Какие звезды имеют наибольшую температуру поверхности. Какие бывают цвета звёзд? Желтые звезды примеры
Звезды - небесные тела, в которых идут термоядерные реакции. Это наиболее распространённые объекты Вселенной. Более 98% массы видимого космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах, остальная часть его рассеяна в межзвёздном пространстве.
Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.
При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.
БЛЕСК
Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивают в звёздных величинах (см. статью "Звёздные величины"). Исторически сложившаяся система звёздных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю - самым слабым, находящимся на пределе видимости невооружённым глазом. Впоследствии, чтобы производить объективные количественные оценки звёздных величин, эту шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярче другой в прим. 2,512 раза. Для более точных измерений шкала, содержащая только целые числа, оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом т (от лат. magnitude - "величина"), который ставят вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2,3^м.
Чтобы оценить блеск ярчайших небесных светил, шести ступеней было недостаточно. Появились нулевые и отрицательные звёздные величины. Так, полная Луна имеет блеск около -11т (в 10 тыс. раз ярче самой яркой звезды - Сириуса), Венера - до -4 m . С изобретением телескопа астрономы познакомились со звёздами слабее 6m. Даже в бинокль могут быть видны звёзды 10^m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27-29 m .
Видимый блеск - легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды - светимость, надо знать расстояние до неё.
РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД
Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет больше измеряемой величины. К счастью, наблюдатель вместе с нашей планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд и галактик. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксам. Из геометрических соображений ясно, что он в точности равен тому углу, под которым были бы видны эти две точки земной орбиты со стороны звезды, и зависит как от расстояния между точками, так и от их ориентации в пространстве.Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
Параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1". Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно).
С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии - парсек (сокращение от "параллакс" и "секунда"). Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1"". Другими словами, радиус земной орбиты, равный одной астрономической единице (1 а. е.), виден с такой звезды под углом 1". Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:
r = 1/п (пи)
где r - расстояние в парсеках, п - годичный параллакс в секундах.
Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звёзд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далёкой переменной звезды и её видимую звёздную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звёзд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звёзд и звёздных систем.
Химический состав звезд
Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.
СВЕТИМОСТЬ
Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:
L© = 4*10 26 Вт
Сириус 22 L©
Канопус 4700 L©
Арктур 107L©
Вега 50 L©
Это, однако, не означает, что Солнце очень "бледно" выглядит по сравнению с остальными звёздами. Его светимость в звёздном мире выше средней. Так, из нескольких десятков звёзд, расстояния до которых не превышают 15 световых лет, только две - Сириус и Процион - имеют более высокую светимость, чем Солнце, и ещё одна - алюфа Центавра - лишь немного уступает ему, у остальных же светимость значительно ниже. Известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце, Интервал светимостей наблюдаемых звёзд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз!
ЦBET И ТЕМПЕРАТУРА
Одна из легко измеряемых звёздных характеристик - цвет. Как раскалённый металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой - один кельвин (1 К) -тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия (1 °С), а начало шкалы сдвинуто на -273 (0 К = -273 °С).Самые горячие звёзды - всегда голубого и белого цвета, менее горячие - желтоватого, холодные - красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов - горячее любого расплавленного металла.
Человеческий глаз не способен очень точно определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.
СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД
Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства - дифракционной решётки - раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое - красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звёздах самых лёгких элементов - водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу её спектра.
В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).
Солнце G2 Сириус А1 Канопус F0 Арктур К2 Вега А0 Ригель В8 Денеб А2 Альтаир А7 Бетельгейзе М2
Полярная F8
РАЗМЕРЫ ЗВЁЗД
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди "перекрывая" идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные (линейные) размеры.
Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно для земных наблюдателей, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором - оптическим интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоёмки. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) во всём оптическом диапазоне и температуры (Т). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R 2 T 4 . Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получаем удобную для вычислений формулу:
позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины R®, L® и Т® = 6000 К известны).
Итак, по своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик"), введены с 1953 года на:
- Сверхгиганты (I)
- Яркие гиганты (II)
- Гиганты (III)
- Субгиганты (IV)
- Карлики главной последовательности (V)
- Субкарлики (VI)
- Белые карлики (VII)
Измерения показали, что самые маленькие звёзды, наблюдаемые в оптических лучах, - так называемые белые карлики - имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных - красных сверхгигантов - таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё.
МАССА ЗВЕЗДЫ
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.
Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет недостаточно высока для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звёздам.) Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз - гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).
Анализируя важнейшие характеристики звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.
Звезды главной последовательности подразделяются на классы, которые мы рассмотри ниже:
Класс O - это голубые звезды, их температура 22 000 °С. Типичные звезды - Дзета в созвездии Кормы, 15 Единорога.
Класс В – это бело-голубые звезды. Температура их 14 000 °С. Температура их 14 ООО °С. Типичные звезды: Эпсилон в созвездии Ориона, Ригель, Колос.
Класс A - это белые звезды. Их температура 10 000 °С. Типичные звезды - Сириус, Вега, Альтаир.
Класс F – это бело-желтые звезды. Температура их поверхности 6700 °С. Типичные звезды Канопус, Процион, Альфа в созвездии Персея.
Класс G - это желтые звезды. Температура 5 500 °С. Типичные звезды: Солнце (спектр С-2), Капелла, Альфа Центавра.
Класс K - это желто оранжевые звезды. Температура 3 800 °С. Типичные звезды: Артур, Поллукс, Альфа Большой Медведицы.
Класс M -. Это красные звезды. Температура 1 800 °С. Типичные звезды: Бетельгейзе, Антарес
Кроме звезд главной последовательности, астрономы выделяют такие типы звезд:
Коричневые карлики - звезды, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Их спектральный класс М - T и Y. В коричневых карликах могут протекать термоядерные процессы, но их масса все же слишком мала, чтобы начать реакцию превращения атомов водорода в атомы гелия, являющуюся главным условием для жизни полноценной звезды. Коричневые карлики - довольно «тусклые» объекты, если этот термин может быть применим к подобным телам, и астрономы исследуют их в основном благодаря выделяемому ими инфракрасному излучению.
Красные гиганты и сверхгиганты - это звезды с довольно низкой эффективной
температурой в 2700- 4700°С, однако с огромной светимостью. Для их спектра
характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения
приходится на инфракрасный диапазон.
Звезды типа Типа Вольфа - Райе - класс звезд, для которых характерна
очень высокая температура и светимость. Звезды Вольфа - Райе отличаются от
других горячих звезд наличием в спектре широких полос излучения водорода,
гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации.
Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа - Райе не достигнуто.
Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд,
сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции.
Звезды типа T Тельца - класс переменных звезд, названный по имени своего
прототипа Т Тельца (протозвезды на конечном этапе развития). Обычно их можно
обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности
(весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности. Они
принадлежат к звездам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух
солнечных. Температура их поверхности такая же, как и у звезд главной
последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость,
потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является
гравитационное сжатие.
Яркие голубые переменные, также известные как переменные типа S Золотой Рыбы
- это очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде
S Золотой Рыбы. Встречаются исключительно редко. Яркие голубые переменные могут
сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных,
подходя к теоретическому пределу массы звезды, что делает их самыми
яркими, горячими и мощными звездами во Вселенной.
Белые карлики – тип «умирающих» звезд. Небольшие звезды типа нашего Солнца,
которые широко распространены во Вселенной в конце своей жизни превратятся в
белых карликов - это маленькие звезды(бывшее ядра звезд) с очень высокой
плотностью, которая в миллион раз выше плотности воды. Звезда лишена источников
энергии и, постепенно остывает, становясь темной и невидимой, однако
процесс остывания может длиться миллиарды лет.
Нейтронные звезды – класс звезд, как и белые карлики, образуются после
гибели звезды с массой 8-10 масс Солнца (звезды с большей массы уже образуют черные
дыры). В данном случае ядро сжимается до тех пор, пока большинство частиц
не превратится в нейтроны. Одной из особенности нейтронных звезд является
сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретенному
звездой из-за несферического коллапса, в космосе наблюдаются радио- и
рентгеновские источники, которые называются пульсары.
Эволюция звезд
Многие люди думают, что все звезды на небе белого цвета. (Кроме Солнца, которое, конечно, желтое .) Как это ни удивительно, но на самом деле все как раз наоборот : наше , а звезды бывают разных цветов - голубоватые, белые, желтоватые, оранжевые и даже красные!
Другой вопрос, можно ли увидеть цвет звезд невооруженным глазом ? Тусклые звезды кажутся белыми просто потому, что они слишком слабы для возбуждения в сетчатке наших глаз колбочек - специальных клеток-рецепторов, отвечающих за цветное зрение. Чувствительные к слабому свету палочки не различают цветов. Именно поэтому в темноте все кошки серые, а все звезды белые.
А как насчет ярких звезд?
Давайте посмотрим на созвездие Ориона, а вернее, на две его ярчайшие звезды, Ригель и Бетельгейзе. (Орион - центральное созвездие зимнего неба. Наблюдается по вечерам на юге с конца ноября по март.)
Звезда Бетельгейзе выделяется среди других в созвездии Ориона своим красноватым оттенком. Фото: Bill Dickinson/APOD
Даже беглого взгляда хватит, чтобы заметить красный цвет Бетельгейзе и голубовато-белый цвет Ригеля. Это не кажущееся явление - звезды действительно имеют разные цвета. Разница в цвете определяется только температурой на поверхностях этих звезд. Белые звезды горячее желтых, а желтые, в свою очередь, горячее оранжевых. Самые горячие звезды голубовато-белого цвета, а самые холодные - красные. Таким образом, Ригель намного горячее Бетельгейзе .
Какого цвета на самом деле Ригель?
Иногда, правда, все не так очевидно. В морозную или ветреную ночь, когда воздух неспокоен, вы можете наблюдать странную вещь - Ригель быстро-быстро меняет свою яркость (попросту говоря, мерцает) и переливается разными цветами! Иногда кажется, что он голубой, иногда - что белый, а затем на мгновение проскакивает и красный цвет! Получается, что Ригель вовсе не голубовато-белая звезда - она вообще непонятно какого цвета!
Голубой Ригель и отражательная туманность Голова Ведьмы. Фото: Michael Heffner/Flickr.com
Ответственность за это явление лежит целиком и полностью на атмосфере Земли. Низко над горизонтом (а Ригель в наших широтах высоко никогда не поднимается) звезды часто мерцают и переливаются разными цветами. Их свет проходит через очень большую толщу атмосферы, прежде чем достичь наших глаз. По пути он преломляется и отклоняется в слоях воздуха с разной температурой и плотностью, создавая эффект дрожания и быстрой смены цвета.
Наилучший пример переливающейся разными цветами звезды - белый Сириус , который находится на небе по соседству с Орионом. Сириус - ярчайшая звезда ночного неба и потому ее мерцание и быстрое изменение цвета гораздо заметней, чем у звезд по соседству.
Хотя звезды бывают разных цветов, невооруженным глазом лучше всего различаются белые и красноватые. Из всех ярких звезд, пожалуй, только Вега выглядит отчетливо голубоватой.
Вега в телескоп похожа на сапфир. Фото: Fred Espanak
Цвета звезд в телескопы и бинокли
Оптические инструменты - телескопы, бинокли и подзорные трубы - покажут гораздо более яркую и широкую палитру звездных цветов. Вы увидите ярко-оранжевые и желтые звезды, голубовато-белые, желтовато-белые, золотистые и даже зеленоватые звезды! Насколько эти цвета реальны?
В основном они все реальны! Правда, зеленых звезд в природе не бывает (почему - отдельный вопрос), это оптический обман, хотя и очень красивый! Наблюдение зеленоватых и даже изумрудно-зеленых звезд возможно только в , когда очень близко есть желтая или желтовато-оранжевая звезда.
Телескоп-рефлектор гораздо точнее передает цвета, чем рефрактор , поскольку линзовые телескопы страдают в той или иной степени хроматической аберрацией, а зеркала рефлектора отражают свет всех цветов одинаково.
Очень интересно понаблюдать за разноцветными звездами сначала невооруженным глазом, а затем в бинокль или в телескоп. (Наблюдая в телескоп, используйте минимальное увеличение.)
В таблице ниже приведены цвета для 8 ярких звезд. Блеск звезд дан в звездных величинах. Буква v означает, что блеск звезды переменный - она светит в силу физических причин то ярче, то тусклее.
| Звезда | Созвездие | Блеск | Цвет | Вечерняя видимость |
|---|---|---|---|---|
| Сириус | Большой Пёс | -1.44 | Белый, но часто сильно мерцает и переливается разными цветами из-за атмосферных условий | Ноябрь - март |
| Вега | Лира | 0.03 | Голубая | Круглый год |
| Капелла | Возничий | 0.08 | Желтая | Круглый год |
| Ригель | Орион | 0.18 | Голубовато-белый, но часто сильно мерцает и переливается разными цветами из-за атмосферных условий | Ноябрь - апрель |
| Процион | Малый Пёс | 0.4 | Белая | Ноябрь - май |
| Альдебаран | Телец | 0.87 | Оранжевый | Октябрь - апрель |
| Поллукс | Близнецы | 1.16 | Бледно-оранжевая | Ноябрь - июнь |
| Бетельгейзе | Орион | 0,45v | Оранжево-красная | Ноябрь - апрель |
Разноцветные звезды на декабрьском небе
В декабре можно найти целую дюжину ярких цветных звезд! О красной Бетельгейзе и голубовато-белом Ригеле мы уже говорили. В исключительно спокойные ночи поражает своей белизной Сириус. Звезда Капелла в созвездии Возничего для невооруженного глаза кажется практически белой, зато в телескоп обнаруживает отчетливый желтоватый оттенок.
Обязательно взгляните на Вегу , которая с августа по декабрь видна по вечерам высоко в небе на юге, а затем на западе. Вегу недаром называют небесным сапфиром - настолько глубок ее голубой цвет при наблюдении в телескоп!
Наконец, у звезды Поллукс из созвездия Близнецов вы обнаружите бледно-оранжевое сияние.
Поллукс, ярчайшая звезда в созвездии Близнецов. Фото: Fred Espanak
В конце замечу, что цвета звезд, которые мы наблюдаем визуально, во многом зависят от чувствительности наших глаз и субъективного восприятия. Возможно, вы мне возразите по всем пунктам и скажете, что цвет Поллукса густо-оранжевый, а Бетельгейзе - желтовато-красный. Проведите эксперимент! Посмотрите на звезды, приведенные в таблице выше, сами - невооруженным глазом и через оптический инструмент. Дайте свою оценку их цвета!
Post Views: 13 595
Специалисты выдвигают несколько теорий их возникновения. Наиболее вероятная из низ гласит о том, что такие звезды голубого цвета, очень давно были двойными, и у них происходил процесс слияния. Когда 2 звезды объединяются, то возникает новая звезда с гораздо большой яркостью, массой, температурой.
Голубые звезды примеры:
- Гамма Парусов;
- Ригель;
- Дзета Ориона;
- Альфа Жирафа;
- Дзета Кормы;
- Тау Большого Пса.
Звезды белого цвета — белые звезды
Один ученый обнаружил очень тусклую звезду белого цвета, которая была спутником Сириуса и она получила название Сириус В. Поверхность это уникальной звезды разогрета до 25000 Кельвинов, а радиус её маленький.
Белые звезды примеры:
- Альтаир в созвездии Орла;
- Вега в созвездии Лиры;
- Кастор;
- Сириус.
Звезды желтого цвета — желтые звезды
Такие звезды имеют свечение желтого цвета, а их масса находиться в пределах массы Солнца — это около 0,8-1,4. Поверхность таких звезд обычно разогрета до температуры 4-6 тыс. Кельвинов. Живет такая звезда около 10 млрд. лет.
Желтые звезды примеры:
- Звезда HD 82943;
- Толиман;
- Дабих;
- Хара;
- Альхита.
Звезды красного цвета — красные звезды
Первые красные звезды открыли в 1868 году. Их температура довольно таки низкая, а внешние слои красных гигантов заполнены большим количеством углерода. Ранее подобные звезды составляли два спектральных класса — N и R, но сейчас ученые смогли определить еще один общий класс — C.
Показатель цвета звезды
Показатель цвета (Color Index ) характеристика спектра излучения звезды; выражается разностью , измеренных в двух диапазонах спектра. Впервые был введен в начале ХХ в., когда выяснилось, что относительная яркость звезд на фотопластинках отличается от наблюдаемой визуально (поскольку глаз человека наиболее чувствителен к желтым лучам, а фотопластинка - к синим). Более холодные - желтые и красные - звезды выглядят ярче для глаза, а более горячие - белые и голубые - ярче получаются на фотопластинке. Следовательно, цвет звезды указывает ее температуру.Вначале показатель цвета определили как разность между и звездными величинами объекта: CI = m ph -m vis . Введение трехцветной фотометрической позволило использовать два независимых показателя цвета: (B-V) и (U-B). Поскольку фильтр V (visual ) близок к диапазону чувствительности глаза, а фильтр B (blue ) - к диапазону фотопластинки, то значения показателей CI и (B-V) почти совпадают. Шкала звездных величин установлена так, что (B-V)=0 и (U-B)=0 для звезд A0 с температурой поверхности около 10000 К. Красные звезды с низкой температурой поверхности имеют показатель цвета от +1.0 m до +2.0 m , а у горячих бело-голубых звезд он отрицательный до -0.3 m . Продвижение в спектра привело к введению новых стандартных фильтров (I, J, K, ...) и соответствующих им показателей цвета.
Для звезд, спектр которых не искажен , используется понятие нормальный цвет (или нормальный показатель цвета ). Поскольку он, как и спектральный класс звезды, почти однозначно связан с ее температурой, по виду спектра можно определить нормальный цвет звезды, даже если ее наблюдаемый цвет искажен межзвездным поглощением. Разность наблюдаемого и нормального цветов называют избытком цвета (Color Excess ): например, E B-V = (B-V) - (B-V) 0 . Его значение как раз и указыва ет на степень
Цвет звезды зависит от температуры на её поверхности. Показатель поверхностной температуры нашего Солнца превосходит 6,000 градусов Кельвина. Несмотря на то, что с Земли оно кажется жёлтым, из космоса солнечные свет выглядит ослепительно белым. Это яркое белое солнечное свечение образуется именно благодаря такой высокой температуре. Если бы Солнце было холоднее, то его свет приобрёл бы более тёмный оттенок, ближе к красному, а если бы эта звезда была горячее, то была бы голубого цвета.
Секрет разноцветности звезд стал важным орудием астрономов – цвет светил помог им узнать температуру поверхности звезд. В основу легло примечательное природное явление – соотношение между энергией вещества и цветом излучаемого им света.
Наблюдения на эту тему вы уже наверняка сделали сами. Нить маломощных 30-ваттных лампочек горит оранжевым светом – а когда напряжение в сети падает, нить накала едва тлеет красным. Более сильные лампочки светятся желтым или даже белым цветом. А сварочный электрод во время работы и кварцевая лампа светятся голубым. Однако смотреть на них ни в коем случае не стоит – их энергия настолько велика, что может с легкостью повредить сетчатку глаза.
Соответственно, чем горячее предмет, тем ближе его цвет его свечения к голубому – а чем холоднее, тем ближе к темно-красному. Звезды не стали исключением: такой же принцип действует и на них. Влияние состава звезды на ее цвет очень незначительное – температура может скрывать отдельные элементы, ионизируя их.
Но именно анализ цветового спектра излучения звезды помогает выяснить ее состав. Атомы каждого вещества имеют свою уникальную пропускную способность. Световые волны одних цветов беспрепятственно проходят сквозь них, когда другие останавливаются – собственно, по блокированным диапазонам света ученые и определяют химические элементы.
Механизм «окрашивания» звезд
Какова физическая подоплека этого явления? Температура характеризуется скоростью движения молекул вещества тела – чем она выше, тем быстрее они движутся. Это влияет на длину световых волн, которые проходят сквозь вещество. Горячая среда укорачивает волны, а холодная – наоборот, удлиняет. А видимый цвет светового луча как раз определяется длиной световой волны: короткие волны отвечают за синие оттенки, а длинные – за красные. Белый цвет получается в итоге наложения разноспектральных лучей.
Цвет звезды играет роль сразу в нескольких системах упорядочивания звезд. Сам по себе он является главным критерием определения спектрального класса светила. Так как цвет связан с температурой, его откладывают по одной из осей диаграммы Герцшпрунга-Рассела. С помощью диаграммы можно также определить светимость, массу и возраст звезды, что делает ее ценным и наглядным источником информации про звезды.
Классы звёзд
В Галактике существуют семь классов звёзд:
- Звёзды класса «O» , голубого цвета, обладали самой высокой температурой. У них была самая короткая продолжительность жизни, меньше, чем 1 миллион лет. В Галактике было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «O», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Гарниб.
- Звёзды класса «B» бело-голубого цвета, также были очень горячими. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 10 миллионов лет. В Галактике также было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «B», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Кесса.
- Звёзды класса «A» , белого цвета, были достаточно горячими. Они имели продолжительность жизни от 400 миллионов до 2 миллиардов лет. В Галактике также было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «A», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Колу.
- Звёзды класса «F» , жёлто-белого цвета, имели среднюю температуру. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 4 миллиарда лет. В Галактике также было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «F», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Ропаги.
- Звёзды класса «G» , жёлтого цвета, также имели среднюю температуру. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 10 миллиардов лет. В Галактике было приблизительно 2 миллиарда звёзд класса «G», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Корелл.
- Звёзды класса «K» , оранжевого цвета, имели достаточно низкую для звёзд температуру. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 60 миллиардов лет. В Галактике было приблизительно 3,75 миллиарда звёзд класса «K», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Явин.
- Звёзды класса «M» , красного цвета, были холодными по сравнению с остальными звёздами. Звёзды класса «M» также называли красными карликами. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 100 триллионов лет. В Галактике было приблизительно 700 миллионов звёзд класса «M», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Бараб.
Размер звезды также зависел от её класса. Самыми крупными были голубые горячие звёзды класса «O». Чем ниже была температура звезды, тем меньше по размеру была она сама. Соответственно, самыми маленькими были красные звёзды класса «M». Кроме того, приблизительно 10 процентов всех звёзд Галактики не подпадали под эту градацию, причём вокруг 500 миллионов из них вращались планеты, пригодные для жизни.
Голубой сверхгигант
Голубые сверхгиганты – одни из самых массивных и ярких звёзд. По размерам они превосходят гигантов, но уступают гипергигантам. Типичная масса голубых сверхгигантов – 15-50 масс Солнца. В астрономии их часто именуют сверхгигантами OB-типа. Они имеют класс светимости I и спектральный класс B9 и выше. Они находятся в верхней левой части диаграммы Герцшпрунга-Рассела справа от главной последовательности. Температуры поверхности – 10 000-50 000 K, светимость, 10000-1000000 светимостей Солнца. Типичная продолжительность жизни звёзд данного типа – 5-10 млн. лет.
Характеристики
Из-за их большой массы, голубой сверхгиганты имеют достаточно короткую продолжительность жизни и наблюдаются только в молодых космических структурах, такие как рассеянные скопления, рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках. Они почти не наблюдаются в центрах спиральных галактик, эллиптических галактиках и шаровых скоплений, которые состоят, в основном из старых объектов.
Несмотря на их редкость и короткую жизнь, из-за их яркости, на небе можно увидеть много голубых сверхгигантов. Одним из наиболее известных сверхгигантов является Ригель, самая яркая звезда в созвездии Ориона – её масса почти в 20 раз превышает массу Солнца, а светимость больше от светимости Солнца почти в 120 000 раз.
Для голубых сверхгигантов характерен сильный звёздный ветер, и, как правило, в своём спектре они имеют эмиссионные линии.
Звёздный ветер с голубых сверхгигантов является быстрым, но разреженным, в отличие от ветра красных сверхгигантов, который является медленным, но плотным. Когда красный сверхгигант переходит в голубой, более быстрый ветер «настигает» ранее испущенный медленный и сталкивается с ним, заставляя выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Возможен также обратный процесс – превращение голубого сверхгиганта в красный. В некоторых случаях можно увидеть несколько концентрических слабых тонких оболочек, образованных последовательными эпизодами потери массы вследствие нескольких циклов «красный <-> голубой сверхгигант».
Эволюция
По мере исчерпания водородного топлива звезда всё больше охлаждается и расширяется, проходя спектральные классы O, В, A, F, G, K и M, становясь белым, жёлтым, оранжевым и наконец, красным сверхгигантом. После того как водород в ядре закончится, в термоядерную реакцию вступит гелий, затем углерод, кислород, кремний. Нуклеосинтез может осуществляться вплоть до образования самого стабильного изотопа железа-56 (все следующие изотопы могут уменьшить энергию связи на нуклон путём распада, а все предыдущие элементы, в принципе, могли бы уменьшить энергию связи на нуклон за счёт синтеза). Образующееся железное ядро коллапсирует в нейтронную звезду, объект, размером с крупный город, но с массой 1,4-3 массы Солнца, а внешние слои звезды взрываются как сверхновая. В случае особо массивных голубых сверхгигантов (с начальной массой 25-40 солнечной) ядро может не останавливаться на образовании нейтронной звезды, а коллапсирует дальше, превращаясь в чёрную дыру. Ещё более массивные сверхгиганты не могут расшириться до красной фазы, а заканчивают жизнь вспышкой гиперновой (или без неё) с образованием чёрной дыры.
Взаимопревращение сверхгигантов
Голубые сверхгиганты – это массивные звёзды, находящиеся в определённой фазе процесса «умирания». В этой фазе интенсивность протекающих в ядре звезды термоядерных реакций снижается, что приводит к сжатию звезды. В результате значительного уменьшения площади поверхности увеличивается плотность излучаемой энергии, а это, в свою очередь, влечёт за собой нагрев поверхности. Такого рода сжатие массивной звёзды приводит к превращению красного сверхгиганта в голубой. Возможен также обратный процесс – превращения голубого сверхгиганта в красный.
В то время как звездный ветер от красного сверхгиганта плотен и медленен, ветер от голубого сверхгиганта быстр, но разрежён. Если в результате сжатия красный сверхгигант становится голубым, то более быстрый ветер сталкивается с испущенным ранее медленным ветром и заставляет выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Почти все наблюдаемые голубые сверхгиганты имеют подобную оболочку, подтверждающую, что все они ранее были красными сверхгигантами.
По мере развития, звезда может несколько раз превращаться из красного сверхгиганта (медленный, плотный ветер) в голубой сверхгигант (быстрый, разрежённый ветер) и наоборот, что создаёт концентрические слабые оболочки вокруг звезды. В промежуточной фазе звезда может быть жёлтой или белой, как, например, Полярная звезда. Как правило, массивная звезда заканчивает своё существование взрывом сверхновой, но очень небольшое количество звёзд, масса которых колеблется в пределах от восьми до двенадцати солнечных масс, не взрываются, а продолжают эволюционировать и в итоге превращаются в кислородно-неоновые белые карлики. Пока точно не выяснено, как и почему образуются эти белые карлики из звёзд, которые теоретически должны закончить эволюцию взрывом малой сверхновой. Как голубые, так и красные сверхгиганты могут эволюционировать в сверхновую.
Так как значительную часть времени массивные звёзды пребывают в состоянии красных сверхгигантов, мы наблюдаем больше красных сверхгигантов, чем голубых, и большинство сверхновых происходит из красных сверхгигантов. Астрофизики ранее даже предполагали, что все сверхновые происходят из красных сверхгигантов, однако сверхновая SN 1987A образовалась из голубого сверхгиганта и, таким образом, это предположение оказалось неверным. Это событие также привело к пересмотру некоторых положений теории эволюции звёзд.
Примеры голубых сверхгигантов
Ригель
Самый известный пример – Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы Солнца и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель – ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом – царём звёзд и покровителем умерших, а позже – с Осирисом.
Гамма Парусов
Гамма Парусов – кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) – массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора – 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»
Альфа Жирафа
Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно.
Дзета Ориона
Дзета Ориона (имеет название Альнитак) – звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды – около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.
Тау Большого Пса
Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от Земли. Тау Большого Пса – голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса – тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.
Дзета Кормы
Дзета Кормы – ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.
