Lielākās zvaigznes ir krāsa. Zvaigžņu spektrālā klasifikācija: krāsas un temperatūras atkarība

Mēs nekad nedomājam, ka, iespējams, bez mūsu planētas, izņemot mūsu Saules sistēmu, vēl ir kāda veida dzīvība. Varbūt uz dažām planētām, kas riņķo ap zilu, baltu vai sarkanu, vai varbūt dzeltenu zvaigzni, ir dzīvība. Varbūt ir vēl viena tāda paša veida planēta - zeme, uz kuras dzīvo vieni un tie paši cilvēki, bet mēs joprojām par to neko nezinām. Mūsu satelīti un teleskopi ir atklājuši vairākas planētas, uz kurām ir iespējama dzīvība, taču šīs planētas atrodas desmitiem tūkstošu un pat miljonu gaismas gadu attālumā.

Zilas aizmugures zvaigznes - zilas zvaigznes

Zvaigznes lodveida zvaigžņu kopās, kuru temperatūra ir augstāka par parasto zvaigžņu temperatūru un kuru spektram raksturīga ievērojama pāreja uz zilo reģionu, salīdzinot ar kopu zvaigznēm ar līdzīgu spožumu, sauc par atpalikušajām zilajām zvaigznēm. Šī funkcija ļauj viņiem izcelties salīdzinājumā ar citām zvaigznēm šajā kopā Hertzprunga-Rasela diagrammā. Šādu zvaigžņu esamība atspēko visas zvaigžņu evolūcijas teorijas, kuru būtība ir tāda, ka zvaigznēm, kas radušās vienā un tajā pašā laika intervālā, tiek pieņemts, ka tām jāatrodas precīzi noteiktā Hertšprunga-Rasela diagrammas reģionā. Šajā gadījumā vienīgais faktors, kas ietekmē precīzu zvaigznes atrašanās vietu, ir tās sākotnējā masa. Bieži zilo atpalikušo zvaigžņu parādīšanās ārpus iepriekš minētās līknes var apstiprināt tādas lietas kā anomāla zvaigžņu evolūcija esamību.

Eksperti, kas mēģina izskaidrot to rašanās būtību, ir izvirzījuši vairākas teorijas. Visticamākais no tiem norāda, ka šīs zilās zvaigznes agrāk bija bināras, pēc kurām tās sāka vai tagad ir apvienošanās procesā. Divu zvaigžņu apvienošanās rezultāts ir jaunas zvaigznes parādīšanās, kurai ir daudz lielāka masa, spilgtums un temperatūra nekā viena vecuma zvaigznēm.

Ja šīs teorijas pareizību var kaut kā pierādīt, zvaigžņu evolūcijas teorija zaudētu problēmas zilu atpalicēju veidā. Iegūtā zvaigzne saturētu vairāk ūdeņraža, kas rīkotos līdzīgi kā jauna zvaigzne. Ir fakti, kas apstiprina šo teoriju. Novērojumi parādīja, ka visbiežāk atpalikušās zvaigznes ir atrodamas lodveida kopu centrālajos reģionos. Tā kā tur valda lielākais vienību tilpuma zvaigžņu skaits, iespējamas tuvas ejas vai sadursmes.

Lai pārbaudītu šo hipotēzi, ir jāizpēta zilo stragleru pulsācija, jo var būt dažas atšķirības starp apvienoto zvaigžņu un parasti pulsējošo mainīgo asteroseismoloģiskajām īpašībām. Jāatzīmē, ka pulsāciju ir diezgan grūti izmērīt. Šo procesu negatīvi ietekmē arī zvaigžņoto debesu pārapdzīvotība, nelielas svārstības zilo stradžeru pulsācijā, kā arī to mainīgo retums.

Vienu no apvienošanās piemēriem varēja novērot 2008. gada augustā, kad šāds incidents skāra objektu V1309, kura spilgtums pēc atklāšanas palielinājās vairākus desmitus tūkstošu reižu un pēc dažiem mēnešiem atgriezās sākotnējā vērtībā. 6 gadu novērojumu rezultātā zinātnieki ir nonākuši pie secinājuma, ka šis objekts ir divas zvaigznes, kuru rotācijas periods viens pret otru ir 1,4 dienas. Šie fakti lika zinātniekiem domāt, ka 2008. gada augustā notika šo divu zvaigžņu apvienošanās process.

Zilajiem stragleriem raksturīgs augsts griezes moments. Piemēram, zvaigzne 47. kopas Toucan vidū griežas 75 reizes ātrāk nekā Saule. Saskaņā ar hipotēzi, to masa ir 2-3 reizes lielāka par citu zvaigžņu masu. Turklāt ar pētījumu palīdzību tika konstatēts, ka, ja zilās zvaigznes ir tuvu citām zvaigznēm, tad pēdējās skābekļa un oglekļa procentuālā daļa būs zemāka nekā kaimiņiem. Jādomā, ka zvaigznes šīs vielas izvelk no citām zvaigznēm, kas pārvietojas pa to orbītu, kā rezultātā palielinās to spilgtums un temperatūra. "Aplaupītajās" zvaigznēs tiek atrastas vietas, kur ir noticis sākotnējā oglekļa pārveides process citos elementos.

Zilo zvaigžņu nosaukumi - piemēri

Rigel, Gamma buras, alfa žirafe, Zeta Orion, Tau lielais suns, Zeta Poop

Baltas zvaigznes - baltas zvaigznes

Frīdrihs Besels, kurš vadīja Kēnigsbergas observatoriju, 1844. gadā veica interesantu atklājumu. Zinātnieks pamanīja vismazāko debesu spožākās zvaigznes - Siriusa - novirzi no tās trajektorijas debesīs. Astronoms pieņēma, ka Siriusam ir satelīts, kā arī aprēķināja aptuveno zvaigžņu rotācijas periodu ap to masas centru, kas bija aptuveni piecdesmit gadi. Kopš tā laika Besels neatrada atbilstošu atbalstu no citiem zinātniekiem neviens nespēja atklāt satelītu, lai gan pēc masas tam vajadzēja būt salīdzināmam ar Siriusu.

Un tikai pēc 18 gadiem Alvans Greiems Klārks, kurš testēja tā laika labāko teleskopu, netālu no Sīriusa tika atklāta blāva balta zvaigzne, kas izrādījās tā pavadone, saukta par Sīriusu V.

Šīs baltās zvaigznes virsma ir uzkarsēta līdz 25 tūkstošiem Kelvina, un tās rādiuss ir mazs. Ņemot to vērā, zinātnieki secināja, ka satelītam ir augsts blīvums (106 g / cm 3 līmenī, savukārt paša Siriusa blīvums ir aptuveni 0,25 g / cm 3, bet Saules - 1,4 g / cm 3). . Pēc 55 gadiem (1917. gadā) tika atklāts vēl viens baltais punduris, kas nosaukts zinātnieka vārdā, kurš to atklāja - zvaigzne van Maanena, kas atrodas Zivju zvaigznājā.

Balto zvaigžņu nosaukumi - piemēri

Vega Līras zvaigznājā, Altair Ērgļa zvaigznājā, (redzama vasarā un rudenī), Siriuss, Rīcnieks.

Dzeltenas zvaigznes - dzeltenas zvaigznes

Dzeltenos pundurus ir ierasts saukt par galvenajām secības mazajām zvaigznēm, kuru masa ir Saules masas robežās (0,8-1,4). Spriežot pēc nosaukuma, šādām zvaigznēm ir dzeltens spīdums, kas izdalās termiskās kodolsintēzes procesā no hēlija ūdeņraža.

Šādu zvaigžņu virsma tiek uzkarsēta līdz 5-6 tūkstošiem Kelvina temperatūras, un to spektrālie veidi ir robežās no G0V līdz G9V. Dzeltenais punduris dzīvo apmēram 10 miljardus gadu. Ūdeņraža sadegšana zvaigznē liek tai vairoties un pārvērsties par sarkanu milzi. Viens no sarkanā milža piemēriem ir Aldebarans. Šādas zvaigznes var veidot planētu miglājus, atbrīvojoties no gāzes ārējiem slāņiem. Šajā gadījumā tiek veikta kodola pārveidošana par baltu punduri, kam ir augsts blīvums.

Ja ņemam vērā Hertzprunga-Rasela diagrammu, tad dzeltenās zvaigznes uz tās atrodas galvenās secības centrālajā daļā. Tā kā Sauli var saukt par tipisku dzelteno punduri, tās modelis ir diezgan piemērots, lai ņemtu vērā dzelteno punduru vispārējo modeli. Bet debesīs ir arī citas raksturīgas dzeltenas zvaigznes, kuru nosaukumi ir Alhita, Dabih, Toliman, Khara utt. šīs zvaigznes nav pārāk spožas. Piemēram, tam pašam Tolimanam, kurš, ja neņem vērā Proxima Centauri, ir vistuvāk Saulei, ir 0-tā lieluma, bet tajā pašā laikā tā spilgtums ir vislielākais starp visiem dzeltenajiem punduriem. Šī zvaigzne atrodas Kentaura zvaigznājā, tā ir arī saite sarežģītā sistēmā, kurā ietilpst 6 zvaigznes. Tolimana spektrālā klase ir G. Bet Dabihs, kas atrodas 350 gaismas gadu attālumā no mums, pieder pie spektrālās klases F. Bet tā lielais spilgtums ir saistīts ar blakus esošās zvaigznes klātbūtni, kas pieder spektra klasei - A0.

Papildus Tolimanam spektrālajam tipam G ir HD82943, kas atrodas galvenajā secībā. Šai zvaigznei tās ķīmiskā sastāva un Saulei līdzīgās temperatūras dēļ ir arī divas lielas planētas. Tomēr šo planētu orbītu forma ir tālu no apļveida, tāpēc to pieeja HD82943 notiek salīdzinoši bieži. Šobrīd astronomi ir spējuši pierādīt, ka agrāk šai zvaigznei bija daudz lielāks planētu skaits, bet laika gaitā tā absorbēja visas.

Dzelteno zvaigžņu nosaukumi - piemēri

Toliman, Star HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Sarkanās zvaigznes - sarkanās zvaigznes

Ja vismaz vienu reizi savā dzīvē esat redzējis teleskopa objektīvā sarkanas zvaigznes debesīs, kas dega uz melna fona, tad šī brīža atcerēšanās palīdzēs jums skaidrāk iedomāties, kas tiks rakstīts šajā rakstā. Ja jūs nekad iepriekš neesat redzējis šādas zvaigznes, noteikti mēģiniet tās atrast nākamreiz.

Ja ņemat sarakstu ar spožākajām sarkanajām zvaigznēm debesīs, kuras var viegli atrast pat ar amatieru teleskopu, jūs atklāsit, ka tās visas ir oglekļa. Pirmās sarkanās zvaigznes tika atklātas 1868. Šo sarkano milžu temperatūra ir zema, turklāt to ārējie slāņi ir piepildīti ar milzīgu daudzumu oglekļa. Ja agrāk līdzīgas zvaigznes veidoja divas spektrālās klases - R un N, tad tagad zinātnieki tās ir identificējuši vienā vispārējā klasē - C. Katrai spektra klasei ir apakšklases - no 9 līdz 0. Tajā pašā laikā C0 klase nozīmē, ka zvaigznei ir augstāka temperatūra, bet mazāk sarkana nekā C9 zvaigznes. Ir arī svarīgi, lai visas zvaigznes, kurās dominē ogleklis, pēc savas būtības būtu mainīgas: ilgtermiņa, daļēji regulāras vai neregulāras.

Turklāt šajā sarakstā tika iekļautas divas zvaigznes, ko sauc par sarkanajiem pusregulārajiem mainīgajiem, no kurām slavenākā ir m Cephei. Viljams Heršels, kurš kristīja viņu par "granātābolu", sāka interesēties par viņas neparasto sarkano krāsu. Šādām zvaigznēm raksturīgas neregulāras spožuma izmaiņas, kas var ilgt no pāris desmitiem līdz vairākiem simtiem dienu. Šādas mainīgās zvaigznes pieder pie M klases (zvaigznes ir aukstas, kuru virsmas temperatūra ir no 2400 līdz 3800 K).

Ņemot vērā faktu, ka visas reitinga zvaigznes ir mainīgas, ir jāprecizē apzīmējumi. Ir vispārpieņemts, ka sarkanajām zvaigznēm ir nosaukums, kas sastāv no divām sastāvdaļām - latīņu alfabēta burta un zvaigznāja mainīgā nosaukuma (piemēram, T Hare). Pirmajam mainīgajam, kas tika atklāts šajā zvaigznājā, tiek piešķirts burts R un tā tālāk, līdz burtam Z. Ja šādu mainīgo ir daudz, tiem ir paredzēta dubultā latīņu burtu kombinācija - no RR līdz ZZ. Šī metode ļauj "nosaukt" 334 objektus. Turklāt ir iespējams apzīmēt zvaigznes ar burtu V kombinācijā ar sērijas numuru (V228 Cygnus). Reitinga pirmā sleja tiek piešķirta mainīgo apzīmēšanai.

Nākamās divas tabulas slejas norāda zvaigžņu atrašanās vietu 2000. gadā. Tā kā atlanta Uranometria 2000.0 popularitāte astronomijas entuziastu vidū ir palielinājusies, ranga pēdējā slejā tiek parādīts katras ranga zvaigznes meklēšanas diagrammas numurs. Šajā gadījumā pirmais cipars ir apjoma numura displejs, bet otrais - kartes sērijas numurs.

Reitings parāda arī maksimālo un minimālo lielumu lielumu. Jāatceras, ka vislielākais sarkanās krāsas piesātinājums tiek novērots zvaigznēs, kuru spilgtums ir minimāls. Zvaigznēm, kuru mainīguma periods ir zināms, tas tiek parādīts kā dienu skaits, bet objekti, kuriem nav pareizs periods, tiek parādīti kā Irr.

Lai atrastu oglekļa zvaigzni, nav vajadzīgas lielas prasmes, tieši tik daudz, lai jūsu teleskops to varētu redzēt. Pat ja tā izmērs ir mazs, tā izteiktajai sarkanajai krāsai vajadzētu piesaistīt jūsu uzmanību. Tāpēc jums nevajadzētu apbēdināt, ja nevarat tos uzreiz atklāt. Pietiek izmantot atlantu, lai atrastu tuvumā esošo spožo zvaigzni un pēc tam pārietu no tās uz sarkano.

Oglekļa zvaigznes dažādi novērotāji redz atšķirīgi. Dažiem tie atgādina rubīnus vai ogles, kas deg tālumā. Citi šādās zvaigznēs redz sārtu vai asins sarkanu nokrāsu. Vispirms vērtējumā ir saraksts ar sešām spilgtākajām sarkanajām zvaigznēm, kuras atradīsit un kuras varēsit pilnībā izbaudīt.

Sarkano zvaigžņu nosaukumi - piemēri

Zvaigžņu atšķirības pēc krāsas

Ir milzīgs zvaigžņu klāsts ar neaprakstāmiem krāsu toņiem. Rezultātā pat viena zvaigznāja tika nosaukta par "Juvelierizstrādājumu kasti", kuras pamatā ir zilas un safīra zvaigznes, un tās pašā centrā ir spilgti mirdzoša oranža zvaigzne. Ja mēs uzskatām sauli, tad tai ir gaiši dzeltena krāsa.

Tiešais faktors, kas ietekmē krāsu atšķirības starp zvaigznēm, ir to virsmas temperatūra. Paskaidrojums ir vienkāršs. Gaisma pēc savas būtības ir starojums viļņu veidā. Viļņa garums ir attālums starp tā virsotnēm un ir ļoti mazs. Lai to iedomātos, jums jāsadala 1 cm 100 tūkstošos identisku daļu. Dažas no šīm daļiņām veidos gaismas viļņa garumu.

Ņemot vērā, ka šis skaitlis izrādās diezgan mazs, katra, pat vismazākā, izmaiņas tajā būs iemesls, kāpēc mainīsies mūsu redzamais attēls. Galu galā mūsu redze uztver dažādus gaismas viļņu garumus kā dažādas krāsas. Piemēram, zilo viļņu viļņa garums ir 1,5 reizes īsāks nekā sarkanajiem viļņiem.

Turklāt gandrīz katrs no mums zina, ka temperatūra var vistiešāk ietekmēt ķermeņu krāsu. Piemēram, jūs varat paņemt jebkuru metāla priekšmetu un nodot to ugunij. Sildīšanas laikā tas kļūs sarkans. Ja uguns temperatūra ievērojami paaugstinātos, mainītos arī objekta krāsa - no sarkanas līdz oranžai, no oranžas līdz dzeltenai, no dzeltenas līdz baltai un visbeidzot no baltas uz zili baltu.

Tā kā Saules virsmas temperatūra ir 5,5 tūkstoši 0 C, tas ir tipisks dzelteno zvaigžņu piemērs. Bet karstākās zilās zvaigznes var sakarst līdz 33 tūkstošiem grādu.

Krāsu un temperatūru zinātnieki ir saistījuši, izmantojot fiziskos likumus. Ķermeņa temperatūra ir tieši proporcionāla tās starojumam un apgriezti proporcionāla viļņa garumam. Zilajiem viļņiem ir īsāks viļņu garums salīdzinājumā ar sarkanajiem. Karstās gāzes izstaro fotonus, kuru enerģija ir tieši proporcionāla temperatūrai un apgriezti proporcionāla viļņa garumam. Tāpēc zili zilās emisijas diapazons ir raksturīgs karstākajām zvaigznēm.

Tā kā kodoldegviela uz zvaigznēm nav neierobežota, to mēdz patērēt, kas noved pie zvaigžņu atdzišanas. Tāpēc pusmūža zvaigznes ir dzeltenas, bet vecās-sarkanas.

Tā kā Saule atrodas ļoti tuvu mūsu planētai, ir iespējams precīzi aprakstīt tās krāsu. Bet zvaigznēm, kas atrodas miljonu gaismas gadu attālumā, uzdevums kļūst sarežģītāks. Šim nolūkam tiek izmantota ierīce, ko sauc par spektrogrāfu. Caur to zinātnieki izlaiž zvaigžņu izstaroto gaismu, kā rezultātā spektrāli var analizēt gandrīz jebkuru zvaigzni.

Turklāt, izmantojot zvaigznes krāsu, jūs varat noteikt tās vecumu, jo matemātiskās formulas ļauj izmantot spektrālo analīzi, lai noteiktu zvaigznes temperatūru, pēc kuras ir viegli aprēķināt tās vecumu.

Zvaigžņu noslēpumu video skatīties tiešsaistē

Izmantojot teleskopu, jūs varat novērot 2 miljardus zvaigžņu līdz 21 lielumam. Pastāv Hārvardas spektrālā zvaigžņu klasifikācija. Tajā spektrālie veidi ir sakārtoti zvaigžņu temperatūras pazemināšanās secībā. Klases apzīmē ar latīņu alfabēta burtiem. To ir septiņi: O - B - A - P - O - K - M.

Labs zvaigznes ārējo slāņu temperatūras indikators ir tās krāsa. O un B spektrālā tipa karstās zvaigznes ir zilas; zvaigznes, kas līdzīgas mūsu Saulei (spektrālais tips 02), parādās dzeltenā krāsā, savukārt spektrālā tipa K un M zvaigznes ir sarkanas.

Zvaigžņu spilgtums un krāsa

Visām zvaigznēm ir sava krāsa. Ir zilas, baltas, dzeltenas, dzeltenīgas, oranžas un sarkanas zvaigznes. Piemēram, Betelgeuse ir sarkana zvaigzne, Castor ir balta, Capella ir dzeltena. Spilgtuma ziņā tie ir sadalīti 1., 2., ... n -tā lieluma zvaigznēs (n max = 25). Terminam "lielums" nav nekāda sakara ar patieso lielumu. Lielums raksturo gaismas plūsmu, kas nāk uz Zemi no zvaigznes. Zvaigžņu lielumi var būt gan daļēji, gan negatīvi. Lieluma skalas pamatā ir gaismas uztvere no acs. Zvaigžņu sadalījumu lielumos pēc to šķietamā spilgtuma veica sengrieķu astronoms Hipparhs (180 - 110.g.pmē.). Pirmo lielumu Hipparhs attiecināja uz spožākajām zvaigznēm; nākamo spilgtuma gradācijā (t.i., aptuveni 2,5 reizes vājāku) viņš skaitīja kā otrā lieluma zvaigznes; zvaigznes, kas ir 2,5 reizes blāvākas par otrā lieluma zvaigznēm, sauca par trešā lieluma zvaigznēm utt.; zvaigznēm redzamības robežās ar neapbruņotu aci tika piešķirts sestais lielums.

Ar šādu zvaigžņu spilgtuma gradāciju izrādījās, ka sestā lieluma zvaigznes ir 2,55 reizes vājākas par pirmā lieluma zvaigznēm. Tāpēc 1856. gadā angļu astronoms NK Pogsoi (1829-1891) ierosināja apsvērt sestās lieluma zvaigznes tieši 100 reizes blāvākas nekā pirmā lieluma zvaigznes. Visas zvaigznes atrodas dažādos attālumos no Zemes. Būtu vieglāk salīdzināt lielumus, ja attālumi būtu vienādi.

Zvaigžņu lielumu, kas zvaigznei būtu 10 parseku attālumā, sauc par absolūto zvaigžņu lielumu. Tiek norādīts absolūtais lielums - M, un šķietamais lielums ir m.

Zvaigžņu ārējo slāņu ķīmisko sastāvu, no kura nāk to starojums, raksturo ūdeņraža pilnīgs pārsvars. Hēlijs ir otrajā vietā, un citu elementu saturs ir diezgan zems.

Zvaigžņu temperatūra un masa

Zinot zvaigznes spektrālo klasi vai krāsu, uzreiz tiek norādīta tās virsmas temperatūra. Tā kā zvaigznes izstaro aptuveni kā atbilstošas ​​temperatūras absolūti melni ķermeņi, to virsmas vienības izstarotā jauda laika vienībā tiek noteikta pēc Stefana-Bolcmaņa likuma.

Zvaigžņu iedalījums, pamatojoties uz zvaigžņu spožuma salīdzināšanu ar to temperatūru un krāsu un absolūto lielumu (Hertzprunga-Rasela diagramma):

1. galvenā secība (tās centrā ir Saule - dzeltens punduris)
2. supergiganti (liela izmēra un augsta spilgtuma: Antares, Betelgeuse)
3. sarkano milžu secība
4. rūķi (balti - Sirius)
5. apakšpunduri
6. zili balta secība

Šis sadalījums ir balstīts arī uz zvaigznes vecumu.

Izšķir šādas zvaigznes:

1. parasts (Saule);
2. dubultā (Mitsar, Albkor) iedala:

• a) vizuālā dubultā, ja to dualitāte tiek pamanīta, ja to novēro caur teleskopu;
• b) daudzkārtņi ir zvaigžņu sistēma ar vairāk nekā 2, bet mazāk par 10;
• c) optiskie binārie faili ir tādas zvaigznes, ka to tuvums ir nejaušas projekcijas uz debesīm rezultāts, un kosmosā tās ir tālu;
• d) fiziski binārie faili ir zvaigznes, kas veido vienotu sistēmu un griežas savstarpējas pievilkšanās spēku ietekmē ap kopēju masas centru;
• e) spektroskopiskie binārie faili ir zvaigznes, kas, turpinot kustību, nonāk tuvu viena otrai un to dualitāti var noteikt pēc spektra;
• f) aptumsošie binārie faili ir zvaigznes, "kas savstarpējās aprites laikā aizēno viens otru;

Jaunas zvaigznes- tās ir zvaigznes, kas pastāvēja ilgu laiku, bet pēkšņi uzliesmoja. To spilgtums īsā laikā ir palielinājies 10 000 reižu (spilgtuma amplitūda mainās no 7 līdz 14 magnitūdām).

Supernovas- tās ir zvaigznes, kas nebija redzamas debesīs, bet pēkšņi uzliesmoja un palielinājās spilgtumā 1000 reizes salīdzinājumā ar parastajām jaunajām zvaigznēm.

Pulsar- neitronu zvaigzne, kas rodas no supernovas sprādziena.

Dati par kopējo pulsāru skaitu un to dzīves ilgumu liecina, ka vidēji 2-3 pulsāri dzimst simtgadē, tas aptuveni sakrīt ar supernovu biežumu Galaktikā.

Zvaigžņu evolūcija

Tāpat kā visi dabā esošie ķermeņi, zvaigznes nepaliek nemainīgas, tās piedzimst, attīstās un beidzot mirst. Iepriekš astronomi uzskatīja, ka vajadzēja miljoniem gadu, lai zvaigzne veidotos no starpzvaigžņu gāzes un putekļiem. Bet pēdējos gados ir uzņemtas fotogrāfijas no debesu apgabala, kas ir daļa no Lielā Oriona miglāja, kur vairāku gadu laikā parādījās neliela zvaigžņu kopa. 1947. gada attēlos šajā vietā tika ierakstīta trīs zvaigznei līdzīgu objektu grupa. Līdz 1954. gadam dažas no tām bija kļuvušas iegarenas, un līdz 1959. gadam šie iegarenie veidojumi bija sadalījušies atsevišķās zvaigznēs. Pirmo reizi cilvēces vēsturē cilvēki skatījās zvaigžņu dzimšanu burtiski mūsu acu priekšā.

Daudzās debess zonās ir apstākļi, kas nepieciešami zvaigžņu parādīšanai. Pētot Piena ceļa miglaino daļu fotogrāfijas, bija iespējams atrast mazus neregulāras formas melnus plankumus vai lodītes, kas ir milzīgi putekļu un gāzu uzkrājumi. Šajos gāzes un putekļu mākoņos ir putekļu daļiņas, kas ļoti spēcīgi absorbē gaismu no zvaigznēm aiz tām. Globuli ir milzīgi - līdz pat vairākiem gaismas gadiem. Neskatoties uz to, ka šajās kopās esošā viela ir ļoti reti sastopama, to kopējais apjoms ir tik liels, ka ar to pilnīgi pietiek, lai veidotos nelielas zvaigžņu kopas, kas ir tuvu Saulei.

Melnajā lodītē apkārtējo zvaigžņu izstarotā starojuma spiediena ietekmē matērija tiek saspiesta un sablīvēta. Šī saspiešana turpinās kādu laiku, atkarībā no starojuma avotiem, kas ieskauj lodi, un pēdējās intensitātes. Arī gravitācijas spēki, kas rodas no masas koncentrācijas lodītes centrā, mēdz saspiest lodi, liekot vielai nokrist uz tās centru. Nokrītot, matērijas daļiņas iegūst kinētisko enerģiju un uzsilda kreiso gāzu mākoni.

Matērijas krišana var ilgt simtiem gadu. Sākumā tas notiek lēni, nesteidzīgi, jo gravitācijas spēki, kas piesaista daļiņas centram, joprojām ir ļoti vāji. Pēc kāda laika, kad lode kļūst mazāka un palielinās gravitācijas lauks, kritiens sāk notikt ātrāk. Bet lode ir milzīga, ne mazāk kā gaismas gada diametrā. Tas nozīmē, ka attālums no tās ārējās robežas līdz centram var pārsniegt 10 triljonus kilometru. Ja daļiņa no lodītes malas sāk kristies centra virzienā ar ātrumu, kas ir nedaudz mazāks par 2 km / s, tad tā centru sasniegs tikai pēc 200 000 gadiem.

Zvaigznes dzīves ilgums ir atkarīgs no tās masas. Zvaigznes, kuru masa ir mazāka par Saules masu, ļoti taupīgi izmanto savas kodoldegvielas rezerves un var spīdēt desmitiem miljardu gadu. Mūsu Saulei līdzīgo zvaigžņu ārējie slāņi, kuru masa nepārsniedz 1,2 reizes vairāk nekā Saule, pakāpeniski izplešas un galu galā pilnībā atstāj zvaigznes kodolu. Milža vietā paliek mazs un karsts balts punduris.

Skaidrā naktī, cieši skatoties, debesīs var redzēt neskaitāmas daudzkrāsainas zvaigznes. Vai esat kādreiz domājuši, no kā atkarīga to mirgošanas nokrāsa un kādas ir debesu ķermeņu krāsas?

Zvaigznes krāsu nosaka tās virsmas temperatūra.... Gaismekļu, piemēram, dārgakmeņu, izkliedei ir bezgala dažādi toņi, piemēram, mākslinieka burvju palete. Jo karstāks objekts, jo lielāka ir starojuma enerģija no tā virsmas, kas nozīmē īsāku izstaroto viļņu garumu.

Pat neliela viļņu garuma atšķirība maina cilvēka acs uztverto krāsu. Garākajiem viļņiem ir sarkana nokrāsa, paaugstinoties temperatūrai, tas mainās uz oranžu, dzeltenu, pārvēršas baltā krāsā un pēc tam kļūst balti zils.

Gaismekļu gāzes apvalks kalpo kā ideāls izstarotājs. Zvaigznes krāsu var izmantot, lai aprēķinātu tās vecumu un virsmas temperatūru. Protams, ēnu šajā gadījumā nosaka nevis "ar aci", bet ar īpaša instrumenta - spektrogrāfa palīdzību.

Zvaigžņu spektra izpēte ir mūsu laika astrofizikas pamats. Kādas ir debesu ķermeņu krāsas, visbiežāk mums ir vienīgā pieejamā informācija par tām.

Zilas zvaigznes

Visvairāk ir zilās zvaigznes liels un karsts. To ārējo slāņu temperatūra ir vidēji 10 000 Kelvina un atsevišķiem zvaigžņu milžiem var sasniegt 40 000.

Šajā diapazonā izstaro jaunas zvaigznes, tikai sākot savu "dzīves ceļu". Piemēram, Rigels, viens no diviem galvenajiem Oriona zvaigznāja gaismekļiem, zilgani balts.

Dzeltenas zvaigznes

Mūsu planētas sistēmas centrs - Saule- virsmas temperatūra pārsniedz 6000 Kelvinu. No kosmosa tas un līdzīgi gaismekļi izskatās žilbinoši balti, lai gan no Zemes tie šķiet diezgan dzelteni. Zelta zvaigznes ir pusmūža vecumā.

No citiem mums zināmajiem gaismekļiem ir arī baltā zvaigzne Sirius, lai gan tās krāsu ir grūti noteikt ar acīm. Tas ir tāpēc, ka tas ieņem zemu stāvokli virs horizonta, un ceļā pie mums tā starojums ir daudz izkropļots daudzkārtējas refrakcijas dēļ. Vidējos platuma grādos Sirius, bieži mirgojošs, spēj parādīt visu krāsu spektru tikai pussekundē!

Sarkanās zvaigznes

Zvaigznēm ar zemu temperatūru ir tumši sarkanīga nokrāsa. piemēram, sarkanie punduri, kuru masa ir mazāka par 7,5% no Saules masas. To temperatūra ir zem 3500 Kelvina, un, lai gan to spīdums ir bagātīgs daudzu krāsu un toņu pārpildījums, mēs to redzam sarkanā krāsā.

Milzu gaismekļi, kuriem beigusies ūdeņraža degviela, arī izskatās sarkani vai pat brūni. Kopumā starojums no vecām un dzesējošām zvaigznēm atrodas šajā spektra diapazonā.

Otrajai Oriona zvaigznāja zvaigznei ir izteikta sarkana nokrāsa, Betelgeuse, un nedaudz pa labi un virs tā atrodas debesu kartē Aldebarāns kas ir oranža.

Vecākā sarkanā zvaigzne, kas pastāv - HE 1523-0901 no Svaru zvaigznāja - otrās paaudzes milzu gaismeklis, kas atrodams mūsu galaktikas nomalē 7500 gaismas gadu attālumā no Saules. Tās iespējamais vecums ir aptuveni 13,2 miljardi gadu, kas nav daudz mazāks par paredzamo Visuma vecumu.

Dmitrijs Karpovs

Šis ir 25. vidusskolas 1. klases skolēna pētnieciskais darbs.

Pētījuma mērķis: uzziniet, kāpēc zvaigznes debesīs ir dažādās krāsās.
Metodes un paņēmieni: novērojumi, eksperiments, novērojumu rezultātu salīdzināšana un analīze, ekskursija uz planetāriju, darbs ar dažādiem informācijas avotiem.

Saņemtie dati: Zvaigznes ir sarkanīgi karstas gāzes bumbiņas. Tuvākā zvaigzne mums ir Saule. Visas zvaigznes ir dažādās krāsās. Zvaigznes krāsa ir atkarīga no temperatūras uz tās virsmas. Pateicoties eksperimentam, man izdevās noskaidrot, ka sakarsētais metāls vispirms sāk spīdēt ar sarkanu gaismu, tad dzeltenu un, visbeidzot, baltu, paaugstinoties temperatūrai. Arī ar zvaigznēm. Sarkanie ir aukstākie, bet baltie (vai pat zilie!) Ir karstākie. Smagās zvaigznes ir karstas un baltas, gaišas, nemasīvas-sarkanas un samērā aukstas. Pēc zvaigznes krāsas var noteikt arī tās vecumu. Jaunākās zvaigznes ir karstākās. Viņi spīd ar baltu un zilu gaismu. Vecās, dzesējošās zvaigznes izstaro sarkano gaismu. Un pusmūža zvaigznes spīd ar dzeltenu gaismu. Zvaigžņu izstarotā enerģija ir tik milzīga, ka mēs varam tās redzēt tālajos attālumos, kādos tās no mums tiek noņemtas: desmitiem, simtiem, tūkstošiem gaismas gadu!
Secinājumi:
1. Zvaigznes ir krāsainas. Zvaigznes krāsa ir atkarīga no temperatūras uz tās virsmas.

2. Pēc zvaigznes krāsas mēs varam noteikt tās vecumu, masu.

3. Mēs varam redzēt zvaigznes to milzīgās enerģijas dēļ.

Lejupielādēt:

Priekšskatījums:

XIV pilsētas zinātniskā un praktiskā skolēnu konference

"Pirmie soļi zinātnē"

Kāpēc zvaigznes ir dažādās krāsās?

G. Soči.

Vadītāja: Mukhina Marina Viktorovna, sākumskolas skolotāja

SM SOSH №25

Soči

2014

IEVADS

Jūs varat apbrīnot zvaigznes mūžīgi, tās ir noslēpumainas un pievilcīgas. Kopš seniem laikiem cilvēki šiem debesu ķermeņiem ir piešķīruši lielu nozīmi. Astronomi no senatnes līdz mūsdienām paziņo, ka zvaigžņu izkārtojums debesīs īpašā veidā ietekmē gandrīz visus cilvēka dzīves aspektus. Zvaigznes nosaka laika apstākļus, veido horoskopus un prognozes, atrod ceļu atklātā jūrā pazudušiem kuģiem. Kas tie īsti ir, šie spīdošie gaismas punkti?

Zvaigžņoto debesu noslēpums ir interesants visiem bērniem bez izņēmuma. Zinātnieki un astronomi ir veikuši daudz pētījumu, atklājuši daudzus noslēpumus. Par zvaigznēm ir uzrakstītas daudzas grāmatas, ir uzņemtas daudzas izglītojošas filmas, tomēr daudzi puiši nezina visus zvaigžņoto debesu noslēpumus.

Man zvaigžņotās debesis paliek noslēpums. Jo vairāk es skatījos zvaigznēs, jo vairāk man radās jautājumi. Viens no tiem bija: kādā krāsā ir šīs mirdzošās, apburošās zvaigznes.

Pētījuma mērķis:paskaidrojiet, kāpēc zvaigznes debesīs ir dažādās krāsās.

Uzdevumi, ko es sev noteicu: 1. meklēt atbildi uz jautājumu, sarunājoties ar pieaugušajiem, lasot enciklopēdijas, grāmatas, INTERNET materiālus;

2. novērot zvaigznes ar neapbruņotu aci un ar teleskopu;

3. izmantojot eksperimentu, lai pierādītu, ka zvaigznes krāsa ir atkarīga no tās temperatūras;

4. pastāstiet saviem klasesbiedriem par zvaigžņotās pasaules daudzveidību.

Pētījuma objekts- debess ķermeņi (zvaigznes).

Studiju priekšmets- zvaigžņu parametri.

Pētījuma metodes:

• Speciālās literatūras lasīšana un populārzinātnisku programmu skatīšanās;
• Zvaigžņoto debesu izpēte, izmantojot teleskopu un īpašu programmatūru;
• Eksperiments, lai izpētītu objekta krāsas atkarību no tā temperatūras.

Rezultāts mans darbs ir intereses rašanās par šo tēmu starp klasesbiedriem.

1. nodaļa. Kas ir zvaigznes?

Es bieži skatījos uz zvaigžņotajām debesīm, kuras veidoja daudzi gaismas punkti. Zvaigznes ir īpaši redzamas naktī un bez mākoņiem. Viņi vienmēr ir piesaistījuši manu uzmanību ar savu īpašo, apburošo starojumu. Astrologi uzskata, ka viņi var ietekmēt cilvēka likteni un nākotni. Bet tikai daži var atbildēt uz jautājumu, kas tie ir.

Izpētījis atsauces literatūru, man izdevās noskaidrot, ka zvaigzne ir debess ķermenis, kurā notiek kodolreakcijas, kas ir masīva kvēlojoša gāzes bumba.

Zvaigznes ir visizplatītākie objekti Visumā. Pastāvošo zvaigžņu skaitu ir ļoti grūti iedomāties. Izrādās, ka tikai mūsu galaktikā ir vairāk nekā 200 miljardi zvaigžņu, un Visumā ir milzīgs galaktiku skaits. Ar neapbruņotu aci debesīs ir redzamas aptuveni 6000 zvaigznes, katrā puslodē - 3000. Zvaigznes atrodas lielā attālumā no Zemes.

Slavenākā zvaigzne, kas mums ir vistuvāk, protams, ir Saule. Tāpēc mums šķiet, ka tas ir ļoti liels, salīdzinot ar pārējiem gaismekļiem. Dienas laikā tā ar savu gaismu aptumšo visas pārējās zvaigznes, tāpēc mēs tās neredzam. Ja Saule atrodas 150 miljonu kilometru attālumā no Zemes, tad cita zvaigzne, kas ir tuvāk pārējiem, Kentaurs, atrodas jau 42 000 miljardu kilometru attālumā no mums.

Kā parādījās saule? Izpētījis literatūru, es sapratu, ka, tāpat kā pārējās zvaigznes, Saule parādījās no kosmiskās gāzes un putekļu uzkrāšanās. Šādu kopu sauc par miglāju. Gāze un putekļi tika saspiesti blīvā masā, kas uzkarsēja līdz 15 000 000 Kelvina temperatūrai. Šī temperatūra tiek uzturēta saules centrā.

Tādējādi man izdevās noskaidrot, ka zvaigznes ir gāzes bumbiņas Visumā. Bet kāpēc tad tie spīd dažādās krāsās?

2. nodaļa. Zvaigžņu temperatūra un krāsa

Pirmkārt, es nolēmu atrast spožākās zvaigznes. Es pieņēmu, ka spožākā zvaigzne ir Saule. Īpašu instrumentu trūkuma dēļ es ar neapbruņotu aci noteicu zvaigžņu spožumu, pēc tam ar sava teleskopa palīdzību. Teleskopā zvaigznes ir redzamas kā dažādas spilgtuma pakāpes punkti bez detaļām. Sauli var novērot tikai ar īpašiem filtriem. Bet ne visas zvaigznes var redzēt pat caur teleskopu, un tad es pievērsos informācijas avotiem.

Es izdarīju šādus secinājumus: spožākās zvaigznes: 1. Milzu zvaigzne R136a12 (zvaigžņu veidošanās apgabals 30 Dorado); 2. Milzu zvaigzne VY SMa (Canis Major zvaigznājā)3. Deneba (zvaigznājāα Cygnus); 4. Rigels(zvaigznājā β Orion); 5. Betelgeuse (zvaigznājā α Orion). Mans tētis palīdzēja man noteikt zvaigžņu vārdus, izmantojot Star Rover iPhone. Turklāt pirmajām trim zvaigznēm ir zilgana mirdzums, ceturtajai ir zili balta krāsa, bet piektajai-sarkanīgi oranža krāsa. Spilgtākās zvaigznes atklāšanu zinātnieki veica ar palīdzībuNASA Habla kosmiskais teleskops.

Pētījuma laikā es pamanīju, ka zvaigžņu spilgtums ir atkarīgs no to krāsas. Bet kāpēc visas zvaigznes ir atšķirīgas?

Aplūkosim Sauli - ar neapbruņotu aci redzamu zvaigzni. No agras bērnības mēs viņu attēlojam dzeltenā krāsā, jo šī zvaigzne patiesībā ir dzeltena. Es sāku pētīt šīs zvaigznes īpašības.Temperatūra uz tās virsmas ir aptuveni 6000 grādi.Es uzzināju par citām zvaigznēm enciklopēdijās un INTERNETĀ. Izrādījās, ka visas zvaigznes ir dažādās krāsās. Daži no tiem ir balti, citi ir zili, un daži ir oranži. Ir baltas un sarkanas zvaigznes. Izrādās, ka zvaigznes krāsa ir atkarīga no temperatūras uz tās virsmas. Karstākās zvaigznes mums šķiet zilas un baltas. Temperatūra uz to virsmas ir no 10 līdz 100 000 grādiem. Vidējās temperatūras zvaigzne ir dzeltena vai oranža. Aukstākās zvaigznes ir sarkanas. Temperatūra uz to virsmas ir aptuveni 3000 grādu. Un šīs zvaigznes ir daudzkārt karstākas par uguns liesmu.

Mēs ar vecākiem veicām šādu eksperimentu: uz gāzes degļa sildījām dzelzs spieķi. Sākumā spieķis bija pelēks. Pēc karsēšanas tas kvēloja un kļuva sarkans. Viņas temperatūra paaugstinājās. Pēc atdzišanas spieķi atkal kļuva pelēki. Es secināju, ka, paaugstinoties temperatūrai, zvaigznes krāsa mainās.Un zvaigznes nav tādas kā cilvēki. Cilvēki parasti nosarkst, kad ir karsts, un kļūst zili, kad ir auksts. Bet zvaigznēm ir otrādi: jo karstāka zvaigzne, jo tā ir zilāka un jo aukstāka,

Kā jūs zināt, sakarsētais metāls vispirms sāk spīdēt ar sarkanu gaismu, tad dzeltenu un, visbeidzot, baltu, palielinoties temperatūrai. Arī ar zvaigznēm. Sarkanie ir aukstākie, bet baltie (vai pat zilie!) Ir karstākie.

3. nodaļa. Zvaigžņu masa un krāsa. Zvaigznes vecums.

Kad man bija 6 gadi, mēs ar mammu devāmies uz planetāriju Omskas pilsētā. Tur es uzzināju, ka visas zvaigznes ir dažāda lieluma. Daži ir lieli, daži ir mazi, daži ir smagāki, citi vieglāki. Ar pieaugušo palīdzību es centos sakārtot pētāmās zvaigznes no vieglākās līdz smagākajai. Un to es pamanīju! Izrādījās, ka zils ir smagāks par baltu, balts ir dzeltens, dzeltens ir oranžs, oranžs ir sarkans.

Pēc zvaigznes krāsas var noteikt arī tās vecumu. Jaunākās zvaigznes ir karstākās. Viņi spīd ar baltu un zilu gaismu. Vecās, dzesējošās zvaigznes izstaro sarkano gaismu. Un pusmūža zvaigznes spīd ar dzeltenu gaismu.

Zvaigžņu izstarotā enerģija ir tik milzīga, ka mēs varam tās redzēt tajos tālajos attālumos, kādos tās tiek noņemtas no mums: desmitiem, simtiem, tūkstošiem gaismas gadu!

Lai mēs varētu redzēt zvaigzni, tās gaismai jāiet cauri Zemes atmosfēras gaisa slāņiem. Vibrējošie gaisa slāņi nedaudz lauž tiešo gaismas plūsmu, un mums šķiet, ka zvaigznes mirgo. Faktiski tieša nepārtraukta gaisma nāk no zvaigznēm.

Saule nav lielākā zvaigzne, tā pieder zvaigznēm, kuras sauc par dzeltenajiem rūķiem. Kad šī zvaigzne iedegās, tā sastāvēja no ūdeņraža. Bet kodolreakciju ietekmē šī viela sāka pārvērsties par hēliju. Šīs zvaigznes pastāvēšanas laikā (apmēram 5 miljardi gadu) izdega aptuveni puse ūdeņraža. Tādējādi Saule paliek "dzīvot", kamēr tā jau pastāv. Kad praktiski viss ūdeņradis ir izdegis, šī zvaigzne kļūs lielāka un kļūs par Sarkano milzi. Tas ļoti ietekmēs Zemi. Uz mūsu planētas nāks nepanesams karstums, okeāni vārīsies, dzīve kļūs neiespējama.

SECINĀJUMS

Tādējādi mana pētījuma rezultātā mēs ar klasesbiedriem ieguvām jaunas zināšanas par to, kas ir zvaigznes un kas nosaka zvaigžņu temperatūru un krāsu.

BIBLIOGRĀFISKAIS SARAKSTS.

Dažādu krāsu zvaigznes

Mūsu Saule ir gaiši dzeltena zvaigzne. Kopumā zvaigžņu krāsa ir pārsteidzoši daudzveidīga krāsu palete. Vienu no zvaigznājiem sauc par "rotaslietu kasti". Safīra zilās zvaigznes ir izkaisītas pa nakts debesu melno samtu. Starp tiem zvaigznāja vidū ir spilgti oranža zvaigzne.

Zvaigžņu krāsas atšķirības

Zvaigžņu krāsas atšķirības izskaidrojamas ar to, ka zvaigznēm ir atšķirīga temperatūra. Tāpēc tas notiek. Gaisma ir viļņu starojums. Attālumu starp viena viļņa virsotnēm sauc par tā garumu. Gaismas viļņi ir ļoti īsi. Cik daudz? Mēģiniet dalīt collu ar 250 000 vienādām daļām (1 colla ir vienāda ar 2,54 centimetriem). Vairākas šādas daļas veido gaismas viļņa garumu.

Neskatoties uz tik nenozīmīgu gaismas viļņa garumu, mazākā atšķirība starp gaismas viļņu izmēriem dramatiski maina mūsu novērotā attēla krāsu. Tas ir saistīts ar faktu, ka dažāda garuma gaismas viļņus mēs uztveram kā dažādas krāsas. Piemēram, sarkanā viļņa garums ir pusotru reizi garāks nekā zilā viļņa garums. Baltā krāsa ir stars, kas sastāv no dažāda garuma gaismas viļņu fotoniem, tas ir, no dažādu krāsu stariem.

No ikdienas pieredzes mēs zinām, ka ķermeņu krāsa ir atkarīga no to temperatūras. Ielieciet dzelzs pokeru uz uguns. Sildot, tas vispirms kļūst sarkans. Tad viņa nosarks vēl vairāk. Ja pokeru varētu vēl vairāk uzsildīt, to neizkausējot, tad tas no sarkanas pārvērstos oranžā, tad dzeltenā, tad baltā krāsā un visbeidzot - zilā un baltā krāsā.