最大の星は色です。星のスペクトル分類：色と温度の依存性

私たちは、おそらく私たちの惑星以外に、私たちの太陽系以外に、ある種の生命がまだあるとは思いません。おそらく、青、白、赤、あるいは黄色の星を周回している惑星のいくつかには、生命があります。おそらく、同じ種類の別の惑星、同じ人々が住んでいる地球がありますが、私たちはまだそれについて何も知りません。私たちの衛星や望遠鏡は、生命が存在する可能性のある多くの惑星を発見しましたが、これらの惑星は数万光年、さらには数百万光年離れています。

青い末尾の星-青い星

球状星団の星団は、通常の星団よりも温度が高く、光度が似ている星団よりも青色領域へのシフトが大きいという特徴があり、遅れ星団と呼ばれています。この機能により、ヘルツシュプルング・ラッセル図でこのクラスター内の他の星から目立つようになります。そのような星の存在は、恒星進化論のすべての理論に反論します。その本質は、同じ時間間隔で発生した星の場合、それらはヘルツシュプルングラッセル図の明確な領域にあると想定されるということです。この場合、星の正確な位置に影響を与える唯一の要因は、その初期質量です。前述の曲線の外側に青い遅れている星が頻繁に現れることは、異常な恒星進化のようなものの存在の確認であるかもしれません。

それらの発生の性質を説明しようとしている専門家は、いくつかの理論を提唱しました。それらの中で最も可能性が高いのは、これらの青い星が過去にバイナリであったことを示しており、その後、それらはマージを開始したか、現在マージ中です。 2つの星の合併の結果、同じ年齢の星よりもはるかに大きな質量、明るさ、温度を持つ新しい星が出現します。

この理論の正しさが何らかの形で証明できれば、恒星進化論は青い遅れの形で問題を失うでしょう。結果として得られる星はより多くの水素を含み、それは若い星と同じように振る舞います。この理論を裏付ける事実があります。観測によると、ほとんどの場合、遅れている星は球状星団の中央領域に見られます。そこにある単位体積の星の数が多い結果として、接近した通路や衝突の可能性が高くなります。

この仮説を検証するには、青色はぐれ星の脈動を研究する必要があります。融合した星の星震学的特性と通常は脈動変光星との間にいくつかの違いがあるかもしれません。リップルを測定することは非常に難しいことに注意する必要があります。このプロセスは、星空の過密、青色はぐれ星の脈動の小さな変動、およびそれらの変数の希少性によっても悪影響を受けます。

合併の例の1つは、そのような事件がオブジェクトV1309に影響を与えたとき、2008年8月に観察できました。オブジェクトV1309の明るさは、検出後、数万倍に増加し、数か月後に元の値に戻りました。 6年間の観測の結果、科学者たちはこの天体が2つの星であり、自転周期が1。4日であるという結論に達しました。これらの事実は、2008年8月にこれらの2つの星の融合のプロセスが起こったと科学者に信じさせました。

青色はぐれ星は高トルクが特徴です。たとえば、クラスター47オオハシの真ん中にある星は、太陽の75倍の速度で回転しています。仮説によれば、それらの質量は、クラスター内にある他の星の質量の2〜3倍です。また、研究の助けを借りて、青い星が他の星に近い場合、後者は隣接する星よりも酸素と炭素の割合が低くなることがわかりました。おそらく、星はそれらの軌道に沿って移動する他の星からこれらの物質を引き出し、その結果、それらの明るさと温度が上昇します。「奪われた」星では、元の炭素が他の元素に変換されるプロセスが行われた場所が見つかります。

青い星の名前-例

リゲル、ガンマセイル、アルファキリン、ゼータオリオン、タウビッグドッグ、ゼータうんち

白い星-白い星

ケーニヒスベルク天文台を監督したフリードリヒ・ベッセルは、1844年に興味深い発見をしました。科学者は、空で最も明るい星であるシリウスが空の軌道からわずかにずれていることに気づきました。天文学者は、シリウスが衛星を持っていることを示唆し、また、重心の周りの星の自転周期のおおよその周期を計算しました。これは約50年でした。ベッセルは他の科学者からの適切なサポートを見つけられませんでした。衛星の質量に関してはシリウスに匹敵するはずでしたが、誰も衛星を検出できませんでした。

そして、わずか18年後、当時最高の望遠鏡をテストしていたアルヴァン・グラハム・クラークが、シリウスの近くで薄暗い白い星を発見しました。

この白い星の表面は25,000ケルビンに加熱されており、その半径は小さいです。これを考慮して、科学者たちは衛星が高密度であると結論付けました（106 g / cm 3のレベルで、シリウス自体の密度は約0.25 g / cm 3であり、太陽の密度は-1.4 g / cm 3です）。 55年後（1917年）、別の白色矮星が発見されました。これは、それを発見した科学者にちなんで名付けられました。うお座にあるヴァンマーネン星です。

白い星の名前-例

こと座のベガ、わし座のアルタイル（夏と秋に見える）、シリウス、キャスター。

黄色い星-黄色い星

主系列星の黄色い矮星を小さな星と呼ぶのが通例であり、その質量は太陽の質量（0.8-1.4）の範囲内にあります。名前から判断すると、そのような星は黄色の輝きを持っており、それは熱核融合プロセス中にヘリウム水素から放出されます。

そのような星の表面は5000から6000ケルビンの温度まで熱くなり、それらのスペクトル型はG0VとG9Vの間の範囲にあります。黄色い矮星は約100億年生きています。星の中で水素が燃焼すると、星のサイズが大きくなり、赤色巨星に変わります。赤色巨星の一例はアルデバランです。そのような星は、ガスの外層を取り除くことによって惑星状星雲を形成することができます。この場合、核を高密度の白色矮星に変換します。

Hertzsprung-Russellダイアグラムを考慮に入れると、その上の黄色い星は主系列星の中央部分にあります。太陽は典型的な黄色い矮星と呼ぶことができるので、そのモデルは黄色い矮星の一般的なモデルを考えるのに非常に適しています。しかし、空には他にも特徴的な黄色い星があり、その名前はアルヒタ、ダビ、トリマン、カラなどです。これらの星はあまり明るくありません。たとえば、プロキシマケンタウリを考慮しない場合、太陽に最も近い同じトリマンは0度ですが、同時にその明るさはすべての黄色い矮星の中で最も高くなります。この星はケンタウルス座にあり、6つの星を含む複雑なシステムのリンクでもあります。トリマンのスペクトルクラスはGです。しかし、私たちから350光年離れた場所にあるダビは、スペクトルクラスFに属しています。しかし、その高輝度は、スペクトルクラスA0に属する近くの星の存在によるものです。

Tolimanに加えて、スペクトルクラスGにはHD82943があり、これはメインシーケンスにあります。この星は、その化学組成と太陽に似た温度のために、2つの大きな惑星も持っています。ただし、これらの惑星の軌道の形状は円形にはほど遠いため、HD82943へのアプローチは比較的頻繁に発生します。現在、天文学者は以前にこの星がはるかに多くの惑星を持っていたことを証明することができました、しかし時間とともにそれはそれらのすべてを吸収しました。

黄色い星の名前-例

Toliman、Star HD 82943、Hara、Dabih、Alhita

赤い星-赤い星

人生で少なくとも一度は、黒い背景に燃えた空の望遠鏡の赤い星のレンズで見たことがあれば、この瞬間を思い出すと、この記事に何が書かれるかをより明確に想像するのに役立ちます。そのような星を見たことがない場合は、次回は必ず見つけてみてください。

空で最も明るい赤い星のリストを見ると、アマチュア望遠鏡でも簡単に見つけることができ、それらはすべて炭素であることがわかります。最初の赤い星は1868年に発見されました。これらの赤色巨星の温度は低く、さらに、それらの外層は大量の炭素で満たされています。以前のそのような星が2つのスペクトルクラス（RとN）であった場合、現在、科学者はそれらを1つの一般的なクラス（C）で識別しています。各スペクトルクラスには9から0までのサブクラスがあります。同時に、クラスC0は、星がより高いことを意味します。温度ですが、C9星よりも赤くありません。また、すべての炭素が優勢な星が本質的に可変であることが重要です：長周期、半規則的、または不規則。

さらに、赤い半規則型変光星と呼ばれる2つの星がこのリストに含まれ、その中で最も有名なのはmCepheiです。彼女の「ザクロ」と名付けたウィリアム・ハーシェルは、彼女の珍しい赤い色に興味を持つようになりました。このような星は、光度の不規則な変化を特徴とし、それは数十日から数百日続く可能性があります。このような変光星はクラスMに属します（星は冷たく、その表面温度は2400から3800 Kです）。

評価のすべての星が変数であるという事実を考えると、指定を明確にする必要があります。赤い星の名前は、ラテンアルファベットの文字と星座変数の名前（たとえば、T Hare）の2つの要素で構成されることが一般的に認められています。このコンステレーションで発見された最初の変数には、文字Rが割り当てられ、文字Zまで続きます。そのような変数が多数ある場合は、RRからZZまでのラテン文字の二重の組み合わせが提供されます。このメソッドでは、334個のオブジェクトに「名前を付ける」ことができます。さらに、シリアル番号（V228 Cygnus）と組み合わせて文字Vで星を指定することができます。評価の最初の列は、変数の指定に割り当てられます。

表の次の2列は、2000。0年の星の位置を示しています。天文学愛好家の間でUranometria2000.0アトラスの人気が高まった結果、ランキングの最後の列には、ランキングの各星の検索チャート番号が表示されます。この場合、最初の桁はボリューム番号の表示であり、2番目の桁はカードのシリアル番号です。

評価には、マグニチュードの最大および最小のマグニチュードも表示されます。赤の最も高い彩度は、明るさが最小である星で観察されることを覚えておく必要があります。変動の周期がわかっている星の場合は日数として表示され、周期が正しくない天体はIrrとして表示されます。

炭素星を見つけるのにそれほどのスキルは必要ありません。望遠鏡がそれを見ることができるのに十分です。サイズが小さくても、はっきりとした赤い色が目を引くはずです。したがって、すぐに検出できない場合でも、動揺してはなりません。アトラスを使用して近くの明るい星を見つけ、そこから赤い星に移動するだけで十分です。

炭素星は、観測者によって見方が異なります。ある人にとっては、それらは遠くで燃えているルビーや石炭に似ています。他の人はそのような星の深紅色または血のように赤い色合いを見ます。まず、評価には、最も明るい赤い星の6つのリストが含まれています。これらの星を見つけて、その美しさを最大限に楽しむことができます。

赤い星の名前-例

色による星の違い

何とも言えない色合いの星は多種多様です。その結果、青とサファイアの星を基にした「ジュエリーボックス」と名付けられた星座は1つでもあり、その真ん中には明るく輝くオレンジ色の星があります。太陽を考えると、淡い黄色になっています。

星の色の違いに影響を与える直接的な要因は、それらの表面温度です。説明は簡単です。その性質上、光は波の形の放射です。波長はその頂上の間の距離であり、非常に小さいです。それを想像するには、1cmを10万個の同じ部分に分割する必要があります。これらの粒子のいくつかは、光の波長を構成します。

この数が非常に小さいことが判明したことを考えると、それが変化するたびに、それが変化することが、私たちが観察する画像が変化する理由になります。結局のところ、私たちの視覚は、さまざまな波長の光をさまざまな色として認識します。たとえば、青の波の波長は赤の波長の1.5分の1です。

また、私たちのほとんどすべての人は、温度が体の色に最も直接的な影響を与える可能性があることを知っています。たとえば、金属製の物体を取り出して火にかけることができます。加熱中は赤くなります。火の温度が大幅に上昇すると、オブジェクトの色も変化します。赤からオレンジ、オレンジから黄色、黄色から白、そして最後に白から青白になります。

太陽の表面温度は5.5千℃程度なので、黄色い星の代表的な例です。しかし、最も熱い青い星は33,000度まで熱くなる可能性があります。

色と温度は、物理法則を使用して科学者によってリンクされています。体温よりもその放射に正比例し、波長に反比例します。青い波は赤い波に比べて波長が短いです。高温ガスは光子を放出し、そのエネルギーは温度に正比例し、波長に反比例します。そのため、青青の発光範囲は最も熱い星の特徴です。

星の核燃料は無制限ではないので、消費される傾向があり、それが星の冷却につながります。したがって、中年の星は黄色で、古い星は赤です。

太陽が私たちの惑星に非常に近いという事実の結果として、その色を正確に説明することが可能です。しかし、100万光年離れた星の場合、タスクはより複雑になります。スペクトログラフと呼ばれる装置が使用されるのはこのためです。それを通して、科学者は星から放出された光を通過させ、その結果、ほとんどすべての星をスペクトル分析することが可能になります。

さらに、星の色を使用して、その年齢を判断できます。数式を使用すると、スペクトル分析を使用して星の温度を決定できます。この温度から、星の年齢を簡単に計算できます。

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望遠鏡を使えば、等級21までの20億個の星を観測できます。ハーバードの星のスペクトル分類があります。その中で、スペクトル型は星の温度が下がる順に並べられています。クラスはラテンアルファベットの文字で指定されます。それらの7つがあります：O-B-A-P-O-K-M。

星の外層の温度の良い指標はその色です。スペクトル型OとBの熱い星は青です。私たちの太陽（スペクトル型02）に似た星は黄色に見え、スペクトル型KとMの星は赤に見えます。

星の明るさと色

すべての星には色があります。青、白、黄色、黄色がかった、オレンジ、赤の星があります。たとえば、ベテルギウスは赤い星、カストルは白、カペラは黄色です。明るさによって、それらは1番目、2番目、... n番目の大きさの星に分けられます（n max = 25）。「大きさ」という用語は、実際のサイズとは何の関係もありません。マグニチュードは、星から地球に到達する光束を特徴づけます。恒星の光度は、分数と負の両方になる可能性があります。マグニチュードスケールは、目による光の知覚に基づいています。見かけの明るさに応じた等級への星の分割は、古代ギリシャの天文学者ヒッパルコス（紀元前180年から110年）によって行われました。ヒッパルコスは、最初の大きさを最も明るい星に帰した。彼は次の明るさのグラデーション（つまり、約2.5倍暗い）を2等星として数えました。 2等星の2.5倍暗い星は3等星などと呼ばれていました。肉眼での視程の限界にある星には、6等星が割り当てられました。

このような星の明るさのグラデーションにより、6等星は1等星より2.55倍弱いことがわかりました。したがって、1856年に、英国の天文学者NK Pogsoi（1829-1891）は、6等星を1等星よりも正確に100倍暗いと見なすことを提案しました。すべての星は地球からさまざまな距離にあります。距離が等しい場合、マグニチュードを比較する方が簡単です。

星が10パーセクの距離で持つであろう恒星の等級は、絶対恒星の等級と呼ばれます。絶対等級が示されています- M、そして見かけの等級は m.

放射の元となる星の外層の化学組成は、水素が完全に優勢であることを特徴としています。第二に、ヘリウムですが、他の元素の含有量はかなり低いです。

星の温度と質量

星のスペクトルクラスや色を知ると、すぐにその表面温度がわかります。星は、対応する温度の完全な黒体のように放射するため、単位時間あたりの表面の単位によって放出される電力は、シュテファン-ボルツマンの法則から決定されます。

星の光度をそれらの温度と色および絶対等級と比較することに基づく星の分割（ヘルツシュプルング-ラッセル図）：

主系列星（その中心にあるのは太陽-黄色い矮星）
超巨星（サイズが大きく、光度が高い：アンタレス、ベテルギウス）
赤色巨星シーケンス
小人（白-シリウス）
準矮星
青白シーケンス

この区分も星の年齢に基づいています。

次の星は区別されます：

普通（日）;
double（Mitsar、Albkor）は次のように分けられます。

a）望遠鏡で観察したときにそれらの二重性に気づいた場合、視覚的な二重。
b）倍数は、2を超え、10未満の星系です。
c）光学バイナリは、それらの近接が空へのランダムな投影の結果であるような星ですが、宇宙ではそれらは離れています。
d）物理的にバイナリは、単一のシステムを形成し、共通の重心の周りの相互引力の作用の下で回転する星です。
e）分光学的バイナリーは、往復運動するときに互いに接近し、それらの二重性はスペクトルによって決定できる星です。
f）食変光星は、「相互循環中にお互いを覆い隠す星」です。

変数（b Cephei）。ケフェイド変光星は明るさが変化する星です。明るさの変化の振幅は1.5等級以下です。これらは脈動変光星です。つまり、周期的に膨張および収縮します。外層の圧縮により、それらは熱くなります。

非定常。

新しい星-これらは長い間存在していたが、突然燃え上がった星です。それらの明るさは短時間で10,000倍に増加しました（明るさの振幅は7から14の大きさに変化します）。

超新星-これらは空には見えなかった星ですが、突然燃え上がり、通常の新しい星に比べて明るさが1000倍になりました。

パルサー-超新星爆発から生じる中性子星。

パルサーの総数とその寿命に関するデータは、1世紀に平均2〜3個のパルサーが生まれることを示しています。これは、銀河の超新星の頻度とほぼ一致しています。

星の進化

自然界のすべての体のように、星は変わらないままではなく、生まれ、進化し、そして最終的に死にます。以前は、天文学者は、星間ガスと塵から星が形成されるのに何百万年もかかると信じていました。しかし、近年、グレートオリオン大星雲の一部である空の領域の写真が撮影されました。そこでは、数年の間に小さな星団が現れました。 1947年の画像では、3つの星のようなオブジェクトのグループがこの場所に記録されました。 1954年までに、それらのいくつかは長方形になり、1959年までに、これらの長方形の形成は個々の星に崩壊しました。人類の歴史の中で初めて、人々は私たちの目の前で文字通り星の誕生を見ました。

空の多くの部分で、星の出現のための条件があります。天の川のぼんやりとした部分の写真を調べたところ、不規則な形の小さな黒い斑点、またはほこりやガスの大量の蓄積である小球を見つけることができました。これらのガスと塵の雲には、背後の星からの光を非常に強く吸収する塵の粒子が含まれています。小球は巨大です-全体で数光年まで。これらの星団の物質は非常に希薄であるという事実にもかかわらず、それらの総体積は非常に大きいので、太陽に近い質量の小さな星団の形成には十分です。

黒い小球では、周囲の星から放出される放射圧の作用の下で、物質は圧縮されて圧縮されます。この圧縮は、小球を取り巻く放射線源と小球の強度に応じて、しばらくの間進行します。小球の中心に質量が集中することから生じる重力も小球を圧縮する傾向があり、物質をその中心に向かって落下させます。落下すると、物質の粒子は運動エネルギーを獲得し、左側のガス雲を加熱します。

物質の落下は何百年も続く可能性があります。最初は、粒子を中心に引き付ける重力がまだ非常に弱いため、ゆっくりと、急いで発生します。しばらくして、小球が小さくなり、重力場が大きくなると、落下が早くなり始めます。しかし、小球は巨大で、直径は光年以上です。これは、その外側の境界から中心までの距離が10兆キロメートルを超える可能性があることを意味します。小球の端からの粒子が2km / sをわずかに下回る速度で中心に向かって落下し始めると、20万年後にのみ中心に到達します。

星の寿命はその質量に依存します。太陽の質量よりも小さい質量の星は、核燃料の備蓄を非常に控えめに使用し、数百億年の間輝くことができます。私たちの太陽に似た星の外層は、太陽の質量の1.2倍を超えない質量で、徐々に膨張し、最終的には完全に星の中心を離れます。巨人の代わりに、小さくて熱い白色矮星が残っています。

晴れた夜、よく見ると、空に無数の色とりどりの星が見えます。彼らのちらつきの色合いが何に依存しているのか、そして天体の色は何であるのか疑問に思ったことはありますか？

星の色は、その表面の温度によって決まります。..。宝石のように散在する著名人は、芸術家の魔法のパレットのように、無限に変化する色合いを持っています。物体が高温になるほど、その表面からの放射エネルギーが高くなります。つまり、放出される波の長さが短くなります。

波長のわずかな違いでも、人間の目で知覚される色が変化します。最も長い波は赤みがかっており、温度が上がるとオレンジ、黄色に変わり、白に変わり、次に白青になります。

著名人のガスエンベロープは、理想的なエミッターとして機能します。星の色は、その年齢と表面温度を計算するために使用できます。もちろん、この場合の色合いは「目で」ではなく、特別な機器である分光器の助けを借りて決定されます。

星のスペクトルの研究は、私たちの時代の天体物理学の基礎です。天体の色は、ほとんどの場合、それらについて入手できる唯一の情報です。

青い星

青い星が一番 大きくて暑い。それらの外層の温度は平均して10,000ケルビンであり、個々の恒星の巨人では40,000に達する可能性があります。

この範囲では、新しい星が放出され、「ライフパス」が始まります。例えば、 リゲル、オリオン座の2つの主要な著名人の1つ、青みがかった白。

黄色い星

私たちの惑星系の中心- 太陽-表面温度が6000ケルビンを超えています。宇宙から見ると、それと同様の著名人はまばゆいばかりの白に見えますが、地球からはかなり黄色に見えます。 金の星は中年です。

私たちに知られている他の著名人の中で、白い星も シリウス、その色は目で判断するのは難しいですが。これは、それが地平線の上の低い位置を占めており、私たちに向かう途中で、その放射が多重屈折のために大きく歪んでいるためです。中緯度では、しばしばちらつきのあるシリウスは、わずか0.5秒でカラースペクトル全体を示すことができます。

赤い星

低温の星は濃い赤みがかった色合いです。たとえば、赤色矮星の質量は太陽の質量の7.5％未満です。それらの温度は3500ケルビン未満であり、それらの輝きは多くの色と色合いの豊かなオーバーフローですが、私たちはそれを赤で見ています。

水素燃料を使い果たした巨大な著名人も、赤または茶色にさえ見えます。一般に、古い星や冷却星からの放射は、このスペクトル範囲にあります。

オリオン座の主な星の2つ目は、はっきりとした赤い色合いをしています。 ベテルギウス、そして少し右と上にあるのは星図です アルデバランオレンジです。

現存する最古の赤い星- HE 1523-0901てんびん座の星座から-太陽から7500光年の距離にある私たちの銀河の郊外で見つかった巨大な第2世代の著名人。その可能性のある年齢は約132億歳であり、これは宇宙の推定年齢よりもはるかに低くはありません。

ドミトリー・カルポフ

中学1年生№25の研究成果です。

研究の目的：空の星が異なる色である理由を調べてください。
方法とテクニック：観測、実験、観測結果の比較と分析、惑星への遠足は、さまざまな情報源と連携します。

受信データ：星は真っ赤なガスの球です。私たちに最も近い星は太陽です。すべての星は異なる色です。星の色は、その表面の温度に依存します。実験のおかげで、加熱された金属が最初に赤色光で光り始め、次に黄色、そして最後に温度の上昇とともに白色に光り始めることがわかりました。星も。赤は最も寒く、白（または青さえも！）は最も暑いです。重い星は熱くて白く、軽くて大きくない星は赤くて比較的冷たいです。星の色で、年齢もわかります。若い星が一番暑いです。彼らは白と青の光で輝いています。古い、冷却星は赤い光を放ちます。そして中年の星は黄色い光で輝いています。星から放出されるエネルギーは非常に大きいので、星が私たちから離れた距離、つまり数十、数百、数千光年でそれらを見ることができます。
結論：
1.星はカラフルです。星の色は、その表面の温度に依存します。

2.星の色から、その年齢、質量を知ることができます。

3.私達はそれらによって放出される莫大なエネルギーのために星を見ることができます。

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プレビュー：

児童のXIV市科学および実践会議

「科学への第一歩」

なぜ星の色が違うのですか？

G.ソチ。

頭：ムヒナ・マリーナ・ヴィクトロヴナ、小学校教師

MOUSOSH№25

ソチ

2014

前書き

あなたは永遠に星を賞賛することができます、彼らは神秘的で魅力的です。古くから人々はこれらの天体を非常に重要視してきました。古代から現在までの天文学者は、特別な方法での空の星の配置が人間の生活のほとんどすべての側面に影響を与えると宣言しています。星は天気を決定し、星占いと予測を構成し、失われた船のために外洋で彼らの道を見つけます。それらは本当に何ですか、これらの輝く輝点は何ですか？

星空の謎は、例外なくすべての子供たちにとって興味深いものです。科学者や天文学者は多くの研究を行い、多くの秘密を明らかにしました。多くの本が星について書かれ、多くの教育映画が撮影されましたが、それでも、多くの人は星空のすべての秘密を知りません。

私にとって、星空は謎のままです。星を見れば見るほど、質問が増えました。その1つは、これらのきらめく魅惑的な星の色は何色かということでした。

研究の目的：空の星が異なる色である理由を説明してください。

タスク、 1.質問に対する答えを探す、大人と話す、百科事典、本、インターネット資料を読む。

2.肉眼と望遠鏡で星を観察する。

3.実験を使用して、星の色がその温度に依存することを証明します。

4.星空の世界の多様性についてクラスメートに伝えます。

調査対象-天体（星）。

研究対象-星のパラメータ。

研究手法:

特別な文学を読んだり、ポピュラーサイエンスプログラムを見たりする。
望遠鏡と特別なソフトウェアを使用した星空の研究。
物体の色の温度依存性を調べる実験。

結果私の仕事は、クラスメートの間でこのトピックへの関心が高まったことです。

第1章星とは何ですか？

たくさんの光の点でできている星空をよく見ました。星は特に夜や雲ひとつない天気で目立ちます。彼らはいつも彼らの特別で魅惑的な輝きで私の注目を集めてきました。占星術師は、彼らが人の運命と未来に影響を与えることができると信じています。しかし、彼らが何であるかという質問に答えることができる人はほとんどいません。

参考文献を調べてみると、星は熱核反応が起こる天体であり、巨大な光るガスの球であることがわかりました。

星は宇宙で最も一般的なオブジェクトです。存在する星の数を想像するのは非常に困難です。私たちの銀河だけでも2000億個以上の星があり、宇宙には膨大な数の銀河があります。肉眼で見ると、空には約6,000個の星が見え、各半球には3,000個の星が見えます。星は地球から遠く離れたところにあります。

私たちに最も近い最も有名な星は、もちろん、太陽です。そのため、他の著名人と比較して非常に大きいように思われます。日中は他のすべての星をその光で食しているので、私たちはそれらを見ることができません。太陽が地球から1億5000万キロメートルの距離にある場合、残りの星に近い別の星であるケンタウロスは、私たちからすでに42,000億キロメートルの距離にあります。

太陽はどのように現れましたか？文学を研究した後、私は他の星のように、太陽が宇宙のガスと塵の蓄積から現れたことに気づきました。このようなクラスターは星雲と呼ばれます。ガスとほこりは、15,000,000ケルビンの温度に加熱された高密度の塊に圧縮されました。この温度は太陽の中心に保たれています。

このようにして、私は星が宇宙のガスの球であることを知ることができました。しかし、なぜそれらは異なる色で輝くのですか？

第2章星の温度と色

まず、最も明るい星を見つけることにしました。最も明るい星は太陽だと思いました。特別な機器がなかったので、私は肉眼で星の光度を測定し、次に望遠鏡の助けを借りて測定しました。望遠鏡では、星は詳細なしでさまざまな明るさの点として表示されます。太陽は特別なフィルターでのみ観測できます。しかし、望遠鏡でもすべての星が見えるわけではないので、情報源に目を向けました。

私は次の結論を出しました：最も明るい星：1。巨星R136a12（星形成領域30ドラド）; 2.巨星VY SMa（おおいぬ座）3.デネブ（星座内）αシグナス）; 4.4。リゲル（星座β オリオン）; 5.ベテルギウス（星座αオリオン座）。私の父は、iPhone用のスターローバーを使用して星の名前を特定するのを手伝ってくれました。また、最初の3つは青みがかった輝きを放ち、4つ目は青白、5つ目は赤みがかったオレンジ色です。最も明るい星の発見、科学者は助けを借りて作ったNASAハッブル宇宙望遠鏡。

調べてみると、星の明るさは色に依存していることに気づきました。しかし、なぜすべての星が違うのですか？

肉眼で見える星である太陽について考えてみましょう。この星は実際には黄色なので、幼児期から彼女を黄色で描いています。私はこの星の性質を研究し始めました。その表面の温度は約6000度です。私は百科事典やインターネットで他の星について学びました。すべての星が異なる色であることが判明しました。それらのいくつかは白、他は青、そしていくつかはオレンジです。白と赤の星があります。星の色はその表面の温度に依存していることがわかります。最も熱い星は私たちには青と白に見えます。それらの表面の温度は10から100,000度です。平均気温の星は黄色またはオレンジ色です。最も冷たい星は赤です。それらの表面の温度は約3000度です。そして、これらの星は火の炎よりも何倍も暑いです。

両親と私は次の実験を行いました。ガスバーナーで鉄のスポークを加熱しました。最初、スポークは灰色でした。加熱後、光って赤くなった。彼女の体温は上がった。冷却後、スポークは再び灰色になりました。温度が上がると星の色が変わると結論付けました。そして、星は人々のようではありません。人々は通常、暑いときは赤面し、寒いときは青くなります。しかし、星の場合、その逆が当てはまります。星が熱くなるほど、青くなり、冷たくなるほど、

ご存知のように、加熱された金属は最初に赤い光で輝き始め、次に黄色になり、最後に温度が上がると白くなります。星も。赤は最も寒く、白（または青さえも！）は最も暑いです。

第3章。星の質量とその色。星の年齢。

私が6歳のとき、母と私はオムスク市のプラネタリウムに行きました。そこで私は、すべての星が異なるサイズで来ることを学びました。大きいもの、小さいもの、重いもの、軽いものがあります。大人の助けを借りて、私は研究中の星を最も軽いものから最も重いものへと並べようとしました。そしてそれが私が気づいたことです！青は白よりも重く、白は黄色、黄色はオレンジ、オレンジは赤であることがわかりました。

星の色で、年齢もわかります。若い星が一番暑いです。彼らは白と青の光で輝いています。古い、冷却星は赤い光を放ちます。そして中年の星は黄色い光で輝いています。

星から放出されるエネルギーは非常に大きいので、星が私たちから離れた距離、つまり数十、数百、数千光年でそれらを見ることができます。

私たちが星を見ることができるためには、その光が地球の大気の空気層を通過しなければなりません。振動する空気の層は、直接の光の流れをいくらか屈折させ、星がきらめくように見えます。実際、直接の連続光は星から来ています。

太陽は最大の星ではなく、YellowDwarfsと呼ばれる星に属しています。この星が点灯したとき、それは水素で構成されていました。しかし、熱核反応の影響下で、この物質はヘリウムに変わり始めました。この星の存在（約50億年）の間に、水素の約半分が燃え尽きました。したがって、太陽はすでに存在している限り「生きている」ままです。実質的にすべての水素が燃え尽きると、この星は大きくなり、赤色巨星になります。これは地球に大きな影響を与えます。耐えられないほどの熱が私たちの惑星にやって来て、海が沸騰し、生命が不可能になります。

結論

このように、私の研究の結果、クラスメートと私は、星とは何か、そして星の温度と色を決定するものについての新しい知識を得ました。

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さまざまな色の星

私たちの太陽は淡い黄色の星です。一般的に、星の色は驚くほど多様な色のパレットです。星座の1つは「ジュエリーボックス」と呼ばれています。サファイアブルーの星が夜空の黒いベルベットに散らばっています。それらの間、星座の真ん中に、明るいオレンジ色の星があります。

星の色の違い

星の色の違いは、星の温度が異なるという事実によって説明されます。これが起こる理由です。光は波の放射です。 1つの波の頂上の間の距離はその長さと呼ばれます。光の波は非常に短いです。いくら？ 1インチを250,000の等しい部分で割ってみてください（1インチは2.54センチメートルに相当します）。これらの部分のいくつかは、光の波長を構成します。

このようにわずかな波長の光にもかかわらず、光の波のサイズのわずかな違いが、私たちが観察する画像の色を劇的に変化させます。これは、さまざまな長さの光波がさまざまな色として認識されるためです。たとえば、赤の波長は青の波長の1.5倍です。白色は、さまざまな長さの光波、つまりさまざまな色の光線からの光子で構成されるビームです。

私たちは日常の経験から、体の色は体温に依存することを知っています。火に鉄の火かき棒を置きます。加熱すると、最初に赤くなります。その後、彼女はさらに赤面します。ポーカーを溶かさずにさらに加熱できれば、赤からオレンジ、黄色、白、そして最後に青と白に変わります。

最大の星は色です。 星のスペクトル分類：色と温度の依存性