на тези планети обаче далеч не е кръгла, така че техните подходи към HD82943 се случват сравнително често. В момента астрономите са успели да докажат, че тази звезда е имала много по-голям брой планети, но с течение на времето ги е погълнала всички.

Имена на жълти звезди - примери

Толиман, звезда HD 82943, Хара, Дабих, Алхита

Червени звезди - червени звезди

Ако поне веднъж в живота си сте виждали червени звезди в небето в обектива на вашия телескоп, който гори на черен фон, тогава запомнянето на този момент ще ви помогне по-ясно да си представите какво ще бъде написано в тази статия. Ако никога не сте виждали такива звезди, следващия път не забравяйте да се опитате да ги намерите.

Ако се заемете да съставите списък на най-ярките червени звезди в небето, които могат лесно да бъдат намерени дори с любителски телескоп, можете да откриете, че всички те са въглеродни. Първите червени звезди са открити през 1868 г. Температурата на такива червени гиганти е ниска, освен това външните им слоеве са пълни с огромно количество въглерод. Ако по-рано подобни звезди съставляваха два спектрални класа - R и N, сега учените ги идентифицираха в един общ клас - C. Всеки спектрален клас има подкласове - от 9 до 0. В същото време клас C0 означава, че звездата има висока температура, но по-малко червени от звездите C9. Също така е важно, че всички звезди с доминиран въглерод са променливи по своята същност: дългопериодични, полуправилни или неправилни.

В допълнение, две звезди, наречени червени полуправилни променливи, бяха включени в такъв списък, най-известната от които е m Cephei. Уилям Хершел също се заинтересува от необичайния й червен цвят, който я нарече „нар“. Такива звезди се характеризират с неравномерна промяна в светимостта, която може да продължи от няколко десетки до няколкостотин дни. Такива променливи звезди принадлежат към клас М (студени звезди, чиято повърхностна температура е от 2400 до 3800 K).

Предвид факта, че всички звезди в рейтинга са променливи, е необходимо да се въведе известна яснота в обозначенията. Общоприето е, че червените звезди имат име, което се състои от два компонента - буквата от латинската азбука и името на променливото съзвездие (например T Hare). Първата променлива, открита в това съзвездие, е обозначена с буквата R и така нататък до буквата Z. Ако има много такива променливи, за тях е предвидена двойна комбинация от латински букви - от RR до ZZ. Този метод ви позволява да "именувате" 334 обекта. В допълнение, звездите могат да бъдат обозначени и с помощта на буквата V в комбинация със сериен номер (V228 Cygnus). Първата колона на рейтинга е запазена за обозначаване на променливи.

Следващите две колони в таблицата показват местоположението на звездите в периода 2000.0. В резултат на повишената популярност на Uranometria 2000.0 сред астрономическите ентусиасти, последната колона на рейтинга показва номера на таблицата за търсене за всяка звезда, която е в рейтинга. В този случай първата цифра е показване на номера на обема, а втората е серийният номер на картата.

Рейтингът също така показва максималните и минималните стойности на яркостта на звездните величини. Струва си да се помни, че по-голяма наситеност на червения цвят се наблюдава при звезди, чиято яркост е минимална. За звезди, чийто период на променливост е известен, той се показва като брой дни, но обекти, които нямат правилния период, се показват като Irr.

Не са необходими много умения, за да намерите въглеродна звезда, достатъчно е вашият телескоп да има достатъчно мощност, за да я види. Дори и размерът му да е малък, подчертаният му червен цвят трябва да привлече вниманието ви. Затова не се разстройвайте, ако не можете веднага да ги намерите. Достатъчно е да използвате атласа, за да намерите близка ярка звезда и след това да преминете от нея към червената.

Различните наблюдатели виждат въглеродните звезди по различен начин. За някои те приличат на рубини или жарава, горяща в далечината. Други виждат пурпурни или кървавочервени нюанси в такива звезди. Като за начало има списък с шестте най-ярки червени звезди в класацията и ако ги намерите, можете да се насладите максимално на красотата им.

Имена на Червена звезда - примери

Разлики в звездите по цвят

Има огромно разнообразие от звезди с неописуеми цветови нюанси. В резултат на това дори едно съзвездие е получило името "Кутия за скъпоценности", която се основава на сини и сапфирени звезди, а в самия й център е ярко блестяща оранжева звезда. Ако вземем предвид Слънцето, то има бледо жълто.

Пряк фактор, влияещ върху разликата в цвета на звездите, е повърхностната им температура. Обяснява се просто. Светлината по своята природа е излъчване под формата на вълни. Дължината на вълната - това е разстоянието между нейните гребени, е много малка. За да си го представите, трябва да разделите 1 см на 100 хиляди еднакви части. Няколко от тези частици ще съставят дължината на вълната на светлината.

Като се има предвид, че това число се оказва доста малко, всяка, дори и най-незначителната промяна в него ще доведе до промяна на картината, която наблюдаваме. В крайна сметка нашето зрение възприема различните дължини на светлинните вълни като различни цветове. Например синьото има вълни, чиято дължина е 1,5 пъти по-малка от тази на червеното.

Освен това почти всеки от нас знае, че температурата може да има най-директен ефект върху цвета на телата. Например, можете да вземете всеки метален предмет и да го запалите. Като се загрее, ще стане червен. Ако температурата на огъня се увеличи значително, цветът на обекта също ще се промени - от червено на оранжево, от оранжево на жълто, от жълто на бяло и накрая от бяло на синьо-бяло.

Тъй като повърхностната температура на Слънцето е около 5,5 хиляди 0 C, то е типичен пример за жълти звезди. Но най-горещите сини звезди могат да се затоплят до 33 хиляди градуса.

Цветът и температурата са били свързани от учените с помощта на физични закони. Температурата на тялото е право пропорционална на излъчването му и обратно пропорционална на дължината на вълната. Синьото има по-къси дължини на вълните от червеното. Горещите газове излъчват фотони, чиято енергия е право пропорционална на температурата и обратно пропорционална на дължината на вълната. Ето защо синьо-синият диапазон на излъчване е характерен за най-горещите звезди.

Тъй като ядреното гориво на звездите не е неограничено, то има тенденция да се изразходва, което води до охлаждане на звездите. Следователно звездите на средна възраст са жълти, а старите звезди виждаме като червени.

В резултат на факта, че Слънцето е много близо до нашата планета, цветът му може да бъде точно описан. Но за звезди, които са на милион светлинни години, задачата става по-сложна. Именно за тази цел се използва уред, наречен спектрограф. През него учените пропускат светлината, излъчвана от звездите, в резултат на което е възможно да се анализира спектрално почти всяка звезда.

Освен това, използвайки цвета на звезда, можете да определите нейната възраст, т.к. математическите формули позволяват използването на спектрален анализ за определяне на температурата на звезда, от която е лесно да се изчисли нейната възраст.

Видео тайните на звездите гледайте онлайн

Звездите са много различни: малки и големи, ярки и не много ярки, стари и млади, горещи и студени, бели, сини, жълти, червени и др.

Диаграмата на Hertzsprung-Russell ви позволява да разберете класификацията на звездите.

Той показва връзката между абсолютната величина, яркостта, спектралния тип и температурата на повърхността на звезда. Звездите в тази диаграма не са подредени произволно, а образуват добре дефинирани области.

Голяма част от звездите са разположени на т.нар основна последователност. Съществуването на основната последователност се дължи на факта, че етапът на изгаряне на водород е ~90% от времето на еволюцията на повечето звезди: изгарянето на водород в централните области на звездата води до образуването на изотермично хелиево ядро, преходът към етапа на червения гигант и напускането на звездата от основната последователност. Сравнително кратката еволюция на червените гиганти води, в зависимост от тяхната маса, до образуването на бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки.

Намирайки се на различни етапи от своето еволюционно развитие, звездите се делят на нормални звезди, звезди-джуджета, звезди-гиганти.

Нормалните звезди са звездите от главната последователност. Нашето слънце е едно от тях. Понякога такива нормални звезди като Слънцето се наричат ​​жълти джуджета.

жълто джудже

Жълтото джудже е вид малка звезда от главната последователност с маса между 0,8 и 1,2 слънчеви маси и повърхностна температура 5000–6000 K.

Продължителността на живота на жълтото джудже е средно 10 милиарда години.

След като целият запас от водород изгори, звездата се увеличава многократно по размер и се превръща в червен гигант. Пример за този тип звезда е Алдебаран.

Червеният гигант изхвърля външните си слоеве газ, образувайки планетарни мъглявини, а ядрото се свива в малко, плътно бяло джудже.

Червен гигант е голяма червеникава или оранжева звезда. Образуването на такива звезди е възможно както на етапа на звездообразуване, така и на по-късните етапи от тяхното съществуване.

На ранен етап звездата излъчва благодарение на гравитационната енергия, освободена по време на компресията, докато компресията не бъде спряна от началото на термоядрена реакция.

В по-късните етапи от еволюцията на звездите, след като водородът изгори в техните вътрешности, звездите се спускат от главната последователност и се преместват в областта на червените гиганти и свръхгигантите на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел: този етап продължава около 10% от времето на "активния" живот на звездите, т.е. етапите на тяхната еволюция, по време на които протичат реакции на нуклеосинтеза в звездния интериор.

Гигантската звезда има сравнително ниска повърхностна температура, около 5000 градуса. Огромен радиус, достигащ 800 слънчеви и поради толкова големи размери, огромна светимост. Максималната радиация пада върху червената и инфрачервената област на спектъра, поради което се наричат ​​червени гиганти.

Най-големите от гигантите се превръщат в червени свръхгиганти. Звезда, наречена Бетелгейзе в съзвездието Орион, е най-яркият пример за червен свръхгигант.

Звездите джуджета са противоположни на гигантите и могат да бъдат както следва.

Бялото джудже е това, което остава от обикновена звезда с маса, която не надвишава 1,4 слънчеви маси, след като премине през етапа на червения гигант.

Поради липсата на водород в ядрото на такива звезди не протича термоядрена реакция.

Белите джуджета са много плътни. Те не са по-големи от Земята по размер, но тяхната маса може да се сравни с масата на Слънцето.

Това са невероятно горещи звезди, достигащи температури от 100 000 градуса или повече. Те светят върху останалата си енергия, но с течение на времето тя се изчерпва и ядрото се охлажда, превръщайки се в черно джудже.

Червените джуджета са най-често срещаните обекти от звезден тип във Вселената. Оценките за тяхното изобилие варират от 70 до 90% от броя на всички звезди в галактиката. Те са доста различни от другите звезди.

Масата на червените джуджета не надвишава една трета от слънчевата маса (долната граница на масата е 0,08 слънчева, следвана от кафяви джуджета), температурата на повърхността достига 3500 K. Червените джуджета имат спектрален тип M или късен K. Звезди от това излъчват много малко светлина, понякога 10 000 пъти по-малка от Слънцето.

Като се има предвид ниското им излъчване, нито едно от червените джуджета не се вижда от Земята с просто око. Дори най-близкото червено джудже до Слънцето, Проксима Кентавър (най-близката до Слънцето звезда в тройната система) и най-близкото единично червено джудже, звездата на Барнард, имат видима величина съответно 11,09 и 9,53. В същото време с невъоръжено око може да се наблюдава звезда с величина до 7,72.

Поради ниската скорост на изгаряне на водород червените джуджета имат много дълъг живот - от десетки милиарди до десетки трилиони години (червено джудже с маса 0,1 слънчеви маси ще гори 10 трилиона години).

При червените джуджета термоядрените реакции с участието на хелий са невъзможни, така че те не могат да се превърнат в червени гиганти. С течение на времето те постепенно се свиват и загряват все повече и повече, докато изразходват целия запас от водородно гориво.

Постепенно, според теоретичните концепции, те се превръщат в сини джуджета - хипотетичен клас звезди, докато нито едно от червените джуджета все още не е успяло да се превърне в синьо джудже, а след това в бели джуджета с хелиево ядро.

Кафяво джудже - субзвездни обекти (с маси в диапазона от приблизително 0,01 до 0,08 слънчеви маси или съответно от 12,57 до 80,35 маси на Юпитер и диаметър, приблизително равен на този на Юпитер), в чиито дълбини, за разлика от главните последователни звезди, няма реакция на термоядрен синтез с превръщане на водород в хелий.

Минималната температура на звездите от главната последователност е около 4000 K, температурата на кафявите джуджета е в диапазона от 300 до 3000 K. Кафявите джуджета постоянно се охлаждат през целия си живот, докато колкото по-голямо е джуджето, толкова по-бавно се охлажда.

субкафяви джуджета

Субкафявите джуджета или кафявите субджуджета са студени образувания, които се намират под границата на кафявите джуджета по маса. Тяхната маса е по-малка от около една стотна от масата на Слънцето или съответно 12,57 маси на Юпитер, долната граница не е определена. По-често се смятат за планети, въпреки че научната общност все още не е стигнала до окончателно заключение какво се счита за планета и какво е субкафяво джудже.

черно джудже

Черните джуджета са бели джуджета, които са се охладили и следователно не излъчват във видимия диапазон. Представлява последния етап от еволюцията на белите джуджета. Масите на черните джуджета, както и масите на белите джуджета, са ограничени отгоре с 1,4 слънчеви маси.

Двойната звезда е две гравитационно свързани звезди, въртящи се около общ център на масата.

Понякога има системи от три или повече звезди, в такъв общ случай системата се нарича множествена звезда.

В случаите, когато такава звездна система не е твърде далеч от Земята, отделните звезди могат да бъдат разграничени чрез телескоп. Ако разстоянието е значително, тогава да се разбере, че пред астрономите двойна звезда е възможна само чрез косвени признаци - колебания на яркостта, причинени от периодични затъмнения на една звезда от друга и някои други.

Нова звезда

Звезди, които внезапно увеличават яркостта си с фактор 10 000. Новата е двойна система, състояща се от бяло джудже и звезда-компаньон от главната последователност. В такива системи газът от звездата постепенно се влива в бялото джудже и периодично експлодира там, причинявайки изблик на яркост.

Супернова

Свръхновата е звезда, която завършва своята еволюция в катастрофален експлозивен процес. Изригването в този случай може да бъде с няколко порядъка по-голямо, отколкото в случая на нова звезда. Такава мощна експлозия е следствие от процесите, протичащи в звездата на последния етап от еволюцията.

неутронна звезда

Неутронните звезди (NS) са звездни образувания с маси от порядъка на 1,5 слънчеви маси и размери, значително по-малки от белите джуджета, типичният радиус на неутронна звезда е вероятно от порядъка на 10-20 километра.

Те се състоят главно от неутрални субатомни частици - неутрони, плътно компресирани от гравитационните сили. Плътността на такива звезди е изключително висока, тя е съизмерима и според някои оценки може да бъде няколко пъти по-висока от средната плътност на атомното ядро. Един кубичен сантиметър новозеландска материя би тежал стотици милиони тонове. Силата на гравитацията върху повърхността на неутронна звезда е около 100 милиарда пъти по-голяма от тази на Земята.

В нашата Галактика, според учените, може да има от 100 милиона до 1 милиард неутронни звезди, тоест някъде около една на хиляда обикновени звезди.

Пулсари

Пулсарите са космически източници на електромагнитно лъчение, идващи към Земята под формата на периодични изблици (импулси).

Според доминиращия астрофизичен модел пулсарите са въртящи се неутронни звезди с магнитно поле, който е наклонен към оста на въртене. Когато Земята попадне в конуса, образуван от това лъчение, е възможно да се запише радиационен импулс, който се повтаря на интервали, равни на периода на въртене на звездата. Някои неутронни звезди правят до 600 оборота в секунда.

цефеида

Цефеидите са клас пулсиращи променливи звезди с доста точна връзка период-светимост, кръстени на звездата Delta Cephei. Една от най-известните цефеиди е Полярната звезда.

Горният списък на основните видове (видове) звезди с техните Кратко описание, разбира се, не изчерпва цялото възможно разнообразие от звезди във Вселената.