Най -големите звезди са цветните. Спектрална класификация на звездите: зависимост на цвета и температурата

Никога не си мислим, че може да има и друг живот освен нашата планета, освен нашата Слънчева система. Може би на някои от планетите, въртящи се около синя, бяла или червена, или може би жълта звезда, има живот. Може би има друга планета от същия вид, земята, на която живеят същите хора, но ние все още не знаем нищо за нея. Нашите спътници и телескопи са открили редица планети, на които е възможен живот, но тези планети са на десетки хиляди и дори милиони светлинни години.

Сини проследяващи звезди - сини звезди

Звезди в кълбовидни звездни купове, чиито температури са по -високи от тези на обикновените звезди и чийто спектър се характеризира със значително изместване към синята област, отколкото тези на звездни купове с подобна яркост, се наричат ​​изоставащи сини звезди. Тази функция им позволява да се открояват спрямо другите звезди в този клъстер на диаграмата Херцшпрунг-Ръсел. Съществуването на такива звезди опровергава всички теории за еволюцията на звездите, чиято същност е, че за звездите, възникнали по същия времеви интервал, се приема, че те трябва да бъдат разположени в добре дефинирана област на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. В този случай единственият фактор, който влияе върху точното местоположение на звездата, е нейната първоначална маса. Честото появяване на сини изоставащи звезди извън гореспоменатата крива може да бъде потвърждение за съществуването на такова нещо като аномална звездна еволюция.

Експертите, опитващи се да обяснят естеството на тяхното възникване, са изложили няколко теории. Най -вероятната от тях показва, че тези сини звезди в миналото са били двоични, след което са започнали или сега са в процес на сливане. Резултатът от сливането на две звезди е появата на нова звезда, която има много по -голяма маса, яркост и температура от звездите на същата възраст.

Ако верността на тази теория може по някакъв начин да бъде доказана, теорията за звездната еволюция би загубила проблемите под формата на сини изоставащи. Получената звезда ще съдържа повече водород, който би се държал подобно на млада звезда. Има доказателства в подкрепа на тази теория. Наблюденията показват, че най -често изоставащите звезди се намират в централните области на кълбовидните купове. В резултат на преобладаващия брой звезди с единичен обем там, близките проходи или сблъсъци стават по -вероятни.

За да се провери тази хипотеза, е необходимо да се проучи пулсацията на сините заблуди, тъй като може да има някои разлики между астеросеизмологичните свойства на слетите звезди и нормално пулсиращите променливи. Трябва да се отбележи, че е доста трудно да се измери вълната. Този процес също е повлиян отрицателно от пренаселеността на звездното небе, малки колебания в пулсациите на сините заблуди, както и рядкостта на техните променливи.

Един от примерите за сливането може да се наблюдава през август 2008 г., когато подобен инцидент засегна обекта V1309, чиято яркост след откриване се увеличи няколко десетки хиляди пъти и след няколко месеца се върна към първоначалната си стойност. В резултат на 6-годишни наблюдения учените са стигнали до извода, че този обект е две звезди, чийто период на въртене една около друга е 1,4 дни. Тези факти подтикнаха учените да смятат, че през август 2008 г. се е състоял процесът на сливане на тези две звезди.

Сините контрабандисти се характеризират с висок въртящ момент. Например звезда в средата на клъстер 47 Тукан се върти 75 пъти по -висока от скоростта на Слънцето. Според хипотезата, тяхната маса е 2-3 пъти по-голяма от масата на другите звезди, които се намират в купчината. Също така, с помощта на изследвания, беше установено, че ако сините звезди са близо до други звезди, тогава последните ще имат процент кислород и въглерод по -нисък от този на техните съседи. Предполага се, че звездите изтеглят тези вещества от други звезди, движещи се по орбитата си, в резултат на което яркостта и температурата им се увеличават. В "ограбените" звезди се намират места, където е протекъл процесът на трансформация на първоначалния въглерод в други елементи.

Имена на сини звезди - примери

Ригел, Гама платна, Алфа жираф, Зета Орион, Тау голямо куче, Зета кака

Бели звезди - бели звезди

Фридрих Бесел, който ръководи обсерваторията в Кьонигсберг, прави интересно откритие през 1844 г. Ученият забеляза най -малкото отклонение на най -ярката звезда на небето - Сириус, от нейната траектория в небето. Астрономът предполага, че Сириус има спътник, а също така изчислява приблизителния период на въртене на звездите около центъра на масата, който е около петдесет години. От тогава Бесел не намери подходяща подкрепа от други учени никой не успя да засече спътника, въпреки че по отношение на неговата маса той трябваше да бъде сравним със Сириус.

И само 18 години по -късно, Алван Греъм Кларк, който тестваше най -добрия телескоп от онези времена, близо до Сириус беше открита мътна бяла звезда, която се оказа негов спътник, наречена Сириус V.

Повърхността на тази бяла звезда се нагрява до 25 хиляди келвина, а радиусът й е малък. Като взеха това предвид, учените стигнаха до извода, че спътникът има висока плътност (на ниво 106 g / cm 3, докато плътността на самия Сириус е приблизително 0,25 g / cm 3, а на Слънцето - 1,4 g / cm 3) . 55 години по -късно (през 1917 г.) е открито друго бяло джудже, кръстено на учения, който го е открил - звездата ван Маанен, която се намира в съзвездието Риби.

Имена на бели звезди - примери

Вега в съзвездието Лира, Алтаир в съзвездието Орел (видимо през лятото и есента), Сириус, Кастор.

Жълти звезди - жълти звезди

Обичайно е жълтите джуджета да се наричат ​​малки звезди от основната последователност, чиято маса е в рамките на масата на Слънцето (0,8-1,4). Съдейки по името, такива звезди имат жълто сияние, което се отделя по време на термоядрения синтез от хелиевия водород.

Повърхността на такива звезди се нагрява до температури от 5-6 хиляди келвина, а техните спектрални типове са в диапазона между G0V и G9V. Жълтото джудже живее около 10 милиарда години. Изгарянето на водород в звезда го кара да се умножи по размер и да се превърне в червен гигант. Един пример за червен гигант е Алдебаран. Такива звезди могат да образуват планетарни мъглявини, като се отърват от външните слоеве газ. В този случай се извършва трансформацията на ядрото в бяло джудже, което има висока плътност.

Ако вземем предвид диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, тогава жълтите звезди върху нея са в централната част на основната последователност. Тъй като Слънцето може да се нарече типично жълто джудже, неговият модел е доста подходящ за разглеждане на общия модел на жълтите джуджета. Но в небето има и други характерни жълти звезди, чиито имена са Алхита, Дабих, Толиман, Хара и т.н. тези звезди не са много ярки. Например, същият Толиман, който, ако не вземете предвид Проксима Кентавър, е най-близо до Слънцето, има 0-та величина, но в същото време яркостта му е най-високата сред всички жълти джуджета. Тази звезда се намира в съзвездието Кентавър, тя също е връзка в сложна система, която включва 6 звезди. Спектралният клас на Toliman е G. Но Dabih, разположен на 350 светлинни години от нас, принадлежи към спектралния клас F. Но високата му яркост се дължи на наличието на близка звезда, принадлежаща към спектралния клас - A0.

В допълнение към Toliman, спектралният тип G има HD82943, който се намира на основната последователност. Тази звезда, поради своя химичен състав и температура, подобна на Слънцето, също има две големи планети. Формата на орбитите на тези планети обаче далеч не е кръгова, поради което подходите им към HD82943 се срещат сравнително често. Понастоящем астрономите са успели да докажат, че по -рано тази звезда е имала много по -голям брой планети, но с течение на времето тя поглъща всички тях.

Имена на жълти звезди - примери

Toliman, Star HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Червени звезди - червени звезди

Ако поне веднъж в живота си сте виждали в обектива на телескопа си червени звезди в небето, изгарящи на черен фон, то припомнянето на този момент ще ви помогне по -ясно да си представите какво ще бъде написано в тази статия. Ако никога досега не сте виждали такива звезди, не пропускайте да ги намерите следващия път.

Ако вземете списък с най -ярките червени звезди в небето, който лесно може да бъде намерен дори с любителски телескоп, ще откриете, че всички те са въглеродни. Първите червени звезди са открити през 1868 г. Температурата на тези червени гиганти е ниска, освен това външните им слоеве са пълни с огромни количества въглерод. Ако по -рано такива звезди са били два спектрални класа - R и N, сега учените са ги идентифицирали в един общ клас - В. Всеки спектрален клас има подкласове - от 9 до 0. В същото време клас C0 означава, че звездата има по -висок клас температура, но по -малко червено от звездите C9. Важно е също така, че всички доминирани от въглерод звезди по своята същност са променливи: дългопериодни, полуредовни или неправилни.

Освен това в този списък бяха включени две звезди, наречени червени полурегулярни променливи, най -известната от които е m Cephei. Уилям Хершел също се заинтересува от необичайния й червен цвят, който я кръсти „нар“. Такива звезди се характеризират с неравномерна промяна в яркостта, която може да продължи от няколко десетки до няколко стотин дни. Такива променливи звезди принадлежат към клас М (звездите са студени, чиято повърхностна температура е от 2400 до 3800 К).

Предвид факта, че всички звезди от рейтинга са променливи, е необходимо да се изяснят обозначенията. Общоприето е, че червените звезди имат име, което се състои от два компонента - буквата на латинската азбука и името на променливата на съзвездието (например T Hare). Първата променлива, открита в това съзвездие, получава буквата R и така нататък, до буквата Z. Ако има много такива променливи, за тях е предвидена двойна комбинация от латински букви - от RR до ZZ. Този метод позволява 334 обекта да бъдат "наименувани". Освен това е възможно да се обозначат звезди с буквата V в комбинация със сериен номер (V228 Cygnus). Първата колона на рейтинга е определена за обозначаване на променливи.

Следващите две колони в таблицата показват местоположението на звездите през 2000 г. В резултат на нарасналата популярност на атласа Uranometria 2000.0 сред любителите на астрономията, последната колона от класацията показва номера на диаграмата за търсене за всяка звезда в класацията. В този случай първата цифра е дисплеят на номера на тома, а втората е серийният номер на картата.

Оценката също показва максималните и минималните величини на величините. Трябва да се помни, че най -голямото насищане на червеното се наблюдава при звезди, чиято яркост е минимална. За звезди, чийто период на променливост е известен, той се показва като брой дни, докато обектите, които нямат правилния период, се показват като Irr.

Не са необходими много умения за намиране на въглеродна звезда, достатъчно е телескопът ви да може да го види. Дори ако размерът му е малък, изразеният му червен цвят трябва да привлече вниманието ви. Следователно не трябва да се разстройвате, ако не можете веднага да ги откриете. Достатъчно е да използвате атласа, за да намерите близка ярка звезда и след това да преминете от нея към червената.

Въглеродните звезди се виждат различно от различни наблюдатели. За някои те приличат на рубини или на въглища, горящи в далечината. Други виждат пурпурни или кървавочервени нюанси в такива звезди. Като начало, рейтингът съдържа списък с шест от най -ярките червени звезди, откривайки и на които можете да се насладите максимално на красотата им.

Имена на червена звезда - примери

Разлики на звездите по цвят

Има огромно разнообразие от звезди с неописуеми цветови нюанси. В резултат на това дори едно съзвездие беше наречено „Кутия за бижута“, което се основава на сини и сапфирени звезди, а в самия му център е ярко блестяща оранжева звезда. Ако вземем предвид слънцето, то то има бледожълт цвят.

Директният фактор, влияещ върху разликата в цвета между звездите, е тяхната повърхностна температура. Обяснението е просто. По своята природа светлината е излъчване под формата на вълни. Дължината на вълната е разстоянието между нейните гребени и е много малко. За да си го представите, трябва да разделите 1 см на 100 хиляди еднакви части. Няколко от тези частици ще съставляват дължината на вълната на светлината.

Като се има предвид, че този брой се оказва доста малък, всяка, дори и най -малката промяна в него ще бъде причината картината, която наблюдаваме, да се промени. В края на краищата нашето зрение възприема различните дължини на вълната на светлината като различни цветове. Например, сините вълни имат дължина на вълната 1,5 пъти по -къса от тази на червените.

Също така, почти всеки от нас знае, че температурата може да има най -пряк ефект върху цвета на телата. Например, можете да вземете всеки метален предмет и да го запалите. Той ще стане червен по време на нагряване. Ако температурата на огъня се увеличи значително, цветът на обекта също би се променил - от червено до оранжево, от оранжево до жълто, от жълто до бяло и накрая от бяло до синьо -бяло.

Тъй като Слънцето има повърхностна температура в района на 5,5 хиляди 0 С, това е типичен пример за жълти звезди. Но най -горещите сини звезди могат да се затоплят до 33 хиляди градуса.

Цветът и температурата са свързани от учените, използвайки физични закони. Тогава телесната температура е право пропорционална на излъчването му и обратно пропорционална на дължината на вълната. Сините вълни имат по -къси дължини на вълните в сравнение с червените. Горещите газове излъчват фотони, чиято енергия е право пропорционална на температурата и обратно пропорционална на дължината на вълната. Ето защо синьо-синият диапазон на излъчване е характерен за най-горещите звезди.

Тъй като ядреното гориво на звездите не е неограничено, то има тенденция да се консумира, което води до охлаждане на звездите. Следователно звездите на средна възраст са жълти, докато старите звезди са червени.

В резултат на факта, че Слънцето е много близо до нашата планета, е възможно точно да се опише неговият цвят. Но за звезди, които са на милион светлинни години, задачата става по-сложна. Именно за това се използва устройство, наречено спектрограф. Чрез него учените преминават светлината, излъчвана от звездите, в резултат на което почти всяка звезда може да бъде спектрално анализирана.

Освен това, използвайки цвета на звездата, можете да определите нейната възраст, т.к математическите формули позволяват използването на спектрален анализ за определяне на температурата на една звезда, от което е лесно да се изчисли нейната възраст.

Видеоклипове на тайните на звездите гледайте онлайн

С телескоп можете да наблюдавате 2 милиарда звезди до магнитуд 21. Има харвардска спектрална класификация на звездите. В него спектралните типове са подредени в реда на намаляване на звездната температура. Класовете са обозначени с букви от латинската азбука. Има седем от тях: O - B - A - P - O - K - M.

Добър индикатор за температурата на външните слоеве на звездата е нейният цвят. Горещите звезди от спектрални типове О и В са сини; звезди, подобни на нашето Слънце (спектрален тип 02), изглеждат жълти, докато звездите от спектрални типове K и M са червени.

Яркостта и цветът на звездите

Всички звезди имат цвят. Има сини, бели, жълти, жълтеникави, оранжеви и червени звезди. Например, Бетелгейзе е червена звезда, Кастор е бял, Капела е жълт. По отношение на яркостта те са разделени на звезди от 1 -ва, 2 -ра, ... n -а величина (n max = 25). Терминът "величина" няма нищо общо с истинския размер. Величината характеризира светлинния поток, идващ на Земята от звездата. Звездната величина може да бъде както частична, така и отрицателна. Скалата на величината се основава на възприемането на светлината от окото. Разделянето на звездите на величини според видимата им яркост е извършено от древногръцкия астроном Хипарх (180 - 110 г. пр.н.е.). Хипарх приписва първата величина на най -ярките звезди; следващият по степен на яркост (т.е. приблизително 2,5 пъти по -слаб) той отчита като звезди от втора величина; звезди, които са 2,5 пъти по -слаби от звездите от втора величина, бяха наречени звезди от трета величина и др.; звездите на границата на видимост с невъоръжено око бяха присвоени на шеста величина.

При такава градация на яркостта на звездите се оказа, че звездите от шеста величина са по -слаби от звездите от първа величина с 2,55 пъти. Следователно през 1856 г. английският астроном NK Pogsoi (1829-1891) предлага да се считат звездите от шеста величина точно 100 пъти по-слаби от звездите от първа величина. Всички звезди са разположени на различни разстояния от Земята. Би било по -лесно да се сравнят величините, ако разстоянията са равни.

Звездната величина, която една звезда би имала на разстояние 10 парсека, се нарича абсолютна звездна величина. Показана е абсолютната величина - М, а видимата величина е м.

Химическият състав на външните слоеве на звездите, от които идва тяхното излъчване, се характеризира с пълното преобладаване на водорода. Хелият е на второ място, докато съдържанието на други елементи е доста ниско.

Температура и маса на звездите

Познаването на спектралния клас или цвят на звездата веднага дава нейната повърхностна температура. Тъй като звездите излъчват приблизително като абсолютно черни тела със съответната температура, мощността, излъчвана от единица повърхност за единица време, се определя от закона на Стефан-Болцман.

Разделяне на звезди въз основа на сравняване на светимостта на звездите с тяхната температура и цвят и абсолютна величина (диаграма Херцшпрунг-Ръсел):

1. основна последователност (в центъра й е Слънцето - жълто джудже)
2. свръхгиганти (големи по размер и голяма яркост: Антарес, Бетелгейзе)
3. поредица от червени гиганти
4. джуджета (бели - Сириус)
5. подници
6. синьо-бяла последователност

Това разделение се основава и на възрастта на звездата.

Различават се следните звезди:

1. обикновен (Слънце);
2. двойни (Mitsar, Albkor) са разделени на:

• а) визуално двойно, ако тяхната двойственост се забелязва, когато се наблюдава през телескоп;
• б) кратните са система от звезди с повече от 2, но по -малко от 10;
• в) оптичните двоични знаци са такива звезди, че близостта им е резултат от произволна проекция върху небето, но в космоса те са далечни;
• г) физически-двоични са звезди, които образуват единна система и се въртят под действието на сили на взаимно привличане около общ център на масата;
• д) спектроскопичните двоични знаци са звезди, които при възвратно -постъпателно движение се доближават една до друга и тяхната двойственост може да бъде определена от спектъра;
• е) затъмняващите се двоични знаци са звезди, „които се затъмняват взаимно по време на взаимна циркулация;

Нови звезди- това са звезди, които съществуват дълго време, но изведнъж се разпалиха. Тяхната яркост се увеличава за кратко време с коефициент 10 000 (амплитудата на яркостта се променя от 7 на 14 величини).

Свръхнови- това са звезди, които бяха невидими на небето, но внезапно се разгоряха и увеличиха яркостта си 1000 пъти спрямо обикновените нови звезди.

Пулсар- неутронна звезда, възникнала при експлозия на свръхнова.

Данните за общия брой пулсари и техния живот показват, че средно по 2-3 пулсара се раждат на век, това приблизително съвпада с честотата на свръхнови в Галактиката.

Еволюция на звездите

Както всички тела в природата, звездите не остават непроменени, те се раждат, развиват се и накрая умират. Преди това астрономите смятаха, че са необходими милиони години, за да се образува звезда от междузвезден газ и прах. Но през последните години бяха направени снимки на област от небето, която е част от Голямата мъглявина Орион, където в продължение на няколко години се появи малък куп звезди. В изображенията от 1947 г. на това място е записана група от три подобни на звезди обекти. До 1954 г. някои от тях са станали продълговати, а до 1959 г. тези продълговати образувания са се разпаднали на отделни звезди. За първи път в историята на човечеството хората наблюдаваха раждането на звезди буквално пред очите ни.

В много части на небето има условия за появата на звезди. При изучаване на снимки на мъгляви части на Млечния път беше възможно да се намерят малки черни петна с неправилна форма или глобули, които представляват масивни натрупвания на прах и газ. Тези облаци от газ и прах съдържат прахови частици, които много силно абсорбират светлината от звездите зад тях. Глобулите са огромни - до няколко светлинни години в диаметър. Въпреки факта, че материята в тези клъстери е много разредена, общият им обем е толкова голям, че е напълно достатъчен за образуването на малки групи от звезди, близки по маса до Слънцето.

В черната глобула под действието на радиационното налягане, излъчвано от околните звезди, материята се компресира и уплътнява. Това компресиране продължава известно време, в зависимост от източниците на радиация около глобулата и интензитета на последната. Гравитационните сили, произтичащи от концентрацията на маса в центъра на глобулата, също са склонни да компресират глобулата, принуждавайки веществото да падне към центъра му. Падайки, частиците на материята придобиват кинетична енергия и загряват левия облак от газове.

Падането на материята може да продължи стотици години. В началото това се случва бавно, без да бърза, тъй като гравитационните сили, привличащи частици към центъра, все още са много слаби. След известно време, когато глобулата стане по -малка и гравитационното поле се увеличи, падането започва да се случва по -бързо. Но глобулата е огромна, с диаметър не по-малък от светлинна година. Това означава, че разстоянието от външната му граница до центъра може да надхвърли 10 трилиона километра. Ако частица от ръба на глобулата започне да пада към центъра със скорост малко по -малка от 2 km / s, тогава тя ще достигне центъра едва след 200 000 години.

Продължителността на живота на една звезда зависи от нейната маса. Звездите с маса по -малка от тази на Слънцето използват своите запаси от ядрено гориво много пестеливо и могат да блестят десетки милиарди години. Външните слоеве на звезди като нашето Слънце, с маси, които не надвишават 1,2 пъти масата на Слънцето, постепенно се разширяват и в крайна сметка напълно напускат ядрото на звездата. На мястото на гиганта остава малко и горещо бяло джудже.

В ясна нощ, като се вгледате внимателно, можете да видите безброй многоцветни звезди в небето. Чудили ли сте се някога от какво зависи сянката на тяхното трептене и какви са цветовете на небесните тела?

Цветът на звездата се определя от температурата на нейната повърхност.... Разпръснати светила, като скъпоценни камъни, имат безкрайно разнообразни нюанси, като магическата палитра на художника. Колкото по -горещ е обектът, толкова по -висока е енергията на излъчване от повърхността му, което означава, че по -късата е дължината на излъчваните вълни.

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

Газовата обвивка на осветителните тела служи като идеален излъчвател. Цветът на звездата може да се използва за изчисляване на нейната възраст и повърхностна температура. Разбира се, сянката в този случай се определя не "на око", а с помощта на специален инструмент - спектрограф.

Изучаването на спектъра на звездите е основата на астрофизиката на нашето време. Какви са цветовете на небесните тела, най -често е единствената информация, която ни е достъпна 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 едва започват своя „жизнен път“. Например, Ригел, едно от двете основни светила на съзвездието Орион, синкаво-бяло.

Жълти звезди

Центърът на нашата планетарна система - Слънцето- има повърхностна температура над 6000 Kelvin. От космоса тя и подобни светила изглеждат ослепително бели, въпреки че от Земята изглеждат по -скоро жълти. Златните звезди са на средна възраст.

От другите известни ни светила, бялата звезда също е Сириус, въпреки че цветът му е трудно да се определи на око. Това е така, защото заема ниско положение над хоризонта и по пътя към нас излъчването му е силно изкривено поради многократно пречупване. В средните ширини Сириус, често трептящ, е в състояние да демонстрира целия цветен спектър само за половин секунда!

Червени звезди

Звездите с ниски температури имат тъмночервеникав оттенък.например червени джуджета, чиято маса е по -малка от 7,5% от масата на Слънцето. Температурата им е под 3500 келвина и въпреки че блясъкът им е богат преливник на много цветове и нюанси, ние го виждаме в червено.

Гигантските осветителни тела, които са останали без водородно гориво, също изглеждат червени или дори кафяви. По принцип радиацията от стари и охлаждащи звезди се намира в този диапазон на спектъра.

Втората от основните звезди на съзвездието Орион има ясно изразен червен оттенък, Бетелгейзе, и малко надясно и над него се намира на небесната карта Алдебаранкойто е оранжев.

Най -старата съществуваща червена звезда - HE 1523-0901от съзвездието Везни - гигантско светило от второ поколение, намерено 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 очакваната възраст на Вселената.

Дмитрий Карпов

Това е изследователска работа на ученик от 1 клас на гимназия №25.

Цел на изследването: разберете защо звездите на небето са с 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 нажежени топчета газ. Най -близката звезда до нас 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 с червена светлина, след това жълт и накрая бял с повишаване на температурата. Също и със звездите. Червените са най -студените, а белите (или дори сините!) Са най -горещите. Тежките звезди са горещи и бели, леките, немасивните са червени и сравнително студени. По цвета на звездата можете да определите и нейната възраст. Младите звезди са най -горещите. Те блестят с бяла и синя светлина. Стари, охлаждащи звезди излъчват червена светлина. А звездите на средна възраст блестят с жълта светлина. Енергията, излъчвана от звездите, е толкова огромна, че можем да ги видим на онези далечни разстояния, на които са отстранени от нас: десетки, стотици, хиляди светлинни години!
Изводи:
1. Звездите са пъстри. Цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност.

2. По цвета на звездата можем да определим нейната възраст, маса.

3. Можем да видим звездите поради огромната енергия, излъчвана от тях.

Изтегли:

Визуализация:

XIV градска научно -практическа конференция на учениците

„Първи стъпки в науката“

Защо звездите са с различни цветове?

Г. Сочи.

Ръководител: Мухина Марина Викторовна, начален учител

МОУ SOSH №25

Сочи

2014

ВЪВЕДЕНИЕ

Можете да се възхищавате на звездите завинаги, те са мистериозни и привлекателни. От древни времена хората придават голямо значение на тези небесни тела. Астрономите от древността до наши дни заявяват, че подреждането на звездите в небето по специален начин засяга почти всички аспекти на човешкия живот. Те определят времето според звездите, съставят хороскопи и прогнози и намират пътя си в открито море за изгубени кораби. Какво всъщност са те, тези блестящи светещи точки?

Мистерията на звездното небе е интересна за всички деца, без изключение. Учени и астрономи са направили много изследвания, разкрили са много тайни. За звездите са написани много книги, заснети са много образователни филми и въпреки това много момчета не знаят всички тайни на звездното небе.

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

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

Задачи, който съм си поставил: 1. да търся отговора на въпроса, да говоря с възрастни, да чета енциклопедии, книги, материали на ИНТЕРНЕТ;

2. да наблюдават звездите с просто око и с телескоп;

3. използвайки експеримент, за да докаже, че цветът на звездата зависи от нейната температура;

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

Обект на изследване- небесни тела (звезди).

Предмет на изследване- параметри на звездите.

Изследователски методи:

• Четене на специална литература и гледане на научно -популярни програми;
• Проучване на звездното небе с помощта на телескоп и специален софтуер;
• Експеримент за изследване на зависимостта на цвета на обекта от неговата температура.

Резултатът моята работа е появата на интерес към тази тема сред моите съученици.

Глава 1. Какво представляват звездите?

Често гледах звездното небе, съставено от много светлинни точки. Звездите са особено видими през нощта и при безоблачно време. Те винаги са привличали вниманието ми със специалното си, хипнотизиращо излъчване. Астролозите вярват, че могат да повлияят на съдбата и бъдещето на човек. Но малцина могат да отговорят на въпроса какви са те.

След като изучих референтната литература, успях да разбера, че звездата е небесно тяло, в което протичат термоядрени реакции, което е масивна светеща топка газ.

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 в небето се виждат около 6000 звезди, по 3 000 във всяко полукълбо. Звездите се намират на голямо разстояние 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 останалите осветителни тела. През деня той затъмнява всички други звезди със своята светлина, така че ние не ги виждаме. Ако Слънцето е на разстояние 150 милиона километра от Земята, тогава друга звезда, която е по -близо до останалата част, Кентавър, се намира вече на 42 000 милиарда километра от нас.

Как се появи слънцето? След като изучих литературата, разбрах, че подобно на останалите звезди, Слънцето е излязло от натрупване на космически газ и прах. Такъв куп се нарича мъглявина. Газът и прахът се компресират 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 топчета газ във Вселената. Но защо тогава те блестят 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 просто око, след това с помощта на телескопа си. В телескоп звездите се виждат като точки с различна степен на яркост без никакви детайли. 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 изводи: най -ярките звезди: 1. Гигантската звезда R136a12 (звездообразуващ район 30 Дорадо); 2. Гигантската звезда VY SMa (в съзвездието Canis Major)3. Денеб (в съзвездиетоα Лебед); 4. Ригел(в съзвездието β Орион); 5. Бетелгейзе (в съзвездието α Орион). Баща ми ми помогна да идентифицирам имената на звездите, използвайки Star Rover за iPhone. В същото време първите три от звездите имат синкаво сияние, четвъртата е синьо-бяла, а петата е червеникаво-оранжева. Откритието на най -ярката звезда, учените направиха с помощтаКосмическият телескоп НАСА Хъбъл.

По време на изследването си забелязах, че яркостта на звездите зависи от техния цвят. Но защо всички звезди са различни?

Нека разгледаме Слънцето - звезда, видима с невъоръжено око. От ранно детство я изобразяваме в жълто, защото тази звезда всъщност е жълта. Започнах да изучавам свойствата на тази звезда.Температурата на повърхността му е около 6000 градуса.Научих за други звезди в енциклопедии и в ИНТЕРНЕТ. Оказа се, че всички звезди са с различни цветове. Някои от тях са бели, други са сини, а други са оранжеви. Има бели и червени звезди. Оказва се, че цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност. Най -горещите звезди ни изглеждат сини и бели. Температурата на повърхността им е от 10 до 100 000 градуса. Звездата със средна температура е жълта или оранжева. Най -студените звезди са червени. Температурата на повърхността им е около 3000 градуса. И тези звезди са много пъти по -горещи от пламъка на огън.

Моите родители и аз проведохме следния експеримент: нагрявахме ютия с газова горелка. Отначало спицата беше сива. След нагряване тя светеше и става червена. Температурата й се повиши. След охлаждане спицата отново посивя. Заключих, че с повишаване на температурата цветът на звездата се променя.И звездите не са като хората. Хората обикновено се изчервяват, когато е горещо, и посиняват, когато е студено. Но звездите са обратното: колкото по -гореща е звездата, толкова по -синя е тя и колкото по -студена е

Както знаете, нагретият метал първо започва да свети с червена светлина, след това жълт и накрая бял с повишаване на температурата. Също и със звездите. Червените са най -студените, а белите (или дори сините!) Са най -горещите.

Глава 3. Масата на звездата и нейният цвят. Възрастта на звездата.

Когато бях на 6 години, майка ми и аз отидохме в планетариума в град Омск. Там научих, че всички звезди идват в различни размери. Някои са големи, някои са малки, някои са по -тежки, други по -леки. С помощта на възрастни се опитах да подредя изследваните звезди от най -леките до най -тежките. И това забелязах! Оказа се, че синьото е по -тежко от бялото, бялото е жълто, жълтото е оранжево, оранжевото е червено.

По цвета на звездата можете да определите и нейната възраст. Младите звезди са най -горещите. Те блестят с бяла и синя светлина. Стари, охлаждащи звезди излъчват червена светлина. А звездите на средна възраст блестят с жълта светлина.

Енергията, излъчвана от звездите, е толкова огромна, че можем да ги видим на онези далечни разстояния, на които са отстранени 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 на звездите, наречени Жълти джуджета. Когато тази звезда светна, тя се състоеше 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), около половината от водорода е изгоряла. По този начин Слънцето остава да „живее“, докато съществува. Когато почти целият водород е изгорял, тази звезда ще нарасне и ще се превърне в Червения гигант. Това ще повлияе значително на Земята. На нашата планета ще дойде непоносима жега, океаните ще заври, животът ще стане невъзможен.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Така в резултат на моите изследвания моите съученици и аз получихме нови знания за това какво представляват звездите, а също и какво определя температурата и цвета на звездите.

БИБЛИОГРАФСКИ СПИСЪК.

Звезди с различни цветове

Нашето Слънце е бледожълта звезда. Като цяло цветът на звездите е невероятно разнообразна палитра от цветове. Едно от съзвездията се нарича „Кутия за бижута“. Сапфиреносини звезди са разпръснати по черното кадифе на нощното небе. Между тях, в средата на съзвездието, има ярко оранжева звезда.

Разлики в цвета на звездите

Разликите в цвета на звездите се обясняват с факта, че звездите имат различни температури. Ето защо се случва. Светлината е вълново излъчване. Разстоянието между гребените на една вълна се нарича нейната дължина. Светлинните вълни са много къси. Колко? Опитайте да разделите инч на 250 000 равни части (1 инч е равен на 2,54 сантиметра). Няколко такива части съставляват дължината на вълната на светлината.

Въпреки толкова незначителната дължина на светлинната вълна, най -малката разлика между размерите на светлинните вълни драстично променя цвета на картината, която наблюдаваме. Това се дължи на факта, че светлинните вълни с различна дължина се възприемат от нас като различни цветове. Например, дължината на вълната на червеното е един и половина пъти по -дълга от дължината на синьото. Белият цвят е лъч, състоящ се от фотони на светлинни вълни с различна дължина, тоест от лъчи с различни цветове.

От ежедневния опит знаем, че цветът на телата зависи от тяхната температура. Сложете железен джоб на огъня. При нагряване първо зачервява. Тогава тя ще се изчерви още повече. Ако покерът можеше да се нагрее още повече, без да се разтопи, тогава той щеше да се превърне от червено в оранжево, след това в жълто, след това в бяло и накрая в синьо -бяло.