Aké druhy bielych hviezd existujú? Žltá hviezda: príklady, rozdiely v hviezdach podľa farby. Hviezdy, ktoré sú červené, sú červené hviezdy

Svet nebeských telies

Ľudia sa k slnku správajú už dlho s láskou a osobitnou úctou. Veď už v dávnych dobách si uvedomili, že bez slnka nemôže žiť ani človek, ani zviera, ani rastlina.
Slnko je najbližšia hviezda k Zemi. Rovnako ako iné hviezdy, aj toto je obrovské horúce nebeské teleso, ktoré neustále vyžaruje svetlo a teplo. Slnko je zdrojom svetla a tepla pre všetok život na Zemi.

Pomocou informácií napíšte čísla do textu.
Priemer Slnka je 109-krát väčší ako priemer Zeme. Hmotnosť Slnka je 330 tisíc krát väčšia ako hmotnosť našej planéty. Vzdialenosť od Zeme k Slnku je 150 miliónov kilometrov. Teplota na povrchu Slnka dosahuje 6 tisíc stupňov a v strede Slnka - 15 - 20 miliónov stupňov.

Voľným okom človek vidí na nočnej oblohe asi 6 tisíc hviezd. Vedci poznajú mnoho miliárd hviezd.
Hviezdy sa líšia veľkosťou, farbou a jasom.
Hviezdy sú farebne rozlíšené na bielu, modrú, žltú a červenú.

Slnko patrí k žltým hviezdam.

Modré hviezdy sú najhorúcejšie, po nich nasledujú biele, potom žlté a najchladnejšie červené.
Najjasnejšie hviezdy vyžarujú 100-tisíckrát viac svetla ako Slnko. Sú však aj také, ktoré svietia miliónkrát slabšie ako Slnko.

Rozdiel medzi hviezdami podľa farby

Slnko a nebeské telesá pohybujúce sa okolo neho tvoria slnečnú sústavu. Zostavte model slnečnej sústavy. Za týmto účelom vytvarujte modely planét z plastelíny a umiestnite ich v správnom poradí na hárok kartónu. Označte názvy planét a nalepte ich na svoj model.

Lúštiť krížovku.

otvorte prázdnu krížovku >>

1. Najväčšia planéta slnečnej sústavy. Odpoveď: Jupiter
2. Planéta, ktorá má prstence, ktoré sú jasne viditeľné cez ďalekohľad. Odpoveď: Saturn
3. Planéta najbližšie k Slnku. Odpoveď: Ortuť
4. Planéta najvzdialenejšia od Slnka. Odpoveď: Neptún
5. Planéta, na ktorej žijeme. Odpoveď: Zem
6. Planéta je susedom Zeme, nachádza sa bližšie k Slnku ako Zem. Odpoveď: Venuša
7. Planéta je susedom Zeme, nachádza sa ďalej od Slnka ako Zem.
Odpoveď: Mars
8. Planéta nachádzajúca sa medzi Saturnom a Neptúnom. Odpoveď: Urán

Pomocou rôznych zdrojov informácií pripravte správu o hviezde, súhvezdí alebo planéte, o ktorej by ste sa chceli dozvedieť viac. Zapíšte si základné informácie pre vašu správu.

Mars- jedna z piatich planét slnečnej sústavy, ktorú možno vidieť zo Zeme voľným okom. Zo Zeme vyzerá ako malá červená bodka, preto sa Mars niekedy nazýva aj Červená planéta. Planéta nesie meno starovekého rímskeho boha vojny a má dva satelity, Phobos a Deimos. Toto sú mená dvoch synov boha vojny, prekladajú sa ako „Strach“ a „Hrôza“. Mars je štvrtá planéta od Slnka. V mnohých charakteristikách je veľmi podobný Zemi. Má atmosféru, na Marse sa menia ročné obdobia. Na oboch póloch planéty, podobne ako na Zemi, sú ľadové čiapky. Mars je takmer polovičný ako naša planéta.

Akú farbu majú hviezdy

Farby hviezd. Hviezdy prichádzajú v rôznych farbách. Arcturus má žlto-oranžový odtieň, Rigel je bielo-modrý, Antares je jasne červený. Dominantná farba v spektre hviezdy závisí od jej povrchovej teploty. Plynový obal hviezdy sa správa takmer ako ideálny žiarič (absolútne čierne teleso) a úplne podlieha klasickým zákonom žiarenia M. Plancka (1858–1947), J. Stefana (1835–1893) a V. Wiena ( 1864–1928), ktoré súvisia s telesnou teplotou a povahou jej žiarenia. Planckov zákon popisuje rozloženie energie v spektre telesa. Upozorňuje, že so zvyšujúcou sa teplotou sa zvyšuje celkový tok žiarenia a maximum v spektre sa posúva smerom ku kratším vlnám. Vlnová dĺžka (v centimetroch), pri ktorej dochádza k maximálnemu žiareniu, je určená Wienovým zákonom: l max = 0,29/ T. Práve tento zákon vysvetľuje červenú farbu Antares ( T= 3500 K) a modrastá farba Rigel ( T= 18 000 K). Stefanov zákon udáva celkový tok žiarenia na všetkých vlnových dĺžkach (vo wattoch s meter štvorcový): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Spektrá hviezd.Štúdium hviezdnych spektier je základom modernej astrofyziky. Zo spektra je možné určiť chemické zloženie, teplotu, tlak a rýchlosť plynu v atmosfére hviezdy. Dopplerov posun čiar sa používa na meranie rýchlosti pohybu samotnej hviezdy, napríklad po obežnej dráhe v binárnom systéme.

Absorpčné čiary sú viditeľné v spektrách väčšiny hviezd, t.j. úzke zlomy v spojitej distribúcii žiarenia. Nazývajú sa aj Fraunhoferove alebo absorpčné línie. Vznikajú v spektre, pretože žiarenie z horúcich spodných vrstiev atmosféry hviezdy, prechádzajúce cez chladnejšie horné vrstvy, je absorbované pri určitých vlnových dĺžkach charakteristických pre určité atómy a molekuly.

Absorpčné spektrá hviezd sa veľmi líšia; avšak intenzita línií akéhokoľvek chemický prvok nie vždy odráža jeho skutočné množstvo v hviezdnej atmosfére: v oveľa väčšej miere závisí tvar spektra od teploty povrchu hviezdy. Napríklad atómy železa sa nachádzajú v atmosfére väčšiny hviezd. V spektrách horúcich hviezd však chýbajú čiary neutrálneho železa, pretože všetky atómy železa sú tam ionizované. Vodík je hlavnou zložkou všetkých hviezd. Optické čiary vodíka však nie sú viditeľné v spektrách chladných hviezd, kde nie je dostatočne excitovaný, a v spektrách veľmi horúcich hviezd, kde je úplne ionizovaný. Ale v spektrách stredne horúcich hviezd s povrchovou teplotou cca. 10 000 K najsilnejšie absorpčné čiary sú čiary Balmerovho radu vodíka, vznikajúce pri prechodoch atómov z druhej energetickej hladiny.

Tlak plynu v atmosfére hviezdy má tiež určitý vplyv na spektrum. Pri rovnakej teplote sú čiary ionizovaných atómov silnejšie v nízkotlakových atmosférach, pretože tam tieto atómy menej pravdepodobne zachytávajú elektróny, a preto žijú dlhšie. Atmosférický tlak úzko súvisí s veľkosťou a hmotnosťou, a teda aj so svietivosťou hviezdy danej spektrálnej triedy. Po stanovení tlaku zo spektra je možné vypočítať svietivosť hviezdy a porovnaním s viditeľným jasom určiť „modul vzdialenosti“ ( M- m) a lineárna vzdialenosť k hviezde. Táto veľmi užitočná metóda sa nazýva metóda spektrálnej paralaxy.

Farebný indikátor. Spektrum hviezdy a jej teplota úzko súvisia s farebným indexom, t.j. s pomerom jasov hviezd v žltom a modrom spektrálnom rozsahu. Planckov zákon, ktorý popisuje rozloženie energie v spektre, dáva výraz pre farebný index: C.I. = 7200/ T– 0,64. Studené hviezdy majú vyšší farebný index ako horúce hviezdy, t.j. chladné hviezdy sú v žltom svetle relatívne jasnejšie ako v modrom. Horúce (modré) hviezdy vyzerajú jasnejšie na bežných fotografických platniach, zatiaľ čo studené hviezdy sa javia jasnejšie pre oko a špeciálne fotografické emulzie, ktoré sú citlivé na žlté lúče.

Spektrálna klasifikácia. Všetku rozmanitosť hviezdnych spektier je možné vložiť do logického systému. Harvardská spektrálna klasifikácia bola prvýkrát predstavená v r Katalóg hviezdnych spektier Henryho Drapera, pripravený pod vedením E. Pickeringa (1846–1919). Najprv boli spektrá usporiadané podľa intenzity čiar a označené písmenami v abecednom poradí. Ale neskôr vyvinutá fyzikálna teória spektier umožnila ich usporiadanie v teplotnom slede. Písmenové označenie spektier sa nezmenilo a poradie hlavných spektrálnych tried od horúcich po studené hviezdy teraz vyzerá takto: O B A F G K M. Ďalšie triedy R, N a S označujú spektrá podobné ako K a M, ale s odlišné chemické zloženie. Medzi každé dve triedy sú zavedené podtriedy označené číslami od 0 do 9. Napríklad spektrum typu A5 je v polovici medzi A0 a F0. Prídavné písmená niekedy označujú znaky hviezd: „d“ – trpaslík, „D“ – biely trpaslík, „p“ – zvláštne (nezvyčajné) spektrum.

Najpresnejšiu spektrálnu klasifikáciu predstavuje systém MK vytvorený W. Morganom a F. Keenanom na Yerkesovom observatóriu. Ide o dvojrozmerný systém, v ktorom sú spektrá usporiadané tak podľa teploty, ako aj podľa svietivosti hviezd. Jeho kontinuita s jednorozmernou Harvardskou klasifikáciou spočíva v tom, že postupnosť teplôt je vyjadrená rovnakými písmenami a číslami (A3, K5, G2 atď.). Okrem toho sa však zavádzajú triedy svietivosti označené rímskymi číslicami: Ia, Ib, II, III, IV, V a VI, ktoré označujú jasných supergiantov, supergiantov, jasných obrov, normálnych obrov, podobrov, trpaslíkov (hviezdy hlavnej postupnosti) a podtrpaslíkov. . Napríklad označenie G2 V označuje hviezdu slnečného typu, zatiaľ čo označenie G2 III naznačuje, že ide o bežného obra s teplotou podobnou Slnku.

Ak sa za jasnej noci pozriete pozorne, môžete na oblohe vidieť nespočetné množstvo farebných hviezd. Premýšľali ste niekedy nad tým, čo určuje odtieň ich blikania a aké farby nebeských telies existujú?

Farba hviezdy je určená jej povrchovou teplotou. Rozptýlenie svietidiel, ako sú drahé kamene, má nekonečne rozmanité odtiene, ako umelecká magická paleta. Čím je objekt teplejší, tým je energia žiarenia z jeho povrchu vyššia, čo znamená, že dĺžka emitovaných vĺn je kratšia.

Aj malý rozdiel vo vlnovej dĺžke zmení farbu vnímanú ľudským okom. Najdlhšie vlnové dĺžky majú červený odtieň, so zvyšujúcou sa teplotou sa mení na oranžovú, žltú, prechádza do bielej a následne sa stáva bielo-modrou.

Plynový plášť svietidiel slúži ako ideálny žiarič. Na základe farby hviezdy môžete vypočítať jej vek a povrchovú teplotu. Odtieň sa samozrejme neurčuje „okom“, ale pomocou špeciálneho prístroja - spektrografu.

Štúdium spektra hviezd je základom astrofyziky našej doby. Aké farby majú nebeské telesá, je najčastejšie jediná informácia, ktorú máme o nich k dispozícii.

Modré hviezdy

Modré hviezdy sú najviac veľké a horúce. Teplota ich vonkajších vrstiev je v priemere 10 000 Kelvinov a u jednotlivých hviezdnych obrov môže dosiahnuť 40 000.

V tomto rozsahu vyžarujú nové hviezdy, ktoré práve začínajú svoj životná cesta" Napríklad, Rigel, jedno z dvoch hlavných svietidiel súhvezdia Orion, modro-biele.

Žlté hviezdy

Stred nášho planetárneho systému je slnko- má povrchovú teplotu presahujúcu 6000 Kelvinov. Z vesmíru to a podobné svietidlá vyzerajú oslnivo biele, hoci zo Zeme vyzerajú skôr žlté. Zlaté hviezdy sú stredného veku.

Z ostatných nám známych svietidiel je to biela hviezda Sirius, hoci jeho farbu je dosť ťažké určiť okom. Deje sa tak preto, lebo zaberá nízku polohu nad horizontom a na ceste k nám je jeho žiarenie značne skreslené v dôsledku viacnásobného lomu. V stredných zemepisných šírkach je Sirius, často blikajúci, schopný demonštrovať celé farebné spektrum len za pol sekundy!

Červené hviezdy

Hviezdy s nízkymi teplotami majú tmavočervený odtieň., napríklad červených trpaslíkov, ktorých hmotnosť je menšia ako 7,5 % hmotnosti Slnka. Ich teplota je nižšia ako 3500 Kelvinov, a hoci ich žiara je bohatým leskom mnohých farieb a odtieňov, vidíme ju ako červenú.

Obrie hviezdy, ktorým došlo vodíkové palivo, sa tiež javia ako červené alebo dokonca hnedé. Vo všeobecnosti emisia starých a chladiacich hviezd leží v tomto rozsahu spektra.

Druhá z hlavných hviezd súhvezdia Orion má výrazný červený odtieň, Betelgeuse, a kúsok vpravo a nad ním sa nachádza na mape oblohy Aldebaran, ktorý má oranžovú farbu.

Najstaršia červená hviezda, ktorá existuje - HE 1523-0901 zo súhvezdia Váh - obrie svietidlo druhej generácie, ktoré sa nachádza na okraji našej galaxie vo vzdialenosti 7500 svetelných rokov od Slnka. Jeho možný vek je asi 13,2 miliardy rokov, čo nie je oveľa menej ako odhadovaný vek vesmíru.

Nikdy si nemyslíme, že možno existuje nejaký iný život okrem našej planéty, okrem našej slnečnej sústavy. Možno existuje život na jednej z planét obiehajúcich okolo modrej, bielej alebo červenej, alebo možno žltej hviezdy. Možno existuje ešte jedna takáto planéta, na ktorej žijú tí istí ľudia, ale stále o nej nič nevieme. Naše satelity a teleskopy objavili množstvo planét, ktoré môžu mať život, no tieto planéty sú vzdialené desaťtisíce a dokonca milióny svetelných rokov.

Modrí opozdilci sú hviezdy, ktoré majú modrú farbu.

Hviezdy nachádzajúce sa v guľových hviezdokopách, ktorých teplota je vyššia ako teplota bežných hviezd a ktorých spektrum sa vyznačuje výrazným posunom do modrej oblasti ako u hviezd v hviezdokope s podobnou svietivosťou, sa nazývajú modré stragglery. Táto vlastnosť im umožňuje vyniknúť v porovnaní s inými hviezdami v tejto hviezdokope na Hertzsprung-Russellovom diagrame. Existencia takýchto hviezd vyvracia všetky teórie o vývoji hviezd, ktorých podstatou je, že sa očakáva, že hviezdy, ktoré vznikli v rovnakom časovom období, budú umiestnené v presne definovanej oblasti Hertzsprung-Russellovho diagramu. V tomto prípade je jediným faktorom, ktorý ovplyvňuje presné umiestnenie hviezdy, jej počiatočná hmotnosť. Častý výskyt modrých opozdilcov mimo vyššie uvedenej krivky môže potvrdiť existenciu niečoho ako anomálny hviezdny vývoj.

Odborníci, ktorí sa snažia vysvetliť podstatu ich výskytu, predložili niekoľko teórií. Najpravdepodobnejšia z nich naznačuje, že tieto modré hviezdy boli v minulosti dvojité, potom začali alebo teraz prechádzajú procesom zlučovania. Výsledkom splynutia dvoch hviezd je vznik novej hviezdy, ktorá má oveľa väčšiu hmotnosť, jasnosť a teplotu ako hviezdy rovnakého veku.

Ak by sa táto teória mohla nejakým spôsobom preukázať ako správna, teória hviezdneho vývoja by bola zbavená problému modrých potuliek. Výsledná hviezda by mala väčšie množstvo vodíka, ktorý by sa správal podobne ako mladá hviezda. Existujú fakty, ktoré túto teóriu podporujú. Pozorovania ukázali, že opozdilci sa najčastejšie vyskytujú v centrálnych oblastiach guľových hviezdokôp. V dôsledku prevládajúceho počtu hviezd s jednotkovým objemom tam sú blízke prechody alebo kolízie pravdepodobnejšie.

Na overenie tejto hypotézy je potrebné študovať pulzáciu modrých opozdilcov, pretože Môžu existovať určité rozdiely medzi asteroseizmologickými vlastnosťami zlúčených hviezd a normálne pulzujúcich premenných. Stojí za zmienku, že meranie pulzácií je dosť ťažké. Negatívne na tento proces vplýva aj preľudnenosť hviezdnej oblohy, malé kolísanie pulzácií modrých potuliek, ako aj vzácnosť ich premenných.

Jeden príklad zlúčenia bolo možné pozorovať v auguste 2008, kedy takýto incident zasiahol objekt V1309, ktorého jasnosť sa po objavení niekoľko desiatok tisíckrát zvýšila a po niekoľkých mesiacoch sa vrátila na pôvodnú hodnotu. Vedci na základe 6-ročného pozorovania dospeli k záveru, že tento objekt sú dve hviezdy, ktorých obežná doba okolo seba je 1,4 dňa. Tieto skutočnosti viedli vedcov k presvedčeniu, že v auguste 2008 došlo k procesu zlúčenia týchto dvoch hviezd.

Modré opozdilce sa vyznačujú vysokým krútiacim momentom. Napríklad rýchlosť rotácie hviezdy, ktorá sa nachádza v strede zhluku 47 Tucanae, je 75-krát vyššia ako rýchlosť rotácie Slnka. Podľa hypotézy je ich hmotnosť 2-3 krát väčšia ako hmotnosť ostatných hviezd, ktoré sa nachádzajú v zhluku. Prostredníctvom výskumu sa tiež zistilo, že ak sa modré hviezdy nachádzajú blízko akýchkoľvek iných hviezd, potom tieto budú mať nižšie percento kyslíka a uhlíka ako ich susedia. Pravdepodobne hviezdy sťahujú tieto látky z iných hviezd pohybujúcich sa na ich obežnej dráhe, v dôsledku čoho sa zvyšuje ich jas a teplota. V „okradnutých“ hviezdach sa objavujú miesta, kde prebiehal proces premeny pôvodného uhlíka na iné prvky.

Názvy modrých hviezd - príklady

Rigel, Gamma Parus, Alpha Giraffe, Zeta Orionis, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Biele hviezdy sú biele hviezdy

Friedrich Bessel, ktorý viedol Königsbergské observatórium, urobil v roku 1844 zaujímavý objav. Vedec si všimol najmenšiu odchýlku najjasnejšej hviezdy na oblohe, Siriusa, od jej trajektórie po oblohe. Astronóm navrhol, že Sirius mal satelit, a tiež vypočítal približnú dobu rotácie hviezd okolo ich ťažiska, čo bolo asi päťdesiat rokov. Bessel nenašiel adekvátnu podporu u iných vedcov, pretože Satelit sa nikomu nepodarilo odhaliť, hoci jeho hmotnosť mala byť porovnateľná so Siriusom.

A len o 18 rokov neskôr Alvan Graham Clark, ktorý testoval najlepší ďalekohľad tých čias, objavil v blízkosti Siriusa slabú bielu hviezdu, ktorá sa ukázala byť jej satelitom s názvom Sirius B.

Povrch tejto hviezdy biely zahriaty na 25 tisíc Kelvinov a jeho polomer je malý. Vzhľadom na to vedci dospeli k záveru, že satelit má vysokú hustotu (na úrovni 106 g/cm3, pričom hustota samotného Síria je približne 0,25 g/cm3 a hustota Slnka je 1,4 g/cm3). O 55 rokov neskôr (v roku 1917) bol objavený ďalší biely trpaslík, pomenovaný po vedcovi, ktorý ho objavil – hviezda van Maanena, ktorá sa nachádza v súhvezdí Rýb.

Názvy bielych hviezd - príklady

Vega v súhvezdí Lýra, Altair v súhvezdí Aquila (viditeľná v lete a na jeseň), Sírius, Castor.

Žlté hviezdy – žlté hviezdy

Žltí trpaslíci sa zvyčajne nazývajú malé hviezdy hlavnej postupnosti, ktorých hmotnosť je v rámci hmotnosti Slnka (0,8-1,4). Podľa názvu majú takéto hviezdy žltú žiaru, ktorá sa uvoľňuje počas termonukleárneho procesu fúzie z vodíka na hélium.

Povrch takýchto hviezd sa zahrieva na teplotu 5-6 tisíc Kelvinov a ich spektrálne triedy sa pohybujú medzi G0V a G9V. Žltý trpaslík žije asi 10 miliárd rokov. Spaľovanie vodíka vo hviezde spôsobí, že sa znásobí a stane sa červeným obrom. Jedným z príkladov červeného obra je Aldebaran. Takéto hviezdy môžu vytvárať planetárne hmloviny tým, že odlupujú svoje vonkajšie vrstvy plynu. V tomto prípade sa jadro premení na bieleho trpaslíka, ktorý má vysokú hustotu.

Ak vezmeme do úvahy Hertzsprungov-Russellov diagram, potom sú na ňom žlté hviezdy umiestnené v centrálnej časti hlavnej postupnosti. Keďže Slnko možno nazvať typickým žltým trpaslíkom, jeho model je celkom vhodný na zváženie všeobecný modelžltých trpaslíkov. Ale na oblohe sú ďalšie charakteristické žlté hviezdy, ktorých mená sú Alhita, Dabikh, Toliman, Khara atď. Tieto hviezdy nie sú veľmi jasné. Napríklad ten istý Toliman, ktorý, ak neberiete do úvahy Proximu Centauri, je najbližšie k Slnku, má 0. magnitúdu, no zároveň je jeho jasnosť najvyššia spomedzi všetkých žltých trpaslíkov. Táto hviezda sa nachádza v súhvezdí Kentaurus a je tiež súčasťou komplexného systému, ktorý zahŕňa 6 hviezd. Spektrálna trieda Tolimana je G. Ale Dabih, ktorý sa nachádza 350 svetelných rokov od nás, patrí do spektrálnej triedy F. Jeho vysoká jasnosť je však spôsobená prítomnosťou blízkej hviezdy patriacej do spektrálnej triedy - A0.

Okrem Tolimana má spektrálna trieda G HD82943, ktorá sa nachádza na hlavnej sekvencii. Táto hviezda vďaka svojej podobnosti so Slnkom chemické zloženie a teploty, má tiež dve veľké planéty. Tvar obežných dráh týchto planét má však ďaleko od kruhového tvaru, takže k ich priblíženiu k HD82943 dochádza pomerne často. V súčasnosti sa astronómom podarilo dokázať, že táto hviezda mala kedysi oveľa väčší počet planét, no postupom času ich všetky pohltila.

Názvy žltých hviezd - príklady

Toliman, hviezda HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Červené hviezdy sú červené hviezdy

Ak ste aspoň raz v živote videli cez šošovku svojho ďalekohľadu červené hviezdy na oblohe, ktoré horeli na čiernom pozadí, potom vám spomienka na tento moment pomôže jasnejšie si predstaviť, o čom sa bude písať v tomto článku. Ak ste takéto hviezdy ešte nevideli, nabudúce ich určite skúste nájsť.

Ak sa pustíte do zostavovania zoznamu najjasnejších červených hviezd na oblohe, ktoré sa dajú ľahko nájsť aj amatérskym ďalekohľadom, zistíte, že sú to všetko uhlíkové hviezdy. Prvé červené hviezdy boli objavené už v roku 1868. Teplota takýchto červených obrov je nízka, navyše ich vonkajšie vrstvy sú vyplnené obrovským množstvom uhlíka. Ak predtým podobné hviezdy tvorili dve spektrálne triedy – R a N, teraz ich vedci definovali do jednej všeobecnej triedy – C. Každá spektrálna trieda má podtriedy – od 9 do 0. Okrem toho trieda C0 znamená, že hviezda má vysokú teplotu, ale menej červené ako hviezdy triedy C9. Je tiež dôležité, že všetky hviezdy s prevahou uhlíka sú vo svojej podstate premenlivé: dlhoperiodické, polopravidelné alebo nepravidelné.

Okrem toho boli do tohto zoznamu zahrnuté dve hviezdy nazývané červené polopravidelné premenné, z ktorých najznámejšia je m Cephei. William Herschel sa začal zaujímať o jeho nezvyčajnú červenú farbu a nazval ho „granátové jablko“. Takéto hviezdy sa vyznačujú nepravidelnými zmenami svietivosti, ktoré môžu trvať niekoľko desiatok až niekoľko stoviek dní. Takéto premenné hviezdy patria do triedy M (chladné hviezdy s povrchovou teplotou od 2400 do 3800 K).

Vzhľadom na to, že všetky hviezdičky v hodnotení sú premenné, je potrebné vniesť do zápisu trochu jasnosti. Všeobecne sa uznáva, že červené hviezdy majú názov, ktorý pozostáva z dvoch zložiek - písmena latinskej abecedy a názvu premennej konštelácie (napríklad T Hare). Prvá premenná objavená v danej konštelácii má priradené písmeno R atď., až po písmeno Z. Ak je takýchto premenných veľa, poskytuje sa pre ne dvojitá kombinácia latinských písmen - od RR po ZZ. Táto metóda vám umožňuje „pomenovať“ 334 objektov. Okrem toho môžu byť hviezdy označené písmenom V v kombinácii so sériovým číslom (V228 Cygnus). Prvý stĺpec hodnotenia je vyhradený pre označenie premenných.

Nasledujúce dva stĺpce v tabuľke označujú polohu hviezd v období 2000,0. V dôsledku zvýšenej popularity atlasu Uranometria 2000.0 medzi nadšencami astronómie sa v poslednom stĺpci hodnotenia zobrazuje číslo vyhľadávacej tabuľky pre každú hviezdu, ktorá je v hodnotení. V tomto prípade prvá číslica predstavuje zobrazenie čísla zväzku a druhá je sériové číslo karty.

Hodnotenie tiež zobrazuje maximálne a minimálne hodnoty jasu hviezdnych magnitúd. Je potrebné pripomenúť, že väčšia sýtosť červenej farby sa pozoruje u hviezd, ktorých jas je minimálny. Pre hviezdy, ktorých perióda premenlivosti je známa, sa zobrazuje ako počet dní, ale objekty, ktoré nemajú správnu periódu, sa zobrazujú ako Irr.

Hľadanie uhlíkovej hviezdy si nevyžaduje veľkú zručnosť, stačí, aby na jej videnie stačia schopnosti vášho teleskopu. Aj keď je jeho veľkosť malá, jeho jasne červená farba by mala upútať vašu pozornosť. Preto by ste nemali byť naštvaní, ak ich nemôžete okamžite odhaliť. Stačí pomocou atlasu nájsť blízku jasnú hviezdu a potom prejsť od nej k červenej.

Rôzni pozorovatelia vidia uhlíkové hviezdy inak. Niekomu pripomínajú rubíny alebo žeravý uhlík horiaci v diaľke. Iní vidia v takýchto hviezdach karmínové alebo krvavočervené odtiene. Na začiatok má hodnotenie zoznam šiestich najjasnejších červených hviezd, ktoré si po nájdení môžete naplno vychutnať ich krásu.

Názvy červených hviezd - príklady

Rozdiely vo farbách hviezd

Existuje obrovské množstvo hviezd s neopísateľnými farebnými odtieňmi. Výsledkom bolo, že dokonca jedno súhvezdie dostalo názov „Jewel Box“, ktorého základ tvoria modré a zafírové hviezdy a v jeho samom strede je jasne žiariaca oranžová hviezda. Ak vezmeme do úvahy Slnko, má bledosť žltá.

Priamym faktorom ovplyvňujúcim rozdiel vo farbe medzi hviezdami je ich povrchová teplota. Toto je vysvetlené jednoducho. Svetlo je svojou povahou žiarenie vo forme vĺn. Vlnová dĺžka je vzdialenosť medzi jej hrebeňmi a je veľmi malá. Aby ste si to predstavili, musíte rozdeliť 1 cm na 100 tisíc rovnakých častí. Niekoľko z týchto častíc bude tvoriť vlnovú dĺžku svetla.

Vzhľadom na to, že toto číslo sa ukazuje ako dosť malé, každá, aj tá najnepodstatnejšia zmena v ňom bude dôvodom, prečo sa obraz, ktorý pozorujeme, zmení. Náš zrak totiž vníma rôzne vlnové dĺžky svetla ako rôzne farby. Napríklad modrá má vlny, ktorých dĺžka je 1,5-krát kratšia ako dĺžka červenej.

Takmer každý z nás vie, že teplota môže mať veľmi priamy vplyv na farbu telies. Môžete napríklad vziať akýkoľvek kovový predmet a dať ho do ohňa. Počas zahrievania sa zmení na červenú. Ak by sa teplota ohňa výrazne zvýšila, farba objektu by sa zmenila – z červenej na oranžovú, z oranžovej na žltú, zo žltej na bielu a nakoniec z bielej na modrobielu.

Keďže Slnko má povrchovú teplotu okolo 5,5 tisíc 0 C, ide o typický príklad žltých hviezd. Ale najhorúcejšie modré hviezdy sa môžu zahriať až na 33 tisíc stupňov.

Farbu a teplotu spojili vedci pomocou fyzikálnych zákonov. Ako je teplota telesa priamo úmerná jeho žiareniu a nepriamo úmerná vlnovej dĺžke. Modré vlny majú v porovnaní s červenými kratšie vlnové dĺžky. Horúce plyny emitujú fotóny, ktorých energia je priamo úmerná teplote a nepriamo úmerná vlnovej dĺžke. Preto sa najhorúcejšie hviezdy vyznačujú modro-modrým emisným rozsahom.

Keďže jadrové palivo na hviezdach nie je neobmedzené, má tendenciu sa spotrebovať, čo vedie k ochladzovaniu hviezd. Preto sú hviezdy stredného veku žlté a staré hviezdy vidíme ako červené.

Vďaka tomu, že Slnko je veľmi blízko našej planéty, je možné presne opísať jeho farbu. Ale pre hviezdy, ktoré sú vzdialené milión svetelných rokov, sa táto úloha stáva zložitejšou. Na to slúži zariadenie zvané spektrograf. Vedci ním prechádzajú svetlom vyžarovaným hviezdami, v dôsledku čoho je možné spektrálne analyzovať takmer akúkoľvek hviezdu.

Okrem toho pomocou farby hviezdy môžete určiť jej vek, pretože matematické vzorce umožňujú použiť spektrálnu analýzu na určenie teploty hviezdy, z ktorej sa dá ľahko vypočítať jej vek.

Pozrite si video Tajomstvo hviezd online

Hviezdy môžu byť veľmi odlišné: malé a veľké, svetlé a málo jasné, staré a mladé, horúce a „studené“, biele, modré, žlté, červené atď.

Hertzsprung-Russellov diagram vám umožňuje pochopiť klasifikáciu hviezd.

Ukazuje vzťah medzi absolútnou magnitúdou, svietivosťou, spektrálnym typom a povrchovou teplotou hviezdy. Hviezdy v tomto diagrame nie sú umiestnené náhodne, ale tvoria jasne viditeľné oblasti.

Väčšina hviezd je na tzv hlavná sekvencia. Existencia hlavnej sekvencie je spôsobená skutočnosťou, že fáza horenia vodíka predstavuje ~ 90 % evolučného času väčšiny hviezd: horenie vodíka v centrálnych oblastiach hviezdy vedie k vytvoreniu izotermického héliového jadra, prechod do štádia červeného obra a odchod hviezdy z hlavnej sekvencie. Relatívne krátky vývoj červených obrov vedie v závislosti od ich hmotnosti k vzniku bielych trpaslíkov, neutrónových hviezd alebo čiernych dier.

Keďže sa hviezdy nachádzajú v rôznych štádiách svojho evolučného vývoja, delia sa na normálne hviezdy, trpasličie hviezdy a obrovské hviezdy.

Normálne hviezdy sú hviezdy hlavnej postupnosti. Medzi ne patrí aj naše Slnko. Niekedy sa normálne hviezdy ako Slnko nazývajú žltými trpaslíkmi.

Žltý trpaslík

Žltý trpaslík je typ malej hviezdy hlavnej postupnosti s hmotnosťou medzi 0,8 a 1,2 hmotnosti Slnka a povrchovou teplotou 5000–6000 K.

Životnosť žltého trpaslíka je v priemere 10 miliárd rokov.

Po spálení celej zásoby vodíka sa hviezda mnohonásobne zväčší a zmení sa na červeného obra. Príkladom tohto typu hviezdy je Aldebaran.

Červený obr vyvrhuje svoje vonkajšie vrstvy plynu a vytvára planetárne hmloviny, zatiaľ čo jadro sa zrúti do malého, hustého bieleho trpaslíka.

Červený obr je veľká hviezda s červenkastou alebo oranžovou farbou. Vznik takýchto hviezd je možný tak v štádiu vzniku hviezd, ako aj v neskorších štádiách ich existencie.

V ranom štádiu hviezda vyžaruje v dôsledku gravitačnej energie uvoľnenej počas kompresie, kým kompresiu nezastaví začatá termonukleárna reakcia.

V neskorších štádiách vývoja hviezd, po spálení vodíka v ich jadrách, hviezdy opúšťajú hlavnú postupnosť a presúvajú sa do oblasti červených obrov a supergigantov Hertzsprung-Russellovho diagramu: táto fáza trvá približne 10 % čas „aktívneho“ života hviezd, to znamená štádiá ich vývoja, počas ktorých prebiehajú nukleosyntetické reakcie vo vnútri hviezd.

Obrovská hviezda má relatívne nízku povrchovú teplotu, približne 5000 stupňov. Obrovský polomer, dosahujúci 800 slnečných lúčov a vďaka takým veľkým rozmerom obrovská svietivosť. Maximum žiarenia sa vyskytuje v červenej a infračervenej oblasti spektra, preto sa nazývajú červení obri.

Najväčší z obrov sa mení na červených supergigantov. Hviezda s názvom Betelgeuse v súhvezdí Orion je najvýraznejším príkladom červeného supergianta.

Trpasličí hviezdy sú opakom obrov a môžu byť ďalšie.

Biely trpaslík je to, čo zostane z obyčajnej hviezdy s hmotnosťou menšou ako 1,4 hmotnosti Slnka po tom, čo prejde cez stupeň červeného obra.

Kvôli nedostatku vodíka v jadre takýchto hviezd neprebiehajú termonukleárne reakcie.

Bieli trpaslíci sú veľmi hustí. Nie sú väčšie ako Zem, ale ich hmotnosť sa dá prirovnať k hmotnosti Slnka.

Sú to neuveriteľne horúce hviezdy, ich teploty dosahujú 100 000 stupňov alebo viac. Svietia pomocou svojej zostávajúcej energie, ktorá sa však časom minie a jadro sa ochladí a zmení sa na čierneho trpaslíka.

Červení trpaslíci sú najbežnejšie objekty hviezdneho typu vo vesmíre. Odhady ich počtu sa pohybujú od 70 do 90 % z počtu všetkých hviezd v galaxii. Sú dosť odlišné od ostatných hviezd.

Hmotnosť červených trpaslíkov nepresahuje tretinu hmotnosti Slnka (dolná hranica hmotnosti je 0,08 Slnka, nasledujú hnedí trpaslíci), povrchová teplota dosahuje 3500 K. Červení trpaslíci majú spektrálnu triedu M alebo neskoré K. Hviezdy tohto typu vyžarujú veľmi málo svetla, niekedy 10 000-krát menšie ako Slnko.

Vzhľadom na ich nízku radiáciu nie je žiadny z červených trpaslíkov viditeľný zo Zeme voľným okom. Dokonca aj najbližší červený trpaslík k Slnku, Proxima Centauri (najbližšia hviezda v trojitom systéme k Slnku), a najbližší jediný červený trpaslík, Barnardova hviezda, majú zdanlivú magnitúdu 11,09 a 9,53. V tomto prípade možno voľným okom pozorovať hviezdu s magnitúdou až 7,72.

Vďaka nízkej rýchlosti spaľovania vodíka majú červení trpaslíci veľmi dlhú životnosť, ktorá sa pohybuje od desiatok miliárd až po desiatky biliónov rokov (červený trpaslík s hmotnosťou 0,1 hmotnosti Slnka bude horieť 10 biliónov rokov).

U červených trpaslíkov sú termonukleárne reakcie s héliom nemožné, takže sa nemôžu zmeniť na červených obrov. Postupom času sa postupne zmenšujú a zahrievajú stále viac, až kým nevyčerpajú celú zásobu vodíkového paliva.

Postupne sa podľa teoretických koncepcií menia na modrých trpaslíkov - hypotetickú triedu hviezd, pričom žiadnemu z červených trpaslíkov sa zatiaľ nepodarilo premeniť na modrého trpaslíka a následne na bielych trpaslíkov s héliovým jadrom.

Hnedý trpaslík - subhviezdne objekty (s hmotnosťou od 0,01 do 0,08 hmotnosti Slnka, resp. od 12,57 do 80,35 hmotnosti Jupitera a priemerom približne rovným priemeru Jupitera), v hĺbke ktorých na rozdiel od hlavnej postupnosti hviezd, nedochádza k termonukleárnej fúznej reakcii s premenou vodíka na hélium.

Minimálna teplota hviezd hlavnej postupnosti je asi 4000 K, teplota hnedých trpaslíkov leží v rozmedzí od 300 do 3000 K. Hnedí trpaslíci sa počas celého života neustále ochladzujú a čím je trpaslík väčší, tým sa ochladzuje pomalšie.

Subhnedí trpaslíci

Subhnedí trpaslíci alebo hnedí trpaslíci sú chladné útvary, ktoré spadajú pod hranicu hmotnosti hnedého trpaslíka. Ich hmotnosť je menšia ako približne jedna stotina hmotnosti Slnka, alebo teda 12,57 hmotnosti Jupitera, spodná hranica nie je určená. Vo všeobecnosti sa považujú za planéty, hoci vedecká komunita ešte nedospela ku konečnému záveru o tom, čo sa považuje za planétu a čo je podhnedý trpaslík.

Čierny trpaslík

Čierni trpaslíci sú bieli trpaslíci, ktorí sa ochladili a v dôsledku toho nevyžarujú vo viditeľnom rozsahu. Predstavuje záverečnú fázu evolúcie bielych trpaslíkov. Hmotnosti čiernych trpaslíkov, rovnako ako hmotnosti bielych trpaslíkov, sú obmedzené nad 1,4 hmotnosti Slnka.

Dvojhviezda sú dve gravitačne viazané hviezdy obiehajúce okolo spoločného ťažiska.

Niekedy existujú systémy troch alebo viacerých hviezd, v tomto všeobecnom prípade sa systém nazýva viacnásobná hviezda.

V prípadoch, keď takýto hviezdny systém nie je príliš ďaleko od Zeme, možno jednotlivé hviezdy rozlíšiť pomocou ďalekohľadu. Ak je vzdialenosť významná, potom astronómovia môžu pochopiť, že dvojitá hviezda je viditeľná iba nepriamymi znakmi - kolísaním jasu spôsobeným periodickými zatmeniami jednej hviezdy druhou a niektorými ďalšími.

Nová hviezda

Hviezdy, ktorých svietivosť sa náhle zvýši 10 000-krát. Nova je binárny systém pozostávajúci z bieleho trpaslíka a sprievodnej hviezdy umiestnenej v hlavnej postupnosti. V takýchto systémoch plyn z hviezdy postupne prúdi k bielemu trpaslíkovi a tam periodicky exploduje, čo spôsobí výbuch jasu.

Supernova

Supernova je hviezda, ktorá končí svoj vývoj v katastrofickom výbušnom procese. Vzplanutie v tomto prípade môže byť o niekoľko rádov väčšie ako v prípade novy. Takáto silná explózia je dôsledkom procesov prebiehajúcich vo hviezde v poslednom štádiu vývoja.

Neutrónová hviezda

Neutrónové hviezdy (NS) sú hviezdne formácie s hmotnosťou rádovo 1,5 Slnka a veľkosťami výrazne menšími ako bieli trpaslíci; typický polomer neutrónovej hviezdy je pravdepodobne rádovo 10-20 kilometrov.

Pozostávajú prevažne z neutrálnych subatomárnych častíc – neutrónov, tesne stlačených gravitačnými silami. Hustota takýchto hviezd je extrémne vysoká, je porovnateľná a podľa niektorých odhadov môže byť niekoľkonásobne vyššia ako priemerná hustota atómového jadra. Jeden kubický centimeter látky NS bude vážiť stovky miliónov ton. Gravitácia na povrchu neutrónovej hviezdy je asi 100 miliárd krát vyššia ako na Zemi.

V našej Galaxii môže podľa vedcov existovať od 100 miliónov do 1 miliardy neutrónových hviezd, teda niekde okolo jednej promile obyčajných hviezd.

Pulzary

Pulzary sú kozmické zdroje elektromagnetického žiarenia prichádzajúceho na Zem vo forme periodických výbojov (impulzov).

Podľa dominantného astrofyzikálneho modelu sú pulzary rotujúce neutrónové hviezdy s magnetické pole, ktorá je naklonená k osi otáčania. Keď Zem spadne do kužeľa vytvoreného týmto žiarením, je možné zaznamenať pulz žiarenia opakujúci sa v intervaloch rovných perióde otáčania hviezdy. Niektoré neutrónové hviezdy rotujú až 600-krát za sekundu.

Cefeidy

Cefeidy sú triedou pulzujúcich premenných hviezd s pomerne presným vzťahom medzi periódou a svietivosťou, pomenované podľa hviezdy Delta Cephei. Jednou z najznámejších cefeíd je Polaris.

Nasleduje zoznam hlavných typov (typov) hviezd s ich stručný popis, samozrejme, nevyčerpáva celú možnú škálu hviezd vo vesmíre.