Цвет звезды – все о космосе

Какого цвета Вселенная?

Цвет звезды - все о космосе

В 2001 году ученые-физики решили объединить усилия для ответа на весьма экстравагантный вопрос: «Какого цвета Вселенная?».

То есть, какой цвет увидел бы сторонний наблюдатель при условии, что Вселенная находится в маленькой коробке и все ее оттенки видны одновременно? Второе условие — отсутствие движения материи.

Это уточнение было добавлено, так как из-за эффекта Доплера у звезд, которые удаляются от Земли, наблюдается «красное смещение».

То есть, удаляющиеся звезды воспринимаются наблюдателем как более красные.

Хотя, как отмечено в обзоре New Scientist, ответ на этот вопрос может оказаться совершенно бесполезным, все же астрономы сочли, что спектральный анализ поможет им проследить историю формирования звезд. В январе 2002 года, после относительно недолгих исследований, ученые предъявили общественности результат.

На изображении ниже вы увидите его — цвет Вселенной.

Изначальный цвет Вселенной — по версии исследователей

Сразу после объявления результатов ученые подверглись жестокой критике. Журналисты Guardian и других изданий разбили в пух и прах несчастных астрономов. На то была причина — трудно поверить, что Вселенная действительно бирюзовая. Но ошиблись ли ученые?

К сожалению, да.

  • Занимательная статистика: от 1 и до 1 000 000

Миллиарды лет как материал для анализа

Исследователи пришли к такому выводу на основе данных 2dF Galaxy Redshift Survey и спектрального анализа. Исследование охватило несколько миллиардов световых лет и около 200 000 галактик. Это был самый масштабный анализ космоса в истории — достаточно масштабный, чтобы получить правдоподобное представление о Вселенной.

С помощью спектрального анализа была исследована вся световая энергия Вселенной с разбивкой по длине волны (и по цветам, соответствующим определенной длине). Здесь стоит уточнить, что белый состоит из множества цветов спектра, поэтому, направив луч фонаря на призму, на выходе вы получите радугу.

А если вы пропустите через призму весь свет Вселенной, то результат будет примерно таким:

Интенсивность космического спектра разбивается на множества длин волн, которые, в свою очередь, соответствуют различным цветам. Хотя диапазон света, видимого человеческим глазом, составляет примерно 4 000-7 000 ангстрем.

Крайние точки линейного графика соответствуют темным и ярким полосам спектра, что указывает на «характерное излучение и поглощение различных элементов».

Старые звезды испускают и поглощают элементы активнее, чем молодые, что и формирует различные цвета спектра на графике. Чем холоднее оттенок, тем моложе звезда. Чем краснее цвет — тем звезда старше.

Время идет, звезды «стареют», спектр меняется.

Благодаря этому анализу ученые смогли определить, что большинство звезд во Вселенной старше 5 миллиардов лет. «В связи с сокращением запасов межзвездного газа для формирования новых звезд», активность самих звезд постоянно меняется, что влияет на спектр.

  • Занимательная статистика. Часть вторая, гигантская

Оттенки белого

На данном этапе все выводы представляются верными. Реальная ошибка закралась на этапе использования программного обеспечения. Ученые с помощью компьютерной программы смешали все цвета «Вселенского спектра» в один — но не уделили достаточного внимания правильному балансу белого на используемом софте.

Словом, по вине разного сочетания оттенков, «цвет Вселенной» будет сильно зависеть от наблюдателя и условий наблюдения. Днем цвет будет казаться более красным. При комнатном освещении — голубым.

Профессиональные дизайнеры, заметив публикацию ученых, проверили данные и обнаружили, что программное обеспечение исследователей было откалибровано в сторону красных, теплых оттенков, что не является стандартной практикой цветопередачи.

На изображении — одно и то же белое керамическое изделие. В первом случае цветопередача стандартна, во втором — белый цвет «смещен» левее, в сторону теплых оттенков.

«Это большой позор», — сетовал один из ученых, Карл Глазербрук (Karl Glazebrook), — «Но мы занимаемся наукой, а не политикой, поэтому признаем свои ошибки».

Коротко говоря, основная проблема в следующем: если вы наблюдаете весь свет Вселенной, то у вас не может быть еще одного источника света, освещающего Вселенную, не правда ли? В конце концов, физики исправили свою ошибку и получили результат, максимально приближенный к реальному.

Боимся разочаровать вас, но, судя по всему, Вселенная имеет скучный бледно-бежевый оттенок.

Сам Глазербрук был крайне разочарован тем, что «цвет мироздания» оказался столь скучным. По результатам импровизированного конкурса этот оттенок был назван «космическим латтэ», что звучит лучше таких вариантов как «Изначальная похлебка», «Univeige» и «Астрономический зеленый» — с отсылкой к балансу белого.

Можно называть его как угодно — интересно другое. Оказывается, если смешать невообразимые цвета всех звезд и планет во всех существующих галактиках, мы получим скучнейший оттенок, едва различимый на веб-странице.

Высоких вам конверсий!

priceonomics.com 

Источник: https://lpgenerator.ru/blog/2015/05/07/kakogo-cveta-vselennaya/

[Перевод] Цвет космоса

Глядя на необъятность ночного неба, где есть несколько облачков, нет Луны, в достаточно тёмное время суток, вы увидите не просто тысячи крохотных белых точек, освещающих чёрный навес ночи.

Хотя в среднем звёзды белого цвета, тому есть важная причина. Наши глаза в результате эволюции привыкли видеть очень узкую часть спектра, известную нам, как видимый свет, от фиолетового цвета с длиной волны в 400 нм, до красного света с 700 нм.

По сути, эти длины волн ничем особым не выделяются, просто так получилось. Но это случилось на поверхности Земли, которая днём освещена Солнцем!

Это значит, что звёзды, горящие при температурах выше, чем Солнце, будут казаться нам голубыми, а более холодные будут казаться, по мере уменьшения, жёлтыми, оранжевыми, и даже красными. В южном полушарии вид Южного креста и оконечных звёзд демонстрирует этот контраст.

В обоих полушариях великое зимнее созвездие, Орион (восходящий в наше время в 2:30 утра, но с годами он будет восходить всё раньше), включает звёзды, варьирующиеся от тёмно-оранжевого Бетельгейзе до ярко-голубых звёзд в поясе.

И хотя эти звёзды на изображениях такие цветастые, это мало что объясняет.

На обеих картинках можно найти продолжительные красноватые регионы. Это явно не холодные красные звёзды. Картинка «астрономическое изображение дня», появившаяся накануне написания этой статьи, показывала в крупном масштабе этот красноватый регион туманности в Орионе с изображения выше.

Эта замечательная туманность имеет два видимых для человеческих глаз цвета, из тех, что можно встретить в пыльных регионах космоса. Синяя туманность слева ярко контрастирует с большим красным свечением справа.

Оказывается, что районы космоса, светящиеся красным, встречаются немного чаще, но и синих районов также хватает. Вопрос, над которым вы наверняка размышляете, это – отчего так? Давайте подробнее рассмотрим находящийся недалеко пояс Ориона.

Знаменитая туманность Конская Голова — пыльный и тёмный силуэт, окружённый светящимся красным регионом.

Хотите — верьте, хотите — нет,– светиться красным эту туманность заставляют юные, горячие, очень голубые звёзды! Секрет кроется в самом распространённом элементе Вселенной: водороде.

Только самые горячие голубые звёзды испускают высокоэнергетическое ультрафиолетовое излучение, способное ионизировать нейтральные атомы водорода, находящиеся в межзвёздном пространстве.

Ионизация атома происходит через выбивание его электрона, и чем горячее ваша ближайшая звезда, тем больше водорода она сможет ионизировать! Ионизированный водород не излучает свет – наоборот, он его поглощает.

Но после такой ионизации мы получаем участок космоса, где полно ионизированных атомов и свободных электронов. Когда они встречаются друг с другом, то воссоединяются.

И именно в такие моменты они излучают свет!

Большая часть излучения находится в ультрафиолете, но та часть, что видна нам, относится ко вполне конкретной длине волны: 656 нм, которую мы воспринимаем, как ярко-красный цвет!

Так что, если вы видите рассеянное красноватое свечение в дальнем космосе, оно показывает наличие газа водорода, окружающего горячие молодые звёзды. Поэтому туманность Орла выглядит для нас красной, и огромные регионы спиральных галактик кажутся красными: это водород, находящийся в районах формирования новых горячих звёзд!

Если бы горячую звезду (или звёзды) окружал не водород, а множество элементов потяжелее, набор цветов был бы совсем другим. Встречая такой редкий случай в горячем регионе, мы наслаждаемся потрясающим световым шоу.

Поэтому, если посмотреть на остатки сверхновой (как туманность Вуаль, выше) или планетарную туманность (как Кольцевая туманность, ниже) – где недавно исчезнувшие звёзды раскидали после себя углерод, кислород, кремний, неон и другие тяжёлые элементы – можно увидеть потрясающее шоу цветов, вызванное дождём электронов, падающих на эти ионизированные атомы.

Но один из цветов мы пока не объяснили – это пыльные туманности, светящиеся голубым. Возможно, самая известная из них – это Плеяды.

Хотя Плеяды – регион, наполненный молодыми голубыми звёздами, но, тем не менее, недостаточно горячими для того, чтобы ионизировать атомы, находящиеся в межзвёздном пространстве! Вместо этого пыль только отражает свет, идущий от этих звёзд, и поэтому эти голубые регионы известны, как отражательные туманности.

Даже если звезда и не голубая, её отражательная туманность обычно голубого цвета (с некоторыми исключениями), по той же причине, почему небо голубое: космическая пыль, как и атмосфера Земли, лучше рассеивает голубой цвет, чем красный!

И когда свет сталкивается с нейтральным, не ионизированным, газом, то красный свет просто проходит насквозь, с отражением лишь небольшой его части, а голубой рассеивается во всех направлениях, в том числе и в нашем!

Поэтому, смотря на огромный комплекс молекулярных облаков в созвездии Ориона – в сотни световых лет в поперечнике – можно увидеть, что он наполнен как испускающими, так и отражательными туманностями, а ещё и тёмными полосками поглощающей пыли!

Вот так горячие звёзды, водород, более тяжёлые элементы и рассеивающая свет пыль, вместе со светом, исходящим от всех окружающих звёзд, работают вместе над освещением глубин космоса всем спектром видимого света!

Если вы начали представлять, что можно было бы увидеть, если бы вместо крохотной части видимого спектра мы могли бы видеть всё, от гамма-лучей до радиоволн, поздравляю! Вы только что поняли, зачем нам нужны телескопы, чувствительные к такому разнообразию длин волн, и почему мы используем композиции ложных цветов со всей этой информацией.

Большое разнообразие информации, видимой нашими глазами, покрывает лишь 1/60 долю всех длин волн электромагнитного спектра на логарифмической шкале! Так что радуйтесь тому, что видите, и причинам, почему оно именно такого света, но не верьте, что существует лишь то, что вы видите. Существует целая Вселенная, и каждый день наука помогает нам видеть её и понимать её ещё чуть больше. Не забывайте, как важно смотреть.

Источник: https://se7en.ws/perevod-cvet-kosmosa/

Почему звезды разного цвета?

Звезды разного цвета

Наше Солнце — бледно-желтая звезда. Вообще цвет звезд — потрясающе разнообразная палитра красок. Одно из созвездий так и называется «Шкатулка с драгоценностями». По черному бархату ночного неба рассыпаны сапфирные, голубые звезды. Между ними, в середине созвездия, находится яркая оранжевая звезда.

Различия в цвете звезд

Различия в цвете звезд объясняются тем, что звезды имеют разную температуру. Вот отчего это происходит. Свет — это волновое излучение. Расстояние между гребнями одной волны называется ее длиной. Волны света очень коротки. Насколько? Попробуйте разделить дюйм на 250000 равных частей (1 дюйм равен 2,54 сантиметра). Несколько таких частей составят длину световой волны.

Несмотря на столь ничтожную длину световой волны, малейшая разница между размерами световых волн резко меняет цвет картинки, которую мы наблюдаем.

Это происходит от того, что световые волны различной длины воспринимаются нами как разные цвета. Например, длина волны красного цвета в полтора раза больше, чем длина волны синего.

Белый цвет — это луч, состоящий из фотонов световых волн различной длины, то есть из лучей разного цвета.

Из повседневного опыта нам известно, что цвет тел зависит от их температуры. Положите в огонь железную кочергу. Нагреваясь, она сначала приобретает красный цвет. Затем она покраснеет еще больше. Если бы кочергу можно было нагреть еще сильнее, не расплавив ее, то из красной она превратилась бы в оранжевую, потом в желтую, потом в белую и наконец, в сине-белую.

Читайте также:  Рассеянное скопление m73 - все о космосе

Солнце — желтая звезда. Температура на его поверхности 5 500 градусов Цельсия. Температура на поверхности самой горячей голубой звезды превышает 33000 градусов.

Физические законы цвета и температуры

Ученые сформулировали физические законы, которые связывают цвет и температуру. Чем горячее тело, тем больше энергия излучения с его поверхности и тем короче длина излучаемых волн. Синий цвет имеет более короткую волну, чем красный. Поэтому если тело излучает в синем диапазоне волн, то оно горячее, чем тело, излучающее красный свет.

Атомы раскаленных газов звезд излучают частицы, называемые фотонами. Чем горячее газ, тем выше энергия фотонов и тем короче их волна. Поэтому самые горячие новые звезды излучают в сине – белом диапазоне. По мере расходования своего ядерного топлива звезды остывают. Поэтому старые, остывающие звезды излучают в красном диапазоне спектра.

Звезды среднего возраста, такие, как Солнце, излучают в желтом диапазоне.

Наше Солнце удалено от Земли на 149 миллионов километров, поэтому мы ясно видим его цвет. Другие звезды удалены от нас на триллионы километров и больше.

Мы даже с помощью мощных телескопов не можем с уверенностью сказать, какого они цвета. Для выяснения этого вопроса ученые пропускают свет от звезд через специальный прибор — спектрограф.

С его помощью можно выявить спектральный состав звездного света.

Возраст звезды по ее цвету

Астрономы определяют цвет звезды по цвету самого интенсивного излучения в ее спектре. Зная цвет звезды, с помощью простых математических формул можно вычислить температуру поверхности звезды. А по температуре можно судить о ее возрасте.

Источник: https://www.voprosy-kak-i-pochemu.ru/pochemu-zvezdy-raznogo-cveta/

Какого цвета звезды?

2016/04/26 T 19:04

Photo by tonynetone

«Белые», – с уверенностью отвечаешь ты. Действительно, если взглянуть на ночное небо, то можно увидеть множество белых звезд. Но значит ли это, что звезд другого цвета не бывает? Может мы просто их не замечаем?

Звезды – это гигантские скопления раскаленного газа.

Состоят они в основном из двух видов газа – водорода и гелия. Из-за синтеза водорода и гелия происходит выброс энергии, благодаря которому звезды такие яркие и горячие и, наверное, поэтому кажутся нам белыми. А что насчет самой известной звезды – Солнца? Она уже не кажется нам такой белой, и больше похожа на желтую.

А еще есть красные, коричневые, голубые звезды.

Для того, чтобы понять, почему звезды бывают разных цветов, надо проследить весь жизненный путь звезды от момента ее возникновения, до полного угасания.

Photo by Nigel Howe

Зарождение звезды начинается с гигантского облака пыли, называемого туманностью. Сила гравитации заставляет пыль притягиваться друг к другу. Чем больше она стягивается, тем сильнее становится сила гравитации. Это приводит к тому, что облако начинает нагреваться и зарождается протозвезда. Как только ее центр станет достаточно горячим, начнется ядерный синтез, который положит начало молодой звезде. Теперь эта звезда будет жить и вырабатывать энергию в течение миллиардов лет. Этот период ее жизни называется «главной последовательностью». Звезда будет оставаться в таком состоянии до тех пор, пока не сгорит весь водород. Как только закончится водород, внешняя часть звезды начнет расширяться, и звезда превратится в Красного гиганта – звезду с низкой температурой и сильным свечением. Пройдет какое-то время и ядро звезды начнет вырабатывать железо. Этот процесс заставит звезду разрушаться. А что произойдет дальше зависит от размера звезды. Если она была среднего размера, то станет Белым карликом. Большие же звезды вызовут огромный ядерный взрыв и станут Сверхновыми звездами, которые закончат свою жизнь, превратившись в черные дыры или нейтронные звезды.

Теперь ты понимаешь, что каждая звезда проходит разные пути своего развития и постоянно меняет свой размер, цвет, яркость, температуру. Отсюда столько разновидностей звезд. Самые маленькие звезды – красные. Средние звезды имеют желтую окраску, например, наше Солнце.

Звезды побольше – синие, они являются самыми яркими звездами. Коричневые карлики имеют очень маленькую энергию и не способны компенсировать потерю энергии на излучение. Белые карлики – это постепенно остывающие звезды, которые вскоре становятся невидимыми и темными.

Единственная звезда нашей Солнечной системы, Солнце, относится к типу «желтых карликов». Полярная звезда, которая указывает путь морякам – голубой сверхгигант. А ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра является красным карликом.

Большинство звезд во Вселенной являются также красными карликами. А мы видим все звезды белыми, почему? Оказывается, виной тому тусклость звезд и наше зрение. Оно недостаточно зоркое, чтобы уловить разные цвета таких звезд.

Но цвет самых ярких звезд мы, все таки, можем различить.

Теперь ты знаешь, что звезды бывают не только белые и сможешь легко справиться с заданием.

Задание:

  1. Нарисуй небо полное разноцветных звезд. Именно такое небо, которое мы видели бы, если бы имели более зоркое зрение.

Источник: https://smart-oowl.blogspot.com/2016/04/blog-post.html

С астрономией на “ты”. 5-7 классы

Всем известны три агрегатных состояния вещества – твёрдое, жидкое и газообразное.

Что произойдёт с веществом при последовательном нагревании до высоких температур в замкнутом объёме? – Последовательный переход из одного агрегатного состояния в другое: твёрдое тело – жидкость – газ (вследствие увеличения скорости движения молекул при росте температуры).

При дальнейшем нагревании газа при температурах свыше 1 200 ºС начинается распад молекул газа на атомы, а при температурах выше 10 000 ºС – частичный или полный распад атомов газа на составляющие их элементарные частицы – электроны и ядра атомов.

Плазма – четвёртое состояние вещества, при котором молекулы или атомы вещества частично или полностью разрушены под действием высоких температур или по другим причинам. 99,9% вещества Вселенной находится в состоянии плазмы.

Звёзды – это класс космических тел, обладающих массой 1026-1029 кг. Звезда – это раскалённое плазменное шарообразное космическое тело, находящееся, как правило, в гидродинамическом и термодинамическом равновесии.

Если равновесие нарушается, звезда начинает пульсировать (изменяются её размеры, светимость и температура). Звезда становится переменной звездой.

Переменная звезда – это звезда, у которой со временем изменяется блеск (видимая яркость на небе). Причинами переменности могут быть физические процессы в недрах звезды. Такие звёзды называют физическими переменными (например, δ Цефея. Похожие на неё переменные звёзды стали называть цефеидами).

Встречаются и затменно-переменные звёзды, причиной переменности которых являются взаимные затмения их компонентов (например, β Персея – Алголь. Её переменность впервые обнаружил в 1669 г. итальянский экономист и астроном Джеминиано Монтанари).

Затменно-переменные звёзды всегда являются двойными, т.е. состоят из двух близко расположенных звёзд. Переменные звёзды на звёздных картах обозначаются обведённым кружком: 

Не всегда звёзды – шары. Если звезда очень быстро вращается, то её форма не шарообразная. Звезда сжимается с полюсов и становится похожей на мандарин или тыкву (например, Вега, Регул). Если звезда является двойной, то взаимное притяжение этих звёзд друг к другу также влияет на их форму. Они становятся яйцевидными или дынеобразными (например, компоненты двойной звезды β Лиры или Спики):

Звёзды – основные жители нашей Галактики (наша Галактика пишется с большой буквы). В ней насчитывается около 200 миллиардов звёзд.

С помощью даже самых больших телескопов удаётся рассмотреть лишь полпроцента от общего количества звёзд Галактики. В звёздах сосредоточено более 95 % всего вещества, наблюдаемого в природе.

Остальные 5 %  составляют межзвёздный газ, пыль и все несамосветящие тела.

Кроме Солнца, все звёзды находятся от нас так далеко, что даже в самые крупные телескопы они наблюдаются в виде светящихся точек разного цвета и блеска. Ближайшей к Солнцу является система α Центавра, состоящая из трёх звёзд.

Одна из них – красный карлик под названием Проксима – является самой близкой звездой. До неё 4,2 светового года. До Сириуса – 8,6 св. лет, до Альтаира – 17 св. лет. До Веги – 26 св. лет. До Полярной звезды – 830 св. лет. До Денеба – 1 500 св. лет.

Впервые расстояние до другой звезды (это была Вега) в 1837 году смог определить В.Я. Струве. 

Первая звезда, у которой удалось получить изображение диска (и даже каких-то пятен на нём) – Бетельгейзе (α Ориона). Но это потому, что по диаметру Бетельгейзе превосходит Солнце в 500-800 раз (звезда пульсирует). Также было получено изображение диска Альтаира (α Орла), но это потому, что Альтаир – одна из ближайших звёзд.

Цвет звёзд зависит от температуры их внешних слоёв. Диапазон температур – от 2 000 до 60 000 °С. Самые холодные звёзды – красные, а самые горячие – голубые. По цвету звезды можно судить, насколько сильно раскалены её внешние слои.

Примеры красных звёзд: Антарес (α Скорпиона) и Бетельгейзе (α Ориона).

Примеры оранжевых звёзд: Альдебаран (α Тельца), Арктур (α Волопаса) и Поллукс (β Близнецов).

Примеры жёлтых звёзд: Солнце, Капелла (α Возничего) и Толиман (α Центавра).

Примеры желтовато-белых звёзд: Процион (α Малого Пса) и Канопус (α Киля).

Примеры белых звёзд: Сириус (α Большого Пса), Вега (α Лиры), Альтаир (α Орла) и Денеб (α Лебедя).

Примеры голубоватых звёзд: Регул (α Льва) и Спика (α Девы).

Из-за того, что от звёзд приходит очень мало света, человеческий глаз способен различать цветовые оттенки только у самых ярких из них. В бинокль и тем более в телескоп (они улавливают больше света, чем глаз) цвет звёзд становится заметнее.

С глубиной температура нарастает. Даже у самых холодных звёзд в центре температура достигает миллионов градусов. У Солнца в центре около 15 000 000 °С (используют также шкалу Кельвина – шкалу абсолютных температур, но когда речь идёт об очень высоких температурах, разницей в 273 º между шкалами Кельвина и Цельсия можно пренебречь). 

Что же так сильно разогревает звёздные недра? Оказывается, там происходят термоядерные процессы, в результате которых выделяется огромное количество энергии. В переводе с греческого “термос” означает тёплый.

Основной химический элемент, из которого состоят звёзды – водород. Именно он и является топливом для термоядерных процессов. В этих процессах происходит превращение ядер атомов водорода в ядра атомов гелия, что сопровождается выделением энергии.

Количество ядер водорода в звезде при этом уменьшается, а количество ядер гелия – увеличивается. Со временем в звезде синтезируются и другие химические элементы. Все химические элементы, из которых состоят молекулы различных веществ, родились когда-то в недрах звёзд.

“Звёзды – это прошлое человека, а человек – это будущее звезды”, – так иногда образно говорят.

Процесс испускания звездой энергии в виде электромагнитных волн и частиц называется излучением. Звёзды излучают энергию не только в виде света и тепла, но и других видов излучений – гамма-лучей, рентгеновского, ультрафиолетового, радиоизлучения. Кроме того, звёзды испускают потоки нейтральных и заряженных частиц. Эти потоки образуют звёздный ветер.

Звёздный ветер – это процесс истечения вещества из звёзд в космическое пространство. В результате масса звёзд постоянно и постепенно уменьшается. Именно звёздный ветер от Солнца (солнечный ветер) приводит к появлению полярных сияний на Земле и других планетах. Именно солнечный ветер отклоняет хвосты комет в противоположную от Солнца сторону.

Звёзды появляются, естественно, не из пустоты (пространство между звёздами – это не абсолютный вакуум). Материалом служат газ и пыль. Они распределены в космосе неравномерно, образуя бесформенные облака очень маленькой плотности и громадной протяженности – от одного-двух до десятков световых лет.

Такие облака называются диффузными газо-пылевыми туманностями. Температура в них очень низка – около -250 °С. Но не в каждой газо-пылевой туманности образуются звёзды. Некоторые туманности могут долгое время существовать без звёзд. Какие же условия необходимы для начала процесса зарождения звёзд? Первое, это масса облака.

Читайте также:  Внутренее строение планеты меркурий - все о космосе

Если материи недостаточно, то, конечно, звезда не появится. Второе, компактность. В слишком протяжённом и рыхлом облаке не могут начаться процессы его сжатия. Ну, и в-третьих, нужна затравка – т.е. сгусток пыли и газа, который станет потом зародышем звезды – протозвездой. Протозвезда – это звезда на завершающем этапе своего формирования.

Если эти условия соблюдаются, то начинается гравитационное сжатие и разогрев облака. Этот процесс заканчивается звездообразованием – появлением новых звёзд. Занимает этот процесс миллионы лет.

Астрономами были найдены туманности, в которых процесс звездообразования в самом разгаре – некоторые звёзды уже зажглись, некоторые находятся в виде зародышей – протозвёзд, и туманность ещё сохранилась. Примером служит Большая Туманность Ориона.

Основными физическими характеристиками звезды являются светимость, масса и радиус (или диаметр), которые определяются из наблюдений.

Зная их, а также химический состав звезды (что определяется по её спектру), можно рассчитать модель звезды, т.е. физические условия в её недрах, исследовать процессы, которые в ней происходят.

Остановимся подробнее на основных характеристиках звёзд.

Масса. Непосредственно оценить массу можно только по гравитационному воздействию звезды на окружающие тела. Массу Солнца, например, определили по известным периодам обращения вокруг него планет. У других звёзд планеты непосредтвенно не наблюдаются.

Достоверное измерение массы возможно лишь у двойных звёзд (при этом используется обобщённый Ньютоном III закон Кеплера, но и тогда погрешность составляет 20-60 %). Примерно половина всех звёзд в нашей Галактике – двойные. Массы звёзд колеблются от ≈0,08 до ≈100 масс Солнца.

Звёзд с массой меньше 0,08 массы Солнца не бывает, они просто не становятся звёздами, а остаются тёмными телами. Звёзды массой более 100 масс Солнца встречаются крайне редко. Большая часть звёзд имеет массы менее 5 масс Солнца. От массы зависит судьба звезды, т.е.

тот сценарий, по которому звезда развивается, эволюционирует. Маленькие холодные красные карлики весьма экономно расходуют водород и поэтому их жизнь продолжается сотни миллиардов лет. Продолжительность жизни Солнца – жёлтого карлика – около 10 миллиардов лет (Солнце уже прожило около половины своей жизни).

Массивные сверхгиганты расходуют водород быстро и угасают уже через несколько миллионов лет после своего рождения. Чем массивнее звезда, тем короче её жизненный путь.

Возраст Вселенной оценивается в 13,7 миллиардов лет. Поэтому звёзд возрастом более 13,7 миллиардов лет пока не существует.

  • Звёзды с массой 0,08 массы Солнца – это коричневые карлики; их судьба – постоянное сжатие и остывание с прекращением всех термоядерных реакций и превращением в тёмные планетоподобные тела.
  • Звёзды с массой 0,08-0,5 массы Солнца (это всегда красные карлики) после израсходования водорода начинают медленно сжиматься, при этом нагреваясь и становясь белым карликом.
  • Звёзды с массой 0,5-8 масс Солнца в конце жизни превращаются сначала в красных гигантов, а затем в белых карликов. Внешние слои звезды при этом рассеиваются в космическом пространстве в виде планетарной туманности. Планетарная туманность часто имеет форму сферы или кольца.
  • Звёзды с массой 8-10 масс Солнца могут в конце жизни взрываться, а могут стареть спокойно, сначала превращаясь в красных сверхгигантов, а затем в красных карликов.
  • Звёзды с массой более 10 масс Солнца в конце жизненного пути сначала становятся красными сверхгигантами, потом взрываются как сверхновые (сверхновая звезда – это не новая, а старая звезда) и затем превращаются в нейтронные звёзды или становятся чёрными дырами.

Чёрные дыры – это не отверстия в космическом пространстве, а объекты (остатки массивных звёзд) с очень большой массой и плотностью. Чёрные дыры не обладают ни сверхъестественными, ни магическими силами, не являются “монстрами Вселенной”.

Просто они обладают таким сильным гравитационным полем, что никакое излучение (ни видимое – свет, ни невидимое) не может их покинуть. Поэтому чёрные дыры и не видимы. Однако, их можно обнаружить по их воздействию на окружающие звёзды, туманности. Чёрные дыры – совершенно обычное явление во Вселенной и пугаться их не стоит.

В центре нашей Галактики, возможно, имеется сверхмассивная чёрная дыра.

Радиус (или диаметр). Размеры звёзд варьируют в широких пределах – от нескольких километров (нейтронные звёзды) до 2 000 диаметров Солнца (сверхгиганты).

Как правило, чем меньше звезда, тем выше её средняя плотность. У нейтронных звёзд плотность достигает 1013 г/см3! Напёрсток такого вещества весил бы на Земле 10 миллионов тонн.

Зато у сверхгигантов плотность меньше плотности воздуха у поверхности Земли.

Диаметры некоторых звёзд в сравнении с Солнцем:

Сириус и Альтаир в 1,7 раза больше,

Вега в 2,5 раза больше,

Регул в 3,5 раза больше,

Арктур в 26 раз больше,

Полярная в 30 раз больше,

Ригель в 70 раз больше,

Денеб в 200 раз больше,

Антарес в 800 раз больше,

YV Большого Пса в 2 000 раз больше (самая крупная звезда из известных).

Светимость – это полная энергия, излучаемая объектом (в данном случае звёздами) в единицу времени.

Светимость звёзд обычно сравнивают со светимостью Солнца (светимость звёзд выражают через светимость Солнца). Сириус, например, в 22 раза излучает больше энергии, чем Солнце (светимость Сириуса равна 22 Солнцам).

Светимость Веги – 50 Солнц, а светимость Денеба – 54 000 Солнц (Денеб – это одна из самых мощных звёзд).

Видимая яркость (правильнее, блеск) звезды на земном небе зависит от:

– расстояния до звезды. Если звезда будет приближаться к нам, то её видимая яркость будет постепенно увеличиваться. И наоборот, при удалении звезды от нас её видимая яркость мало-помалу будет уменьшаться. Если взять две одинаковые звезды, то более близкая к нам будет казаться и более яркой.

– от температуры внешних слоёв. Чем сильнее раскалена звезда, тем больше световой энергии она посылает в пространство, и тем ярче она будет казаться. Если звезда остывает, то и видимая её яркость на небе будет уменьшаться.

Две звезды одинаковых размеров и на одинаковых расстояниях от нас будут казаться одинаковыми по видимой яркости при условии, что они излучают одинаковое количество световой энергии, т.е. имеют одинаковую температуру внешних слоёв.

Если же одна из звёзд холоднее другой, то и казаться она будет менее яркой. 

– от размеров (диаметра). Если взять две звезды с одинаковой температурой внешних слоёв (одного цвета) и расположить их на одинаковом расстоянии от нас, то более крупная звезда будет излучать больше световой энергии, а значит, будет казаться на небе более яркой.

– от поглощения света нахоящимися на пути луча зрения облаками космической пыли и газа. Чем толще слой космической пыли, тем больше света от звезды он поглощает, и тем тусклее кажется звезда. Если мы возьмём две одинаковые звезды и поместим перед одной из них газо-пылевую туманность, то как раз эта звезда и будет казаться менее яркой. 

– от высоты звезды над горизонтом. Возле горизонта всегда плотная дымка, которая поглощает часть света от звёзд. Возле горизонта (вскоре после восхода или незадолго перед заходом) звёзды всегда выглядят более тусклыми, чем когда они над головой.

Очень важно не путать понятия “казаться” и “быть”.

Звезда может быть очень яркой сама по себе, но казаться тусклой из-за различных причин: из-за большого расстояния до неё, из-за маленьких размеров, из-за поглощения её света космической пылью или пылью в атмосфере Земли. Поэтому, когда говорят о яркости звезды на земном небе, употребляют словосочетание “видимая яркость” или “блеск”.

Как уже говорилось, существуют двойные звёзды. Но бывают и тройные (например, α Центавра), и четверные (например, ε Лиры), и пятерные, и шестерные (например, Кастор) и т.д.

Отдельные звёзды в звёздной системе называют компонентами. Звёзды с числом компонентов более двух называют кратными звёздами.

Все компоненты кратной звезды связаны силами взаимного тяготения (образуют систему звёзд) и движутся по сложным траекториям.

Если компонентов много, то это уже не кратная звезда, а звёздное скопление. Различают шаровые и рассеянные звёздные скопления.

Шаровые скопления содержат много старых звёзд и являются более пожилыми, нежели скопления рассеянные, содержащие много молодых звёзд. Шаровые скопления довольно устойчивы, т.к.

звёзды в них находятся на небольших расстояниях друг от друга и силы взаимного притяжения между ними намного больше, чем между звёздами рассеянных скоплений. Рассеянные скопления со временем ещё больше рассеиваются.

Рассеянные скопления, как правильно, располагаются на полосе Млечного Пути или поблизости. Наоборот, шаровые скопления располагаются на звёздном небе в стороне от Млечного Пути.

Некоторые звёздные скопления можно увидеть на небе даже невооружённым глазом. Например, рассеянные скопления Гиады и Плеяды (М 45) в Тельце, рассеянное скопление Ясли (М 44) в Раке, шаровое скопление М 13 в Геркулесе. Довольно много их видно в бинокль.

Источник: https://distant.msu.ru/mod/page/view.php?id=13243

Голубые — белые — желтые — красные звезды — различия звезд по цвету

Мы никогда не задумываемся, что возможно есть еще какая-то жизнь кроме нашей планеты, кроме нашей Солнечной системы. Возможно на какой-то из планет вращающихся вокруг голубой или белой или красной, а может желтой звезды есть жизнь.

Возможно есть еще одна такая же планета земля, на которой живут такие же люди, но мы об этом до сих пор ничего не знаем.

Нашими спутниками, телескопами обнаружено ряд планет, на которых возможно есть жизнь, но до этих планет десятки тысяч и даже миллионов световых лет.

Звезды, находящиеся в звездных скоплениях шарового типа, температура у которых выше температуры обычных звезд, а для спектра характерно существенное смещение к синей области, чем у звезд скопления с аналогичной светимостью, получили название голубые звезды отставшие.

Это признак позволяет им выделяться относительно других звезд этого скопления на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Существование таких звезд опровергает все теории эволюции звезд, суть которой заключается в том, что для звезд, которые возникли в один и тот же промежуток времени, предполагается размещение в четко определенной области диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

При этом единственным фактором, который влияет на точное местоположение звезды, является ее начальная масса. Частое появление голубых отставших звезд вне пределов вышеупомянутой кривой, может стать подтверждением существования такого понятия, как аномальная звездная эволюция.

Специалисты, пытающиеся объяснить природу их возникновения, выдвинули несколько теорий.

Наиболее вероятная из них указывает о том, что данные звезды голубого цвета в прошлом были двойными, после чего у них начал происходить или происходит сейчас процесс слияния.

Итогом слияния двух звезд становится возникновение новой звезды, имеющей гораздо большую массу, яркость и температуру, чем звезды такого же возраста.

Если верность этой теории удастся каким-то образом доказать, теория звездной эволюции лишилась бы проблем в виде голубых отставших. В составе получившейся звезды имелось бы большее количество водорода, который вел бы себя аналогично молодой звезде.

Существуют факты, подтверждающие такую теорию. Наблюдения показали, что чаще всего отставшие звезды встречаются в центральных регионах шаровых скоплений.

В результате преобладающего там числа звезд единичного объема, близкие прохождения или же столкновения становятся более вероятными.

Для проверки данной гипотезы необходимо заняться изучением пульсации голубых отставших, т.к.

между астросейсмологическими свойствами слившихся звезд и нормально пульсирующих переменных, могут быть некоторые отличия. Стоит отметить, что измерять пульсации достаточно тяжело.

На этот процесс также негативно переполненность звездного неба, малые колебания пульсаций голубых отставших, а также редкость их переменных.

Читайте также:  Пульсары - все о космосе

Один из примеров слияния можно было наблюдать в августе 2008 года, тогда такое происшествие коснулось объекта V1309, яркость которого после обнаружения возросла несколько десятков тысяч раз, а по прошествии нескольких месяцев вернулась к первоначальному значению.

В результате 6-летних наблюдений, ученые пришли к выводу, что данный объект является двумя звездами, период обращения которых друг вокруг друга составляет 1,4 дня. Эти факты натолкнули ученых на мысль, что в августе 2008 года происходил процесс слияния этих двух звезд.

Для голубых отставших характерным является высокий вращательный момент. К примеру, скорость вращения звезды, которая располагается в середине скопления 47 Тукана, в 75 раз превышает скорость вращения Солнца. Согласно гипотезе, их масса в 2-3 раза превышает массу иных звезд, которые располагаются в скоплении.

Также при помощи исследований было установлено, что если звезды голубого цвета близко располагаются к каким либо другим звездам, то у последних будет процентное содержание кислорода и углерода ниже, чем у соседей. Предположительно, звезды перетягивают данные вещества с других, движущихся по их орбите звезд, в результате чего возрастает их яркость и температура.

У «обворованных» звезд обнаруживаются места, где произошел процесс превращения исходного углерода в другие элементы.

Названия голубых звезд — примеры

Ригель, Гамма Парусов, Альфа Жирафа, Дзета Ориона, Тау Большого Пса, Дзета Кормы

Белые звезды — звезды белого цвета

Фридрихом Бесселем, который руководил Кенигсбергской обсерваторией, в 1844 году было сделано интересно открытие. Ученый заметил малейшее отклонение наиболее яркой звезды неба – Сириуса, от своей траектории по небосводу.

Астроном предположил наличие у Сириуса спутника, а также рассчитал примерный период вращения звезд вокруг их центра масс, который составил около пятидесяти лет. Бессель не нашел должной поддержки от других ученых, т.к.

спутник никто не смог обнаружить, хотя по своей массе он должен был быть сопоставим с Сириусом.

И только через 18 лет Альваном Грэхэмом Кларком, который занимался тестированием наилучшего телескопа тех времен, рядом с Сириусом была обнаружена тусклая белая звезда, которая и оказалась его спутником, получившим название Сириус В.

Поверхность этой звезды белого цвета разогрета до 25 тыс. Кельвинов, а ее радиус маленький.

Учитывая это, ученые сделали вывод о высокой плотности спутника (на уровне 106 г/см3, при этом плотность самого Сириуса приблизительно составляет 0,25 г/см3, а Солнца – 1,4 г/см3).

Через 55 лет (в 1917 году) был открыт еще один белый карлик, получивший название в честь ученого, обнаружившего его – звезда ван Маанена, которая находится в созвездии Рыб.

Названия белых звезд — примеры

Вега в созвездии Лиры, Альтаир в созвездии Орла, (видны летом и осенью), Сириус, Кастор.

Желтые звезды — звезды желтого цвета

Желтыми карликами принято называть небольшие звезды главной последовательности, масса которых находится в пределах массы Солнца (0,8-1,4). Если судить по названию, то такие звезды имеют свечение желтого цвета, которое выделяется во время осуществления термоядерного процесса синтеза из водорода гелия.

Поверхность таких звезд разогревается до температуры в 5-6 тыс. Кельвинов, а их спектральные классы находятся в пределах между G0V и G9V. Живет желтый карлик примерно 10 млрд. лет.

Сгорание водорода в звезде становится причиной ее многократного увеличения в размерах и превращения в красного гиганта. Одним из примеров красного гиганта является Альдебаран. Такие звезды могут образовывать планетарные туманности, избавляясь от внешних слоев газа.

При этом осуществляется превращение ядра в белого карлика, который обладает большой плотностью.

Если брать в расчет диаграмму Герцшпрунга-Рассела, то на ней желтые звезды находятся в центральной части главной последовательности. Поскольку Солнце можно назвать типичным желтым карликом, его модель вполне годится для рассмотрения общей модели желтых карликов.

Но есть и другие характерные желтые звезды на небе, названия которых  – Альхита, Дабих, Толиман, Хара и т.п. данные звезды не обладают высокой яркостью.

К примеру, тот же Толиман, который, если не учитывать Проксима Центавру, ближе всех располагается к Солнцу, имеет 0-ю величину, но в то же время его яркость наивысшая среди всех желтых карликов. Располагается данная звезда в созвездии Центавра, также она является звеном сложной системы, в состав которой входят 6 звезд.

Спектральный класс Толимана – G. А вот Дабих, находящийся в 350 световых годах от нас, относится к спектральному классу F. Но ее высокая яркость обусловлена наличием рядом звезды, относящейся к спектральному классу – А0.

Кроме Толимана, спектральный класс G имеет HD82943, которая расположилась на главной последовательности. Данная звезда, благодаря схожему с Солнцем химическому составу и температуре, также имеет две планеты больших размеров.

Однако форма орбит данных планет далеко не круговая, поэтому относительно часто происходят их сближения с HD82943.

В настоящее время астрономы смогли доказать, что раньше данная звезда имела гораздо большее число планет, но со временем она их все поглотила.

Названия желтых звезд — примеры

Толиман, звезда HD 82943, Хара, Дабих, Альхита

Красные звезды — звезды красного цвета

Если Вам хотя бы раз в жизни доводилось видеть в объективе своего телескопа красные звезды на небе, которые горели на черном фоне, то воспоминание данного момента поможет более четко представить то, о чем будет написано в этой статье. Если же Вашему взору ни разу не представлялись подобные звезды, в следующий раз обязательно попробуйте их отыскать.

Если взяться составлять список наиболее ярких красных звезд небосвода, которые можно с легкостью найти даже при помощи любительского телескопа, то можно обнаружить, что все они являются углеродными. Первые красные звезды были открыты еще в 1868 году.

Температура таких красных гигантов низкая, кроме того, их внешние слои заполнены огромным количеством углерода. Если ранее подобные звезды составляли два спектральных класса – R и N, то сейчас ученые определили их в один общий класс – С.

У каждого спектрального класса существуют подклассы – от 9 до 0. При этом класс С0 обозначает, что звезда имеет большую температуру, но менее красная, чем звезды класса С9.

Также важным является то, что все звезды, в составе которых преобладает углерод, по своей сути переменные: долгопериодические, полуправильные или же неправильные.

Кроме того, в такой список попали и две звезды, именуемые красными полуправильными переменными, наиболее известная из которых – m Цефея. Ее необычным красным цветом заинтересовался еще Вильям Гершель, который окрестил ее «гранатовой».

Для таких звезд характерно неправильное изменение светимости, которое может длиться от пары десятков до нескольких сотен дней. Такие переменные звезды относятся к классу М (звезды холодные, температура поверхности которых от 2400 до 3800 К).

Учитывая тот факт, что все звезды из рейтинга – переменные, необходимо внести определенную ясность в обозначения. Общепринято, что красные звезды имеют название, которое состоит из двух составных частей – буквы латинского алфавита и имени созвездия переменной (к примеру, Т Зайца).

Первой переменной, которую открыли в данном созвездии, присваивается буква R и так далее, до буквы Z. Если же таких переменных много, для них предусматривается двойная комбинация латинских букв – от RR до ZZ. Такой способ позволяет «назвать» 334 объекта.

Кроме того, можно звезды обозначать и при помощи буквы V в сочетании с порядковым номером (V228 Лебедя). Под обозначение переменных отведена первая колонка рейтинга.

Две следующих колонки в таблице обозначают месторасположение звезд в период 2000.0 года. В результате повышенной популярности атласа «Uranometria 2000.0» среди любителей астрономии, последняя колонка рейтинга отображает номер поисковой карты для каждой звезды, которая есть в рейтинге. При этом первая цифра является отображением номера тома, а вторая – порядковый номер карты.

Также в рейтинге отображаются максимальные и минимальные значения блеска звездных величин. Стоит помнить, что большая насыщенность красного цвета наблюдается у звезд, яркость которых минимальна. Для звезд, период переменности которых известен, он отображается в виде количества суток, а вот объекты, которые правильного периода не имеют, отображаются в виде Irr.

Для поиска углеродной звезды не нужна большая сноровка, достаточно, чтобы возможностей Вашего телескопа хватило, чтобы ее увидеть.

Даже, если ее размеры небольшие, ее ярко выраженный красный цвет должен привлечь Ваше внимание. Поэтому не стоит расстраиваться, если не получается сразу их обнаружить.

Достаточно воспользоваться атласом, чтобы найти близкорасположенную яркую звезду, и затем уже, двигаться от нее к красной.

Разные наблюдатели по-разному видят углеродные звезды. Некоторым они напоминают рубины или же горящий вдалеке уголек. Другие же видят в таких звездах малиновые или же кроваво-красные оттенки. Для начала в рейтинге есть список из шести наиболее ярких красных звезд, найдя и которые, Вы сможете вдоволь насладиться их красотой.

Названия красных звезд — примеры

Различия звезд по цвету

Существует огромное разнообразие звезд с непередаваемыми цветовыми оттенками. В результате этого даже одно созвездие получило название «Шкатулка с драгоценностями», основу которого составляют голубые и сапфировые звезды, а в самом его центре расположилась ярко светящая оранжевая звезда. Если рассматривать Солнце, то оно имеет бледно-желтый цвет.

Прямым фактором, влияющим на различие звезд по цвету, является температура их поверхности. Объясняется это просто. Свет по своей природе является излучением в виде волн. Длина волны – это расстояние между ее гребнями, является очень маленькой. Чтобы ее себе представить, нужно 1см разделить на 100 тыс. одинаковых частей. Несколько вот таких частичек и будут составлять длину волны света.

Учитывая, что это число получается достаточно маленьким, каждое, даже самое незначительное, его изменение станет причиной, по которой картинка, наблюдаемая нами, поменяется. Ведь наше зрение разную длину световых волн воспринимает в качестве разных цветов. К примеру, синий цвет имеют волны, длина которых в 1,5 раза меньше, чем у красных.

Также практически каждый из нас знает, что температура может оказывать самое прямое влияние на цвет тел. Для примера можно взять любой металлический предмет и положить его на огонь.

Во время нагревания он станет красным.

Если бы температура огня существенно повышалась, менялся бы и цвет предмета – с красного на оранжевый, с оранжевого на желтый, с желтого на белый, и, наконец, с белого на сине-белый.

Поскольку Солнце имеет температуру поверхности в районе 5,5 тыс. 0С, то оно является характерным примером желтых звезд. А вот наиболее горячие голубые звезды могут разогревать и до 33 тыс. градусов.

Цвет и температура были связаны учеными при помощи физических законов. Чем температура тела прямо пропорциональна его излучению и обратно пропорциональна длине волн.

Волны синего цвета имеют более короткие длины волн в сравнение с красным. Раскаленные газы излучают фотоны, энергия которых прямо пропорциональна температуре и обратно пропорциональна длине волны.

Именно поэтому для наиболее горячих звезд характерным является сине-голубой диапазон излучения.

Поскольку ядерное топливо на звездах не безгранично, оно имеет свойство расходоваться, что приводит к остыванию звезд. Поэтому звезды среднего возраста имеют желтый цвет, а старые звезды мы видим красными.

В результате того что Солнце находится очень близко к нашей планете, можно с точностью описать его цвет. А вот для звезд, которые находятся в миллионе световых лет от нас, задача усложняется.

Именно для этого используется прибор, получивший название спектрограф.

Сквозь него ученые пропускаю свет, излучаемый звездами, в результате чего можно можно спектрально проанализировать практически любую звезду.

Кроме того, при помощи цвета звезды, можно определить ее возраст, т.к. математические формулы позволяют использовать спектральный анализ для определения температуры звезды, по которой легко вычислить ее возраст.

Видео тайны звезд смотреть онлайн

Источник: http://pavlyxa.ru/poleznaya-informaciya/zvezdy-nazvanie-belye-golubye-zheltye-krasnye-na-nebe-primery-razlichie-zvezd-po-cvetu-tajny-zvezd-smotret-onlajn.html

Ссылка на основную публикацию