Какъв цвят са звездите

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

Спектри на звездите.Изследването на звездните спектри е в основата на съвременната астрофизика. От спектъра може да се определи химичният състав, температурата, налягането и скоростта на газа в атмосферата на звездата. Доплеровото изместване на линиите се използва за измерване на скоростта на движение на самата звезда, например по орбита в двоична система.

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

Спектрите на поглъщане на звездите варират значително; Но интензитетът на линиите на всеки химичен елемент не винаги отразява истинското му количество в звездната атмосфера: в много по-голяма степен формата на спектъра зависи от температурата на повърхността на звездата. Например атомите на желязото се намират в атмосферата на повечето звезди. Линиите на неутрално желязо обаче липсват в спектрите на горещите звезди, тъй като всички железни атоми там са йонизирани. Водородът е основният компонент на всички звезди. Но оптичните линии на водорода не се виждат в спектрите на хладни звезди, където той не е достатъчно възбуден, и в спектрите на много горещи звезди, където е напълно йонизиран. Но в спектрите на умерено горещи звезди с повърхностна температура от ок. 10 000 К най-мощните линии на поглъщане са линиите от серията Балмер на водорода, образувани при преходите на атоми от второ енергийно ниво.

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

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

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

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

ХАРВАРДСКА СПЕКТРАЛНА КЛАСИФИКАЦИЯ

Спектрален клас

Ефективна температура, К

Цвят

26000–35000

Синьо

12000–25000

Бяло-синьо

8000–11000

Бяло

6200–7900

Жълто-бяло

5000–6100

Жълто

3500–4900

портокал

2600–3400

червено

Звездите, които наблюдаваме, се различават както по цвят, така и по яркост. Яркостта на една звезда зависи както от нейната маса, така и от нейното разстояние. А цветът на сиянието зависи от температурата на повърхността му. Най-готините звезди са червени. А най-горещите са със синкав оттенък. Белите и сините звезди са най-горещите, тяхната температура е по-висока от температурата на Слънцето. Нашата звезда, Слънцето, принадлежи към класа на жълтите звезди.

Колко звезди има на небето?
Почти невъзможно е дори приблизително да се изчисли броят на звездите в известната ни част от Вселената. Учените могат само да кажат, че може да има около 150 милиарда звезди в нашата Галактика, която се нарича Млечен път. Но има и други галактики! Но хората знаят много по-точно броя на звездите, които могат да се видят от повърхността на Земята с просто око. Има около 4,5 хиляди такива звезди.

Как се раждат звездите?
Ако звездите светят, това означава ли, че някой има нужда от това? В безкрайното пространство винаги има молекули на най-простото вещество във Вселената – водорода. Някъде има по-малко водород, някъде повече. Под въздействието на взаимни сили на привличане молекулите на водорода се привличат една към друга. Тези процеси на привличане могат да продължат много дълго време - милиони и дори милиарди години. Но рано или късно водородните молекули се привличат толкова близо една до друга, че се образува газов облак. С по-нататъшно привличане температурата в центъра на такъв облак започва да се повишава. Ще минат още милиони години и температурата в газовия облак може да се повиши толкова много, че ще започне реакция на термоядрен синтез - водородът ще започне да се превръща в хелий и на небето ще се появи нова звезда. Всяка звезда е гореща газова топка.

Продължителността на живота на звездите варира значително. Учените са установили, че колкото по-голяма е масата на новородената звезда, толкова по-кратък е животът й. Продължителността на живота на една звезда може да варира от стотици милиони години до милиарди години.

Светлинна година
Светлинна година е разстоянието, изминато за една година от лъч светлина, движещ се със скорост 300 хиляди километра в секунда. А в годината има 31 536 000 секунди! И така, от най-близката до нас звезда, наречена Проксима Кентавър, светлинен лъч пътува повече от четири години (4,22 светлинни години)! Тази звезда е 270 хиляди пъти по-далеч от нас от Слънцето. А останалите звезди са много по-далеч – на десетки, стотици, хиляди и дори милиони светлинни години от нас. Ето защо звездите ни изглеждат толкова малки. И дори в най-мощния телескоп, за разлика от планетите, те винаги се виждат като точки.

Какво е "съзвездие"?
От древни времена хората са гледали звездите и са виждали в причудливите фигури, които образуват групи от ярки звезди, изображения на животни и митични герои. Такива фигури в небето започнаха да се наричат ​​съзвездия. И въпреки че в небето звездите, включени от хората в това или онова съзвездие, са визуално близо една до друга, в космоса тези звезди могат да бъдат разположени на значително разстояние една от друга. Най-известните съзвездия са Голямата и Малката мечка. Факт е, че съзвездието Малка мечка включва Полярната звезда, към която сочи северният полюс на нашата планета Земя. И знаейки как да намерите Полярната звезда в небето, всеки пътешественик и навигатор ще може да определи къде е север и да се ориентира в района.


Свръхнови
Някои звезди в края на живота си внезапно започват да светят хиляди и милиони пъти по-ярко от обикновено и изхвърлят огромни маси материя в околното пространство. Обикновено се казва, че възниква експлозия на свръхнова. Сиянието на свръхновата постепенно избледнява и накрая на мястото на такава звезда остава само светещ облак. Подобна експлозия на свръхнова е наблюдавана от древни астрономи в Близкия и Далечния изток на 4 юли 1054 г. Разпадането на тази свръхнова е продължило 21 месеца. Сега на мястото на тази звезда има мъглявината Рак, известна на много любители на астрономията.

За да обобщим този раздел, отбелязваме, че

V. Видове звезди

Основна спектрална класификация на звездите:

Кафяви джуджета

Кафявите джуджета са вид звезди, при които ядрените реакции никога не могат да компенсират енергията, загубена от радиация. Дълго време кафявите джуджета бяха хипотетични обекти. Съществуването им е предсказано в средата на 20-ти век въз основа на идеи за процесите, протичащи по време на формирането на звездите. През 2004 г. обаче за първи път е открито кафяво джудже. Към днешна дата са открити доста звезди от този тип. Техният спектрален клас е M - T. На теория се разграничава друг клас - обозначен с Y.

Бели джуджета

Скоро след светкавицата на хелия въглеродът и кислородът се „запалват“; всяко от тези събития предизвиква силно преструктуриране на звездата и нейното бързо движение по диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава още повече и тя започва бързо да губи газ под формата на разпръснати потоци от звезден вятър. Съдбата на централната част на звездата зависи изцяло от нейната първоначална маса: ядрото на звездата може да завърши еволюцията си като бяло джудже (звезди с ниска маса), ако масата му в по-късните етапи на еволюцията надвишава границата на Чандрасекар - като неутронна звезда (пулсар), ако масата надвишава границата на Опенхаймер-Волков е като черна дупка. В последните два случая завършването на еволюцията на звездите е придружено от катастрофални събития - експлозии на свръхнови.
По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява сто пъти, а плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим.

Червени гиганти

Червените гиганти и свръхгигантите са звезди с доста ниска ефективна температура (3000 - 5000 K), но с огромна светимост. Типичната абсолютна величина на такива обекти е 3m-0m (клас на светимост I и III). Техният спектър се характеризира с наличието на молекулни абсорбционни ивици, като максималната емисия се проявява в инфрачервения диапазон.

Променливи звезди

Променлива звезда е звезда, чийто блясък се е променил поне веднъж в цялата си история на наблюдение. Има много причини за променливостта и те могат да бъдат свързани не само с вътрешни процеси: ако звездата е двойна и зрителната линия лежи или е под лек ъгъл спрямо зрителното поле, тогава една звезда, преминаваща през диска на звезда, ще я затъмни и яркостта може също да се промени, ако светлината от звездата премине през силно гравитационно поле. Въпреки това, в повечето случаи променливостта е свързана с нестабилни вътрешни процеси. Последната версия на общия каталог на променливите звезди приема следното разделение:
Еруптивни променливи звезди- това са звезди, които променят яркостта си поради бурни процеси и изригвания в техните хромосфери и корони. Промените в светимостта обикновено възникват поради промени в обвивката или загуба на маса под формата на звезден вятър с променлив интензитет и/или взаимодействие с междузвездната среда.
Пулсиращи променливи звездиса звезди, които проявяват периодично разширение и свиване на повърхностните си слоеве. Пулсациите могат да бъдат радиални и нерадиални. Радиалните пулсации на звезда оставят нейната форма сферична, докато нерадиалните пулсации карат формата на звездата да се отклонява от сферичната и съседните зони на звездата могат да бъдат в противоположни фази.
Въртящи се променливи звезди- това са звезди, чието разпределение на яркостта по повърхността е неравномерно и/или те имат неелипсоидална форма, в резултат на което при въртене на звездите наблюдателят записва тяхната променливост. Нееднородностите в повърхностната яркост могат да бъдат причинени от петна или температурни или химически нередности, причинени от магнитни полета, чиито оси не са подравнени с оста на въртене на звездата.
Катаклизмични (експлозивни и подобни на нова) променливи звезди. Променливостта на тези звезди се дължи на експлозии, които са причинени от експлозивни процеси в техните повърхностни слоеве (нови) или дълбоко в техните дълбини (свръхнови).
Засенчващи двоични системи.
Оптични променливи бинарни системи с твърдо рентгеново излъчване
Нови типове променливи- видове променливост, открити по време на публикуването на каталога и следователно невключени във вече публикувани класове.

Нов

Новата е вид катаклизмична променлива. Тяхната яркост не се променя толкова рязко, колкото тази на свръхновите (въпреки че амплитудата може да бъде 9m): няколко дни преди максимума звездата е само с 2m по-слаба. Броят на тези дни определя към кой клас нови принадлежи звездата:
Много бързо, ако това време (означено като t2) е по-малко от 10 дни.
Бързо - 11 Много бавно: 151 Изключително бавен, оставащ близо до максимума с години.

Има зависимост на максималната яркост на новата от t2. Понякога тази зависимост се използва за определяне на разстоянието до звезда. Максимумът на изригването се държи различно в различните диапазони: когато във видимия диапазон вече има спад на радиацията, в ултравиолетовия той все още расте. Ако светкавица се наблюдава и в инфрачервения диапазон, тогава максимумът ще бъде достигнат едва след като отблясъците в ултравиолетовия стихнат. По този начин болометричната яркост по време на изригване остава непроменена за доста дълго време.

В нашата Галактика могат да се разграничат две групи нови: нови дискове (средно те са по-ярки и по-бързи) и нови издутини, които са малко по-бавни и съответно малко по-слаби.

Свръхнови

Свръхновите са звезди, които завършват еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. Терминът „свръхнови“ се използва за описание на звезди, които пламват много (на порядък) по-силно от така наречените „нови“. Всъщност нито едното, нито другото са физически нови; съществуващите звезди винаги пламват. Но в няколко исторически случая избухнаха онези звезди, които преди това бяха практически или напълно невидими в небето, което създаде ефекта на появата на нова звезда. Типът свръхнова се определя от наличието на водородни линии в спектъра на избухването. Ако е там, значи е свръхнова тип II, ако не е, тогава е супернова тип I.

Хипернови

Хипернова - колапс на изключително тежка звезда, след като в нея не са останали повече източници, които да поддържат термоядрени реакции; с други думи, това е много голяма свръхнова. От началото на 90-те години на миналия век се наблюдават толкова мощни звездни експлозии, че силата на експлозията надвишава мощността на обикновена супернова около 100 пъти, а енергията на експлозията надвишава 1046 джаула. Освен това много от тези експлозии бяха придружени от много силни гама-лъчи. Интензивното изследване на небето откри няколко аргумента в полза на съществуването на хипернови, но засега хиперновите са хипотетични обекти. Днес терминът се използва за описание на експлозии на звезди с маси, вариращи от 100 до 150 или повече слънчеви маси. Хиперновите теоретично биха могли да представляват сериозна заплаха за Земята поради силно радиоактивно изригване, но в момента няма звезди близо до Земята, които биха могли да представляват такава опасност. Според някои данни преди 440 милиона години близо до Земята е имало експлозия на хипернова. Вероятно краткотрайният никелов изотоп 56Ni е паднал на Земята в резултат на тази експлозия.

Неутронни звезди

В звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да удържи компресията на ядрото и продължава, докато повечето от частиците се превърнат в неутрони, опаковани толкова плътно, че размерът на звездата се измерва в километри, а нейната плътност е 280 трилиона. пъти плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

какъв цвят са звездите? и защо?

  1. Звездите идват във всички цветове на дъгата. Защото имат различни температури и състав.



  2. http://www.pockocmoc.ru/color.php


  3. Звездите се предлагат в различни цветове. Арктур ​​има жълто-оранжев оттенък, Ригел е бяло-син, Антарес е яркочервен. Доминиращият цвят в спектъра на една звезда зависи от повърхностната й температура. Газовата обвивка на звезда се държи почти като идеален излъчвател (абсолютно черно тяло) и е напълно подчинена на класическите закони на излъчване от М. Планк (1858-1947), Й. Стефан (1835-1893) и В. Виен ( 1864-1928), свързвайки температурата на тялото и естеството на неговото излъчване. Законът на Планк описва разпределението на енергията в спектъра на тялото. Той посочва, че с повишаване на температурата общият радиационен поток нараства, а максимумът в спектъра се измества към по-къси вълни. Дължината на вълната (в сантиметри), при която възниква максималното излъчване, се определя от закона на Wien: lmax = 0,29/T. Именно този закон обяснява червения цвят на Антарес (T = 3500 K) и синкавия цвят на Rigel (T = 18000 K).

    ХАРВАРДСКА СПЕКТРАЛНА КЛАСИФИКАЦИЯ

    Спектрален клас Ефективна температура, KЦвят
    O———————————————2600035000 ——————Син
    B ———————————————1200025000 ———-Бяло-синьо
    A ————————————————800011000 ———————Бял
    F ————————————————-62007900 ———-Жълто-бяло
    G ————————————————50006100 ——————-Жълто
    K ————————————————-35004900 ————-Портокал
    M ————————————————26003400 ——————Червено

  4. Нашето слънце е бледожълта звезда. Като цяло звездите имат голямо разнообразие от цветове и нюанси. Разликите в цветовете на звездите се дължат на факта, че те имат различна температура. И затова се случва това. Светлината, както е известно, е вълново излъчване, чиято дължина на вълната е много малка. Ако дори леко променим дължината на тази светлина, цветът на картината, която виждаме, ще се промени драматично. Например, дължината на вълната на червената светлина е един път и половина по-голяма от дължината на вълната на синята светлина.

    Куп разноцветни звезди

    Учените са формулирали физически закони, които свързват цвета и температурата. Колкото по-горещо е тялото, толкова по-голяма е енергията на излъчване от повърхността му и толкова по-къса е дължината на излъчваните вълни. Следователно, ако едно тяло излъчва сини дължини на вълните, то е по-горещо от тяло, излъчващо червено.
    Атомите на горещите газове в звездите излъчват фотони. Колкото по-горещ е газът, толкова по-висока е енергията на фотоните и толкова по-къса е тяхната дължина на вълната. Следователно най-горещите нови звезди излъчват в синьо-белия диапазон. Докато звездите изразходват своето ядрено гориво, те се охлаждат. Следователно старите, изстиващи звезди излъчват в червения диапазон на спектъра. Звездите на средна възраст, като Слънцето, излъчват в жълтата гама.
    Нашето Слънце е сравнително близо до нас и затова ясно виждаме цвета му. Други звезди са толкова далеч от нас, че дори с помощта на мощни телескопи не можем да кажем със сигурност какъв цвят са. За да изяснят този въпрос, учените използват спектрограф, инструмент за идентифициране на спектралния състав на звездната светлина.

  5. Зависи от температурата, най-горещите цветове са бяло и синьо, най-студените са червени, но дори и тогава те имат температура, по-висока от всеки разтопен метал.
  6. бяло ли е слънцето
  7. Възприемането на цвета е чисто субективно, зависи от реакцията на ретината на наблюдателя.
  8. в небето? Знам, че има и синьо, и жълто, и бяло. ето нашето слънце - жълто джудже)))
  9. Звездите се предлагат в различни цветове. Сините имат по-висока температура от червените и по-голяма енергия на излъчване от повърхността си. Те също се предлагат в бяло, жълто и оранжево и почти всички са направени от водород.
  10. Звездите се предлагат в различни цветове, почти всички цветове на дъгата (например: нашето Слънце е жълто, Ригел е бяло-син, Антарес е червен и т.н.)

    Разликите в цветовете на звездите се дължат на факта, че те имат различна температура. И затова се случва това. Светлината, както е известно, е вълново излъчване, чиято дължина на вълната е много малка. Ако дори леко променим дължината на тази светлина, цветът на картината, която виждаме, ще се промени драматично. Например, дължината на вълната на червената светлина е един път и половина по-голяма от дължината на вълната на синята светлина.

    Както знаете, когато температурата се повиши, нагретият метал първо започва да свети в червено, след това в жълто и накрая в бяло. Звездите блестят по подобен начин. Червените са най-студените, а белите (или дори сините!) са най-горещите. Новоизбухналата звезда ще има цвят, съответстващ на енергията, освободена в нейното ядро, а интензивността на това освобождаване от своя страна зависи от масата на звездата. Следователно всички нормални звезди са толкова по-студени, колкото по-червени са, така да се каже. „Тежките“ звезди са горещи и бели, докато „леките“, немасивни звезди са червени и относително хладни. Вече посочихме температурите на най-горещите и най-студените звезди (виж по-горе). Сега знаем, че най-високите температури съответстват на сините звезди, а най-ниските - на червените. Нека уточним, че в този параграф говорихме за температурите на видимите повърхности на звездите, тъй като в центъра на звездите (в техните ядра) температурата е много по-висока, но е най-висока и при масивните сини звезди.

    Спектърът на звездата и нейната температура са тясно свързани с цветовия индекс, т.е. съотношението на яркостта на звездата в жълтия и синия диапазон на спектъра. Законът на Планк, който описва разпределението на енергията в спектъра, дава израз за цветовия индекс: C.I. = 7200/T 0,64. Хладните звезди имат по-висок индекс на цвят от горещите звезди, тоест хладните звезди са относително по-ярки в жълтите лъчи, отколкото в сините. Горещите (сини) звезди изглеждат по-ярки на обикновени фотографски плаки, докато хладните звезди изглеждат по-ярки за окото и специалните фотографски емулсии, които са чувствителни към жълти лъчи.
    Учените са формулирали физически закони, които свързват цвета и температурата. Колкото по-горещо е тялото, толкова по-голяма е енергията на излъчване от повърхността му и толкова по-къса е дължината на излъчваните вълни. Следователно, ако едно тяло излъчва сини дължини на вълните, то е по-горещо от тяло, излъчващо червено.
    Атомите на горещите газове в звездите излъчват фотони. Колкото по-горещ е газът, толкова по-висока е енергията на фотоните и толкова по-къса е тяхната дължина на вълната. Следователно най-горещите нови звезди излъчват в синьо-белия диапазон. Докато звездите изразходват своето ядрено гориво, те се охлаждат. Следователно старите, изстиващи звезди излъчват в червения диапазон на спектъра. Звездите на средна възраст, като Слънцето, излъчват в жълтата гама.
    Нашето Слънце е сравнително близо до нас и затова ясно виждаме цвета му. Други звезди са толкова далеч от нас, че дори с помощта на мощни телескопи не можем да кажем със сигурност какъв цвят са. За да изяснят този въпрос, учените използват спектрограф, инструмент за идентифициране на спектралния състав на звездната светлина.
    ХАРВАРДСКАТА СПЕКТРАЛНА КЛАСИФИКАЦИЯ дава зависимост от температурата на цвета на звездата, например: 35004900 - оранжево, 800011000 бяло, 2600035000 синьо и т.н. http://www.pockocmoc.ru/color.php

    И още един важен факт: зависимостта на цвета на блясъка на звездата от нейната маса.
    По-масивните нормални звезди имат по-високи температури на повърхността и ядрото. Те изгарят по-бързо своето ядрено гориво - водород, от който се състоят основно почти всички звезди. Коя от две нормални звезди е по-масивна може да се съди по цвета й: сините са по-тежки от белите, белите са по-тежки от жълтите, жълтите са по-тежки от оранжевите, оранжевите са по-тежки от червените.

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

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

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

Газовата обвивка на осветителните тела служи като идеален излъчвател. Въз основа на цвета на звездата можете да изчислите нейната възраст и повърхностна температура. Разбира се, сянката се определя не „на око“, а с помощта на специален инструмент - спектрограф.

Изследването на спектъра на звездите е в основата на астрофизиката на нашето време. Какви са цветовете на небесните тела, най-често е единствената достъпна информация за тях.

Сини звезди

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

В този диапазон излъчват нови звезди, които тепърва започват своя „жизнен път“. например, Ригел, едно от двете главни светила на съзвездието Орион, синкаво-бяло.

Жълти звезди

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

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

Червени звезди

Звездите с ниски температури имат тъмен червеникав оттенък., например червени джуджета, чиято маса е по-малка от 7,5% от масата на Слънцето. Тяхната температура е под 3500 Келвина и въпреки че блясъкът им е наситен блясък от много цветове и нюанси, ние го виждаме като червен.

Гигантските звезди, които са изчерпали водородното гориво, също изглеждат червени или дори кафяви. Като цяло излъчването на стари и охлаждащи звезди се намира в този спектрален диапазон.

Втората от главните звезди на съзвездието Орион има ясно изразен червен нюанс, Бетелгейзе, а малко вдясно и над него се намира на картата на небето Алдебаран, с оранжев цвят.

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

Карпов Дмитрий

Това е изследователска работа на ученик от 1 клас на Общинско учебно заведение СОУ № 25.

Цел на изследването: разберете защо звездите на небето са в различни цветове.
Методи и техники:наблюдения, експеримент, сравнение и анализ на резултатите от наблюденията, екскурзия до планетариума, работа с различни източници на информация.

Получени данни:Звездите са горещи топки от газ. Най-близката до нас звезда е Слънцето. Всички звезди са с различни цветове. Цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност. Благодарение на експеримента успях да разбера, че нагретият метал първо започва да свети в червено, след това в жълто и накрая в бяло с повишаване на температурата. Същото и със звездите. Червените са най-студените, а белите (или дори сините!) са най-горещите. Тежките звезди са горещи и бели, леките, немасивни звезди са червени и относително хладни. Цветът на една звезда също може да се използва за определяне на нейната възраст. Младите звезди са най-горещите. Светят с бяла и синя светлина. Старите, изстиващи звезди излъчват червена светлина. И звездите на средна възраст светят с жълта светлина. Енергията, излъчвана от звездите, е толкова огромна, че можем да ги видим на тези далечни разстояния, на които са отдалечени от нас: десетки, стотици, хиляди светлинни години!
Изводи:
1. Звездите са цветни. Цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност.

2. По цвета на една звезда можем да определим нейната възраст и маса.

3. Можем да видим звезди благодарение на огромната енергия, която излъчват.

Изтегляне:

Преглед:

XIV градска научно-практическа конференция за ученици

"Първи стъпки в науката"

Защо звездите са с различни цветове?

Г. Сочи.

Ръководител: Марина Викторовна Мухина, начален учител

Общинска образователна институция средно училище № 25

Сочи

2014

ВЪВЕДЕНИЕ

Можете да се възхищавате на звездите завинаги, те са загадъчни и привлекателни. От древни времена хората са придавали голямо значение на тези небесни тела. Астрономите от древни времена до наши дни твърдят, че местоположението на звездите в небето има особено влияние върху почти всички аспекти на човешкия живот. Времето се определя от звездите, правят се хороскопи и предсказания, а изгубените кораби намират пътя си в открито море. Какви са всъщност, тези блестящи светещи точки?

Мистерията на звездното небе е интересна за всички деца без изключение. Учените и астрономите са провели много изследвания и са разкрили много тайни. Много книги са написани за звездите, заснети са много образователни филми и въпреки това много деца не знаят всички тайни на звездното небе.

За мен звездното небе си остава загадка. Колкото повече гледах звездите, толкова повече въпроси имах. Едно от които беше: какъв цвят са тези мигащи, хипнотизиращи звезди.

Цел на изследването:обяснете защо звездите в небето са различни цветове.

задачи, които си поставям: 1. да потърся отговора на въпроса в разговор с възрастни, четене на енциклопедии, книги, ИНТЕРНЕТ материали;

2. наблюдават звездите с невъоръжено око и с помощта на телескоп;

3. с помощта на експеримент докажете, че цветът на звездата зависи от нейната температура;

4. разкажете на съучениците си за многообразието на звездния свят.

Обект на изследване– небесни тела (звезди).

Предмет на изследване– звездни параметри.

Методи на изследване:

  • Четене на специализирана литература и гледане на научнопопулярни предавания;
  • Изследване на звездното небе с помощта на телескоп и специален софтуер;
  • Експеримент за изследване на зависимостта на цвета на обект от неговата температура.

Резултатът Моята работа е да предизвикам интерес към тази тема сред моите съученици.

Глава 1. Какво представляват звездите?

Често гледах звездното небе, състоящо се от много светещи точки. Звездите са особено видими през нощта и при безоблачно време. Винаги привличаха вниманието ми с особеното си, омагьосващо излъчване. Астролозите вярват, че те могат да повлияят на съдбата и бъдещето на човек. Но малцина могат да отговорят на въпроса какви са те.

След като проучих справочната литература, успях да разбера, че звездата е небесно тяло, в което протичат термоядрени реакции, което представлява масивна светеща газова топка.

Звездите са най-често срещаните обекти във Вселената. Броят на съществуващите звезди е много трудно да си представим. Оказва се, че само в нашата галактика има повече от 200 милиарда звезди, а във Вселената има огромен брой галактики. С невъоръжено око на небето се виждат около 6000 звезди, по 3000 във всяко полукълбо. Звездите се намират на огромни разстояния от Земята.

Най-известната звезда, която е най-близо до нас, е, разбира се, Слънцето. Ето защо ни се струва, че е много голям в сравнение с други светила. През деня тя затъмнява със светлината си всички други звезди, така че не ги виждаме. Ако Слънцето се намира на разстояние 150 милиона километра от Земята, то другата звезда, която е най-близо до останалите, Кентавър, вече се намира на 42 000 милиарда километра от нас.

Как се появи Слънцето? След като проучих литературата, разбрах, че подобно на другите звезди, Слънцето се е появило от натрупване на космически газ и прах. Такъв клъстер се нарича мъглявина. Газът и прахът са компресирани в плътна маса, която се нагрява до температура от 15 000 000 келвина. Тази температура се поддържа в центъра на Слънцето.

Така успях да разбера, че звездите са топки от газ във Вселената. Но защо тогава те светят в различни цветове?

Глава 2. Температура и цвят на звездите

Първо реших да намеря най-ярките звезди. Предположих, че най-ярката звезда е Слънцето. Поради липсата на специални инструменти, определих яркостта на звездите с невъоръжено око, а след това с моя телескоп. Чрез телескоп звездите се виждат като точки с различна степен на яркост без никакви подробности. Слънцето може да се наблюдава само със специални филтри. Но не всички звезди могат да се видят, дори през телескоп, и тогава се обърнах към източници на информация.

Направих следните заключения: най-ярките звезди: 1. Гигантска звезда R136a12 (звездообразуващ регион 30 Doradus) ; 2. Гигантска звезда VY SMa (в съзвездието Голямо куче)3. Денеб (в съзвездиетоα Лебед); Ригел 4. (в съзвездието βОрион); 5. Бетелгейзе (в съзвездието α Орион). Баща ми ми помогна да определя имената на звездите с помощта на програмата Star Rover за iPhone. В същото време първите три от звездите имат синкав блясък, четвъртата има бяло-синьо сияние, а петата има червеникаво-оранжево сияние. Учените откриха най-ярката звезда, използвайки

Космическият телескоп Хъбъл на НАСА.

По време на изследването си забелязах, че яркостта на звездите зависи от цвета им. Но защо всички звезди са различни?Нека погледнем Слънцето, звезда, видима с просто око. От ранна детска възраст я изобразяваме като жълта, защото тази звезда всъщност е жълта. Започнах да изучавам свойствата на тази звезда.Температурата на повърхността му е около 6000 градуса.

За други звезди научих в енциклопедиите и в ИНТЕРНЕТ. Оказа се, че всички звезди са с различни цветове. Някои от тях са бели, други са сини, трети са оранжеви. Има бели и червени звезди. Оказва се, че цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност. Най-горещите звезди ни изглеждат бели и сини. Температурата на повърхността им е от 10 до 100 000 градуса. Звезда със средна температура е жълта или оранжева на цвят. Най-студените звезди са червени. Температурата на повърхността им е около 3000 градуса. И тези звезди са многократно по-горещи от пламъка на огъня.С моите родители проведохме следния експеримент: нагрявахме желязна игла за плетене на газова горелка. Отначало иглата за плетене беше сива. След нагряване светна и стана червен. Температурата й се повиши. След охлаждане спицата отново стана сива. Заключих, че с повишаването на температурата цветът на звездата се променя.

Както знаете, нагретият метал първо започва да свети в червено, след това в жълто и накрая в бяло с повишаване на температурата. Същото и със звездите. Червените са най-студените, а белите (или дори сините!) са най-горещите.

Глава 3. Масата на звездата и нейният цвят. Звездна епоха.

Когато бях на 6 години, с майка ми отидохме в планетариума в град Омск. Там научих, че всички звезди са с различни размери. Някои са големи, други са малки, някои са по-тежки, други са по-леки. С помощта на възрастни се опитах да подредя звездите, които изучавах, от най-леките до най-тежките. И това забелязах! Оказа се, че сините са по-тежки от белите, белите са по-тежки от жълтите, жълтите са по-тежки от оранжевите, а оранжевите са по-тежки от червените.

Цветът на една звезда също може да се използва за определяне на нейната възраст. Младите звезди са най-горещите. Светят с бяла и синя светлина. Старите, изстиващи звезди излъчват червена светлина. И звездите на средна възраст светят с жълта светлина.

Енергията, излъчвана от звездите, е толкова огромна, че можем да ги видим на тези далечни разстояния, на които са отдалечени от нас: десетки, стотици, хиляди светлинни години!

За да можем да видим звезда, нейната светлина трябва да премине през въздушните слоеве на земната атмосфера. Вибриращите слоеве въздух донякъде пречупват директния поток от светлина и ни се струва, че звездите мигат. Всъщност директната, непрекъсната светлина идва от звездите.

Слънцето не е най-голямата звезда, то принадлежи към звездите, наречени жълти джуджета. Когато тази звезда светна, тя беше направена от водород. Но под въздействието на термоядрени реакции това вещество започна да се превръща в хелий. По време на съществуването на тази звезда (около 5 милиарда години) приблизително половината от водорода е изгорял. По този начин Слънцето има толкова време да „живее“, колкото вече съществува. Когато почти целият водород бъде изгорен, тази звезда ще стане по-голяма и ще се превърне в Червен гигант. Това силно ще засегне Земята. Нашата планета ще стане непоносимо гореща, океаните ще изкипят и животът ще стане невъзможен.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Така в резултат на моите изследвания аз и моите съученици получихме нови знания за това какво представляват звездите, както и от какво зависи температурата и цвета на звездите.

БИБЛИОГРАФСКИ СПИСЪК.