С помощью телескопа можно наблюдать 2 миллиарда звезд до 21 звездной величины. Существует Гарвардская спектральная классификация звезд. В ней спектральные классы расположены в порядке уменьшения температуры звезд. Классы обозначены буквами латинского алфавита. Их семь: O — B — A — P — O — K — M.
Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого 02), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные.
Яркость и цвет звезд
Все звезды имеют цвет. Различают голубые, белые, желтые, желтоватые, оранжевые и красные звезды. Например, Бетельгейзе - красная звезда, Кастор - белая, Капелла - желтая. По яркости они делятся на звезды 1-й, 2-й, ... n-й звездной величины (n max = 25). К истинным размерам термин «звездная величина» отношения не имеет. Звездная величина характеризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Звездные величины могут быть и дробными, и отрицательными. Шкала звездных величин основана на восприятии света глазом. Разделение звезд на звездные величины по видимой яркости выполнил древнегреческий астроном Гиппарх (180 - 110 гг. до н. э.). Наиболее ярким звездам Гиппарх приписал первую звездную величину; следующие по градации блеска (т. е. примерно в 2,5 раза более слабые) он посчитал звездами второй звездной величины; звезды, слабее звезд второй звездной величины в 2,5 раза, были названы звездами третьей звездной величины и т. д.; звездам на пределе видимости невооруженным глазом была приписана шестая звездная величина.
При такой градации блеска звезд получалось, что звезды шестой звездной величины слабее звезд первой звездной величины в 2,55 раза. Поэтому в 1856 г, английский астроном Н. К. Погсои (1829—1891 гг.) предложил считать звездами шестой величины те, которые слабее звезд первой звездной величины ровно в 100 раз. Все звезды расположены на разных расстояниях от Земли. Проще было бы сравнивать звездные величины, если бы расстояния были равны.
Звездная величина, которую звезда имела бы при расстоянии в 10 парсек, называется абсолютной звездной величиной. Обозначается абсолютная звездная величина - M , а видимая звездная величина - m .
Химический состав наружных слоев звезд, с которых приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а содержание остальных элементов достаточно невелико.
Температура и масса звезд
Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности в единицу времени, определяется из закона Стефана - Больцмана.
Деление звезд на основании сопоставления светимости звезд сих температурой и цветом и абсолютной звездной величиной (диаграмма Герцшпрунга-Рессела):
- главная последовательность (в центре ее находится Солнце - желтый карлик)
- сверхгиганты (велики по размерам и большая светимость: Антарес, Бетельгейзе)
- последовательность красных гигантов
- карлики (белые - Сириус)
- субкарлики
- бело-голубая последовательность
Это разделение также и по возрасту звезды.
Различают следующие звезды:
- обычные (Солнце);
- двойные (Мицар, Албкор) делятся на:
- а) визуально-двойные, если их двойственность замечена при наблюдении в телескоп;
- б) кратные — это система звезд с числом больше чем 2, но меньше чем 10;
- в) оптически-двойные - это такие звезды, что их близость является результатом случайной проекции на небо, а в пространстве они далеки;
- г) физически-двойные — это звезды, которые образуют единую систему и обращаются под действием сил взаимного притяжения вокруг общего центра масс;
- д) спектрально-двойные — это звезды, которые при взаимном обращении подходят близко друг к другу и их двойственность можно определить но спектру;
- е) затменно-двойные - это звезды» которые при взаимном обращении загораживают друг друга;
Новые звезды - это звезды, которые существовали давно, но внезапно вспыхнули. Их яркость увеличилась за короткое время в 10 000 раз (амплитуда изменения яркости от 7 до 14 звездных величин).
Сверхновые звезды - это звезды, которые были незаметны на небе, но неожиданно вспыхнули и увеличили яркость в 1000 раз относительно обычных новых звезд.
Пульсар - нейтронная звезда, возникающая при взрыве сверхновой.
Данные об общем числе пульсаров и времени их жизни свидетельствуют, что в среднем в столетие рождаются 2-3 пульсара, это приблизительно совпадает с частотой вспышек сверхновых в Галактике.
Эволюция звезд
Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец умирают. Раньше астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На снимках 1947 г. в этом месте зафиксирована группа из трех звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959 г. эти продолговатые образования распались на отдельные звезды. Впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звезд буквально на глазах.
Во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления звезд. При изучении фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие черные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Эти газопылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звезд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объем их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звезд, по массе близких к Солнцу.
В черной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звездами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к ее центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газопы левое облако.
Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, еще очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от ее внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнет падать к центру со скоростью немногим менее 2 км/с, то центра она достигнет только через 200 ООО лет.
Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Звезды С массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного топлива и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 массы Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик.
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.
Цвета ярких звезд
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: 11 457
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.
Голубые отставшие звезды – звезды голубого цвета
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.
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/см 3 , при этом плотность самого Сириуса приблизительно составляет 0,25 г/см 3 , а Солнца – 1,4 г/см 3). 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. 0 С, 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
Каждый человек знает, как смотрятся звезды на небе. Крошечные, сияющие холодным белоснежным светом огоньки. В древности люди не могли придумать объяснения этому явлению. Звезды считали очами богов, душами умерших предков, хранителями и заступниками, оберегающими покой человека в ночной тьме. Тогда никто и подумать не мог, что Солнце — это тоже звезда.
Много веков прошло, прежде чем люди поняли, что представляют собой звезды. Виды звезд, их характеристики, представления о происходящих там химических и физических процессах — это новая область познания. Древнейшие астрологи даже предположить не могли, что такое светило на самом деле совсем не крохотный огонек, а невообразимых размеров шар раскаленного газа, в каком происходят реакции термоядерного синтеза. Есть странный парадокс в том, что неяркий звездный свет — это ослепительное сияние ядерной реакции, а уютное солнечное тепло — чудовищный жар миллионов кельвинов.
Все звезды, которые можно увидеть на небосводе невооруженным глазом, находятся в галактике Млечный Путь. Солнце — тоже часть этой звездной системы, причем расположено оно на ее окраине. Невозможно себе вообразить, как смотрелось бы ночное небо, если б Солнце находилось в центре Млечного Пути. Ведь количество звезд в этой галактике — более 200 миллиардов.
Немного об истории астрономии
Древнейшие астрологи тоже могли бы рассказать необычное и увлекательное о звездах на небе. Уже шумеры выделяли отдельные созвездия и зодиакальный круг, они же в первый раз рассчитали деление полного угла на 3600. Они же создали лунный календарь и смогли синхронизировать его с солнечным. Египтяне считали, что Земля находится в центре Вселенной, но при этом знали, что Меркурий и Венера крутятся вокруг Солнца.
В Китае астрономией как наукой занимались уже в конце ІІІ тысячелетия до н. э., а первые обсерватории появились в XII в. до н. э. Они изучали лунные и солнечные затмения, сумев при этом понять их причину и даже рассчитав прогнозные даты, наблюдали метеоритные потоки и траектории комет.
Древнейшие инки знали различия между звездами и планетами. Есть косвенные подтверждения того, что им были известны Галилеевы спутники Юпитера и зрительная размытость очертаний диска Венеры, обусловленная наличием на планете атмосферы.
Античные греки смогли обосновать шарообразность Земли, выдвинули предположение о гелиоцентричности системы. Они пытались рассчитать поперечник Солнца, пускай и ошибочно. Но греки были первыми, кто в принципе предположил, что Солнце больше Земли, ранее все, полагаясь на зрительные наблюдения, считали по другому. Грек Гиппарх в первый раз создал каталог светил и выделил разные виды звезд. Систематизация звезд в этом научном труде опиралась на интенсивность свечения. Гиппарх выделил 6 классов яркости, всего в каталоге было 850 светил.
На что обращали внимание античные астрологи
Первоначальная систематизация звезд основывалась на их яркости. Ведь конкретно этот критерий является единственно легкодоступным для астролога, вооруженного только телескопом. Самые яркие либо обладающие уникальными видимыми свойствами звезды даже получали собственные имена, причем у каждого народа они свои. Так, Денеб, Ригель и Алголь — названия арабские, Сириус — латинское, а Антарес — греческое. Полярная звезда в каждом народе имеет собственное название. Это, пожалуй, одна из самых принципиальных в «практическом смысле» звезд. Ее координаты на ночном небосводе неизменны, несмотря на вращение земли. Если остальные звезды движутся по небу, проходя путь от восхода до заката, то Полярная звезда не меняет своего местоположения. Поэтому конкретно ее использовали моряки и путешественники в качестве надежного ориентира. Кстати, вопреки распространенному заблуждению, это совсем не самая яркая звезда на небосклоне. Полярная звезда снаружи никак не выделяется — ни по размерам, ни по интенсивности свечения. Найти ее можно, только если знать, куда смотреть. Она располагается на самом конце «рукоятки ковша» Малой Медведицы.
На чем основывается звездная систематизация
Современные астрологи, отвечая на вопрос о том, какие виды звезд бывают, навряд ли станут упоминать яркость свечения либо расположение на ночном небосводе. Разве что в порядке исторического экскурса либо в лекции, рассчитанной на совсем уж дальную от астрономии аудиторию.
Современная систематизация звезд основывается на их спектральном анализе. При этом обычно еще указывают массу, светимость и радиус небесного тела. Все эти показатели даются в соотношении с Солнцем, то есть конкретно его характеристики приняты в качестве единиц измерения.
Систематизация звезд опирается на такой критерий, как абсолютная звездная величина. Это видимая степень яркости небесного тела без атмосферы, условно расположенного на расстоянии 10 парсек от точки наблюдения.
Кроме этого учитывают переменности блеска и размеры звезды. Виды звезд в текущее время определяются их спектральным классом и уже детальнее — подклассом. Астрологи Рассел и Герцшпрунг независимо друг от друга проанализировали зависимость между светимостью, абсолютной звездной величиной, температурной поверхностью и спектральным классом светил. Они построили диаграмму с соответствующими осями координат и обнаружили, что результат совсем не хаотичен. Светила на графике располагались отчетливо различимыми группами. Диаграмма позволяет, зная спектральный класс звезды, определить хотя бы с приблизительной точностью ее абсолютную звездную величину.
Как рождаются звезды
Эта диаграмма послужила наглядным подтверждением в пользу современной теории эволюции данных небесных тел. На графике отчетливо видно, что самым многочисленным классом являются относящиеся к так называемой главной последовательности звезды. Виды звезд, принадлежащих к этому сегменту, находятся в наиболее распространенной на этот момент во Вселенной точке развития. Это этап развития светила, при котором энергия, затраченная на излучение, компенсируется полученной в процессе термоядерной реакции. Продолжительность пребывания на данном этапе развития определяется массой небесного тела и процентным содержанием элементов тяжелее гелия.
Общепризнанная на этот момент теория эволюции звезд говорит, что на начальном этапе развития светило представляет собой разряженное циклопическое газовое облако. Под воздействием собственного тяготения оно сжимается, постепенно превращаясь в шар. Чем сильнее сжатие, тем лучше гравитационная энергия переходит в тепловую. Газ раскаляется, и когда температура добивается 15-20 млн К, в новорожденной звезде запускается термоядерная реакция. После этого процесс гравитационного сжатия приостанавливается.
Основной период жизни звезды
Поначалу в недрах юного светила преобладают реакции водородного цикла. Это самый долгий период жизни звезды. Виды звезд, находящихся на этом этапе развития, и представлены в самой массовой главной последовательности описанной выше диаграммы. Со временам водород в ядре светила завершается, превратившись в гелий. После этого термоядерное горение может быть только на периферии ядра. Звезда становится ярче, ее наружные слои существенно расширяются, а температура понижается. Небесное тело превращается в красный гигант. Этот период жизни звезды намного короче предыдущего. Предстоящая ее судьба исследована мало. Есть различные предположения, но достоверных им подтверждений пока не получено. Самая распространенная теория говорит, что когда гелия становится слишком много, звездное ядро, не выдерживая собственной массы, сжимается. Температура растет до тех пор, пока уже гелий не вступает в термоядерную реакцию. Чудовищные температуры приводят к очередному расширению, и звезда превращается в красного гиганта. Предстоящая судьба светила, по предположениям ученых, находится в зависимости от его массы. Но теории, касающиеся этого, всего лишь результат компьютерного моделирования, не подтвержденный наблюдениями.
Остывающие звезды
Предположительно, красные гиганты с малой массой будут сжиматься, превращаясь в карликов и постепенно остывая. Звезды средней массы могут трансформироваться в планетарные туманности, при этом в центре такого образования продолжит свое существование лишенное наружных покровов ядро, постепенно остывая и превращаясь в белоснежного лилипута. Если центральная звезда испускала существенное инфракрасное излучение, появляются условия для активации в расширяющейся газовой оболочке планетарной туманности космического мазера.
Массивные светила, сжимаясь, могут достигать такого уровня давления, что электроны практически вминаются в атомные ядра, превращаясь в нейтроны. Поскольку между этими частицами нет сил электростатического отталкивания, звезда может сжаться до размера нескольких км. При этом ее плотность превысит плотность воды в 100 миллионов раз. Такая звезда называется нейтронной и представляет собой, по сути, огромное атомное ядро.
Сверхмассивные звезды продолжают свое существование, последовательно синтезируя в процессе термоядерных реакций из гелия — углерод, потом кислород, из него — кремний и, наконец, железо. На этом этапе термоядерной реакции и происходит взрыв сверхновой. Сверхновые звезды, в свою очередь, могут превратиться в нейтронные либо, если их масса довольно велика, продолжить сжатие до критического предела и образовать черные дыры.
Размеры
Систематизация звезд по размеру может быть реализована двойственно. Физический размер звезды может определяться ее радиусом. Единицей измерения в данном случае выступает радиус Солнца. Существуют лилипуты, звезды средней величины, гиганты и сверхгиганты. Кстати, само Солнце является как раз лилипутом. Радиус нейтронных звезд может достигать всего нескольких км. А в сверхгиганте целиком поместится орбита планеты Марс. Под размером звезды может также пониматься ее масса. Она тесно связана с поперечником светила. Чем звезда больше, тем ниже ее плотность, и наоборот, чем светило меньше, тем плотность выше. Этот критерий вирируется не так уж сильно. Звезд, которые могли быть больше либо меньше Солнца в 10 раз, очень мало. Большая часть светил укладывается в интервал от 60 до 0,03 солнечных масс. Плотность Солнца, принимаемая за стартовый показатель, составляет 1,43 г/см3. Плотность белоснежных карликов добивается 1012 г/см3, а плотность разреженных сверхгигантов может быть в миллионы раз меньше солнечной.
В стандартной систематизации звезд схема распределения по массе смотрится следующим образом. К малым относят светила с массой от 0,08 до 0,5 солнечной. К умеренным — от 0,5 до 8 солнечных масс, а к массивным — от 8 и поболее.
Систематизация звезд. От голубых до белоснежных
Систематизация звезд по цвету на самом деле опирается не на видимое свечение тела, а на спектральные характеристики. Спектр излучения объекта определяется химическим составом звезды, от него же зависит ее температура.
Наиболее распространенной является Гарвардская систематизация, созданная сначала 20 века. Согласно принятым тогда стандартам систематизация звезд по цвету предполагает деление на 7 типов.
Так, звезды с самой высочайшей температурой, от 30 до 60 тыс. К, относят к светилам класса О. Они голубого цвета, масса подобных небесных тел добивается 60 солнечных масс (с. м.), а радиус — 15 солнечных радиусов (с. р.). Линии водорода и гелия в их спектре довольно слабые. Светимость подобных небесных объектов может достигать 1 млн 400 тыс. солнечных светимостей (с. с.).
К звездам класса В относят светила с температурой от 10 до 30 тыс. К. Это небесные тела бело-голубого цвета, их масса начинается от 18 с. м., а радиус — от 7 с. м. Самая низкая светимость объектов такого класса составляет 20 тыс. с. с., а линии водорода в спектре усиливаются, достигая средних значений.
У звезд класса А температура колеблется от 7,5 до 10 тыс. К, они белоснежного цвета. Минимальная масса таких небесных тел начинается от 3,1 с. м., а радиус — от 2,1 с. р. Светимость объектов находится в границах от 80 до 20 тыс. с. с. Линии водорода в спектре этих звезд сильные, появляются линии металлов.
Объекты класса F на самом деле желто-белого цвета, но смотрятся белоснежными. Их температура колеблется в пределах от 6 до 7,5 тыс. К, масса варьируется от 1,7 до 3,1 с.м., радиус — от 1,3 до 2,1 с. р. Светимость таких звезд варьируется от 6 до 80 с. с. Линии водорода в спектре ослабевают, линии металлов, наоборот, усиливаются.
Таким образом, все виды белоснежных звезд попадают в пределы классов от А до F. Далее, согласно систематизации, следуют желтоватые и оранжевые светила.
Желтоватые, оранжевые и красные звезды
Виды звезд по цвету распределяются от голубых к красным, по мере понижения температуры и уменьшения размеров и светимости объекта.
Звезды класса G, к которым относится и Солнце, добиваются температуры от 5 до 6 тыс. К, они желтоватого цвета. Масса таких объектов — от 1,1 до 1,7 с. м., радиус — от 1,1 до 1,3 с. р. Светимость — от 1,2 до 6 с. с. Спектральные линии гелия и металлов интенсивны, линии водорода все слабее.
Светила, относящиеся к классу К, имеют температуру от 3,5 до 5 тыс. К. Смотрятся они желто-оранжевыми, но настоящий цвет этих звезд — оранжевый. Радиус данных объектов находится в промежутке от 0,9 до 1,1 с. р., масса — от 0,8 до 1,1 с. м. Яркость колеблется от 0,4 до 1,2 с. с. Линии водорода практически незаметны, линии металлов очень сильны.
Самые холодные и маленькие звезды — класса М. Их температура всего 2,5 — 3,5 тыс. К и кажутся они красными, хотя на самом деле эти объекты оранжево-красного цвета. Масса звезд находится в промежутке от 0,3 до 0,8 с. м., радиус — от 0,4 до 0,9 с. р. Светимость — всего 0,04 — 0,4 с. с. Это умирающие звезды. Холоднее их только недавно открытые коричневые лилипуты. Для них выделили отдельный класс М-Т.
Разноцветные звезды на небе. Снимок с усиленными цветами
Цветовая палитра звезд широка. Голубые, желтые и красные - оттенки видны даже сквозь атмосферу , обычно искажающую очертания космических тел. Но откуда берется цвет звезды?
Происхождение цвета звезд
Секрет разноцветности звезд стал важным орудием астрономов - цвет светил помог им узнать поверхности звезд. В основу легло примечательное природное явление - соотношение между 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 звезды на ее цвет очень незначительное - температура может скрывать отдельные элементы, ионизируя их.
Но именно 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 , 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.