Največje zvezde so barve. Spektralna klasifikacija zvezd: barvna in temperaturna odvisnost

Nikoli ne pomislimo, da morda poleg našega planeta, poleg našega sončnega sistema, obstaja še kakšno drugo življenje. Morda je na nekaterih planetih življenje, ki se vrti okoli modre, bele ali rdeče ali morda rumene zvezde. Morda obstaja še en tak planet Zemlja, na katerem živijo isti ljudje, a o tem še vedno ne vemo ničesar. Naši sateliti in teleskopi so odkrili številne planete, na katerih morda obstaja življenje, vendar so ti planeti oddaljeni več deset tisoč in celo milijonov svetlobnih let.

Blue stragglers - modre zvezde

Zvezde, ki se nahajajo v zvezdnih kopicah kroglastega tipa, katerih temperatura je višja od temperature navadnih zvezd, za spekter pa je značilen pomemben premik v modro območje kot pri zvezdnih kopicah s podobno svetilnostjo, se imenujejo modre zastopane. Ta lastnost jim omogoča, da izstopajo glede na druge zvezde v tej kopici na Hertzsprung-Russellovem diagramu. Obstoj takšnih zvezd zavrača vse teorije o evoluciji zvezd, katerih bistvo je, da se za zvezde, ki so nastale v istem časovnem obdobju, predpostavlja, da se bodo nahajale v dobro opredeljenem območju Hertzsprung-Russellovega diagrama. V tem primeru je edini dejavnik, ki vpliva na natančno lokacijo zvezde, njena začetna masa. Pogosto pojavljanje modrih zaostalih izven zgornje krivulje je lahko potrditev obstoja takšne stvari, kot je anomalna evolucija zvezd.

Strokovnjaki, ki poskušajo razložiti naravo njihovega pojava, so predstavili več teorij. Najverjetnejša med njimi kaže, da so bile te modre zvezde v preteklosti binarne, nato pa se je začel ali trenutno odvija proces združevanja. Rezultat združitve dveh zvezd je nastanek nove zvezde, ki ima veliko večjo maso, svetlost in temperaturo kot zvezde iste starosti.

Če bi bilo mogoče nekako dokazati pravilnost te teorije, bi bila teorija evolucije zvezd brez težav v obliki modrih zaostalih. Nastala zvezda bi vsebovala več vodika, ki bi se obnašal podobno kot mlada zvezda. Obstajajo dejstva, ki podpirajo to teorijo. Opazovanja so pokazala, da se zablodene zvezde najpogosteje nahajajo v osrednjih predelih kroglastih kopic. Zaradi prevladujočega števila zvezd z enotno prostornino tam postanejo tesni prehodi ali trki bolj verjetni.

Za preverjanje te hipoteze je treba preučiti pulziranje modrih zaostalih, saj med asteroseizmološkimi lastnostmi združenih zvezd in običajno pulzirajočimi spremenljivkami je lahko nekaj razlik. Treba je opozoriti, da je pulzacije precej težko izmeriti. Na ta proces negativno vplivajo tudi prenaseljenost zvezdnega neba, majhna nihanja pulziranja modrih zaostalcev, pa tudi redkost njihovih spremenljivk.

En primer združitve je bilo mogoče opaziti avgusta 2008, ko je tak incident prizadel objekt V1309, katerega svetlost se je po zaznavi povečala nekaj deset tisočkrat in se po nekaj mesecih vrnila na prvotno vrednost. Kot rezultat 6-letnih opazovanj so znanstveniki prišli do zaključka, da sta ta objekt dve zvezdi, katerih obdobje vrtenja ena okoli druge je 1,4 dneva. Ta dejstva so znanstvenike pripeljala do ideje, da je avgusta 2008 prišlo do procesa združitve teh dveh zvezd.

Za modre stragglerje je značilen visok navor. Na primer, hitrost vrtenja zvezde, ki se nahaja na sredini kopice 47 Tucanae, je 75-krat večja od hitrosti vrtenja Sonca. Po hipotezi je njihova masa 2-3 krat večja od mase drugih zvezd, ki se nahajajo v kopici. Prav tako je bilo s pomočjo raziskav ugotovljeno, da če so modre zvezde blizu katere koli druge zvezde, bodo imele slednje odstotek kisika in ogljika nižji od svojih sosedov. Predvidoma zvezde vlečejo te snovi iz drugih zvezd, ki se premikajo po svoji orbiti, zaradi česar se njihova svetlost in temperatura povečata. "Okradene" zvezde razkrivajo kraje, kjer je potekal proces preoblikovanja začetnega ogljika v druge elemente.

Imena modrih zvezd - primeri

Rigel, Gamma Sails, Alpha Giraffe, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Bele zvezde - bele zvezde

Friedrich Bessel, ki je vodil observatorij Koenigsberg, je leta 1844 naredil zanimivo odkritje. Znanstvenik je opazil najmanjši odklon najsvetlejše zvezde na nebu - Siriusa od njene poti na nebu. Astronom je predlagal, da ima Sirius satelit, in izračunal tudi približno obdobje vrtenja zvezd okoli njihovega središča mase, ki je bilo približno petdeset let. Bessel ni našel ustrezne podpore drugih znanstvenikov, ker. nihče ni mogel zaznati satelita, čeprav bi moral biti po svoji masi primerljiv s Siriusom.

In šele 18 let pozneje je Alvan Graham Clark, ki je testiral najboljši teleskop tistih časov, v bližini Siriusa odkril zatemnjeno belo zvezdo, za katero se je izkazalo, da je njegov satelit, imenovan Sirius B.

Površina te bele zvezde je segreta na 25 tisoč Kelvinov, njen polmer pa je majhen. Ob upoštevanju tega so znanstveniki ugotovili, da ima satelit visoko gostoto (na ravni 106 g/cm 3 , medtem ko je gostota samega Siriusa približno 0,25 g/cm 3 , gostota Sonca pa 1,4 g/cm 3 ). ). Po 55 letih (leta 1917) je bil odkrit še en beli pritlikavec, poimenovan po znanstveniku, ki ga je odkril - van Maanenova zvezda, ki se nahaja v ozvezdju Rib.

Imena belih zvezd - primeri

Vega v ozvezdju Lira, Altair v ozvezdju orel, (vidno poleti in jeseni), Sirius, Castor.

rumene zvezde - rumene zvezde

Rumeni palčki se imenujejo majhne zvezde glavnega zaporedja, katerih masa je znotraj mase Sonca (0,8-1,4). Sodeč po imenu imajo takšne zvezde rumen sijaj, ki se sprošča med termonuklearnim procesom fuzije iz helijevega vodika.

Površina takšnih zvezd se segreje na temperaturo 5-6 tisoč Kelvinov, njihove spektralne vrste pa so med G0V in G9V. Rumeni škrat živi približno 10 milijard let. Zgorevanje vodika v zvezdi povzroči, da se pomnoži in postane rdeči velikan. En primer rdečega velikana je Aldebaran. Takšne zvezde lahko tvorijo planetarne meglice tako, da odvržejo svoje zunanje plasti plina. V tem primeru se jedro spremeni v belo pritlikavko, ki ima visoko gostoto.

Če upoštevamo Hertzsprung-Russell diagram, so na njem rumene zvezde v osrednjem delu glavnega zaporedja. Ker lahko Sonce imenujemo tipičen rumeni pritlikavec, je njegov model precej primeren za obravnavo splošnega modela rumenih pritlikavk. Toda na nebu so še druge značilne rumene zvezde, katerih imena so Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara itd. Te zvezde niso zelo svetle. Na primer, isti Toliman, ki je, če ne upoštevate Proxima Centauri, najbližji Soncu, ima magnitudo 0, hkrati pa je njegova svetlost najvišja med vsemi rumenimi pritlikavci. Ta zvezda se nahaja v ozvezdju Kentaver, je tudi povezava v kompleksnem sistemu, ki vključuje 6 zvezd. Spektralni razred Tolimana je G. Toda Dabih, ki se nahaja 350 svetlobnih let od nas, spada v spektralni razred F. Toda njegova visoka svetlost je posledica prisotnosti bližnje zvezde, ki spada v spektralni razred - A0.

Poleg Tolimana ima HD82943 spektralni tip G, ki se nahaja na glavnem zaporedju. Ta zvezda ima zaradi svoje kemične sestave in temperature, podobne Soncu, tudi dva velika planeta. Vendar oblika orbit teh planetov še zdaleč ni krožna, zato se njihovi pristopi k HD82943 pojavljajo razmeroma pogosto. Trenutno so astronomi uspeli dokazati, da je imela ta zvezda nekoč veliko večje število planetov, a jih je sčasoma vse pogoltnila.

Rumena imena zvezd - primeri

Toliman, zvezda HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Rdeče zvezde - rdeče zvezde

Če ste vsaj enkrat v življenju videli rdeče zvezde na nebu v objektivu vašega teleskopa, ki so gorele na črnem ozadju, vam bo spomin na ta trenutek pomagal jasneje predstavljati, kaj bo napisano v tem članku. Če še nikoli niste videli takšnih zvezd, jih naslednjič vsekakor poskusite najti.

Če se odločite sestaviti seznam najsvetlejših rdečih zvezd na nebu, ki jih je mogoče zlahka najti tudi z amaterskim teleskopom, lahko ugotovite, da so vse ogljikove. Prve rdeče zvezde so odkrili leta 1868. Temperatura takšnih rdečih velikanov je nizka, poleg tega pa so njihove zunanje plasti napolnjene z ogromno količino ogljika. Če so prej podobne zvezde sestavljale dva spektralna razreda - R in N, so jih zdaj znanstveniki identificirali v enem splošnem razredu - C. Vsak spektralni razred ima podrazrede - od 9 do 0. Hkrati razred C0 pomeni, da ima zvezda visoka temperatura, vendar manj rdeče kot zvezde C9. Pomembno je tudi, da so vse zvezde, v katerih prevladuje ogljik, same po sebi spremenljive: dolgoperiodične, polpravilne ali nepravilne.

Poleg tega sta bili na tak seznam vključeni dve zvezdi, imenovani rdeče polregularne spremenljivke, med katerimi je najbolj znana m Cephei. Za njeno nenavadno rdečo barvo se je začel zanimati tudi William Herschel, ki jo je poimenoval "granatno jabolko". Za takšne zvezde je značilna neenakomerna sprememba svetilnosti, ki lahko traja od nekaj deset do nekaj sto dni. Takšne spremenljive zvezde spadajo v razred M (hladne zvezde, katerih površinska temperatura je od 2400 do 3800 K).

Glede na dejstvo, da so vse zvezdice v oceni spremenljivke, je treba v označbe vnesti nekaj jasnosti. Splošno sprejeto je, da imajo rdeče zvezde ime, ki je sestavljeno iz dveh komponent - črke latinske abecede in imena spremenljivega ozvezdja (na primer T Hare). Prvi spremenljivki, ki je bila odkrita v tej konstelaciji, je dodeljena črka R in tako naprej, do črke Z. Če je takšnih spremenljivk veliko, je zanje predvidena dvojna kombinacija latiničnih črk - od RR do ZZ. Ta metoda vam omogoča "imenovanje" 334 predmetov. Poleg tega je mogoče zvezde označiti tudi s črko V v kombinaciji s serijsko številko (V228 Cygnus). Prvi stolpec ocene je rezerviran za označevanje spremenljivk.

Naslednja dva stolpca v tabeli označujeta lokacijo zvezd v obdobju 2000.0. Zaradi povečane priljubljenosti Uranometria 2000.0 med ljubitelji astronomije je v zadnjem stolpcu ocene prikazana številka iskalnega grafikona za vsako zvezdo, ki je v oceni. V tem primeru je prva številka prikaz številke nosilca, druga pa serijska številka kartice.

Ocena prikazuje tudi največje in najmanjše vrednosti svetlosti zvezdnih magnitud. Ne smemo pozabiti, da je pri zvezdah, katerih svetlost je minimalna, opaziti večjo nasičenost rdeče barve. Za zvezde, katerih obdobje variabilnosti je znano, je prikazano kot število dni, objekti, ki nimajo pravilne periode, pa so prikazani kot Irr.

Za iskanje ogljikove zvezde ni potrebno veliko spretnosti, dovolj je, da ima vaš teleskop dovolj moči, da jo vidi. Tudi če je njegova velikost majhna, bi morala vašo pozornost pritegniti izrazita rdeča barva. Zato se ne razburjajte, če jih ne morete takoj najti. Dovolj je, da z atlasom poiščete bližnjo svetlo zvezdo, nato pa se od nje premaknete na rdečo.

Različni opazovalci vidijo ogljikove zvezde različno. Nekaterim spominjajo na rubine ali žerjavico, ki gori v daljavi. Drugi vidijo v takih zvezdah škrlatne ali krvavo rdeče odtenke. Za začetek je seznam šestih najsvetlejših rdečih zvezd na lestvici, in če jih najdete, lahko na polno uživate v njihovi lepoti.

Imena Red Star - Primeri

Razlike v zvezdah po barvi

Obstaja ogromno različnih zvezd z nepopisnimi barvnimi odtenki. Zaradi tega je celo eno ozvezdje dobilo ime "Škatla za dragulje", ki temelji na modrih in safirnih zvezdah, v njenem središču pa je svetlo svetleča oranžna zvezda. Če upoštevamo Sonce, potem ima bledo rumeno barvo.

Neposreden dejavnik, ki vpliva na razliko v barvi zvezd, je temperatura njihove površine. Razloženo je preprosto. Svetloba je po svoji naravi sevanje v obliki valov. Valovna dolžina - to je razdalja med njegovimi grebeni, je zelo majhna. Če si ga želite predstavljati, morate 1 cm razdeliti na 100 tisoč enakih delov. Nekaj ​​teh delcev bo sestavljalo valovno dolžino svetlobe.

Glede na to, da se ta številka izkaže za precej majhno, bo vsaka, tudi najbolj nepomembna sprememba v njej povzročila spremembo slike, ki jo opazujemo. Konec koncev naš vid zazna različne valovne dolžine svetlobnih valov kot različne barve. Na primer, modra ima valove, katerih dolžina je 1,5-krat manjša od dolžine rdeče.

Prav tako skoraj vsak od nas ve, da lahko temperatura najbolj neposredno vpliva na barvo teles. Na primer, lahko vzamete kateri koli kovinski predmet in ga prižgete. Ko se segreje, postane rdeče. Če bi se temperatura ognja močno povečala, bi se spremenila tudi barva predmeta – iz rdeče v oranžno, iz oranžne v rumeno, iz rumene v belo in na koncu iz bele v modro-belo.

Ker ima Sonce površinsko temperaturo v območju 5,5 tisoč 0 C, je tipičen primer rumenih zvezd. Toda najbolj vroče modre zvezde se lahko segrejejo do 33 tisoč stopinj.

Barvo in temperaturo so znanstveniki povezali s pomočjo fizikalnih zakonov. Temperatura telesa je neposredno sorazmerna z njegovim sevanjem in obratno sorazmerna z valovno dolžino. Modra ima krajše valovne dolžine kot rdeča. Vroči plini oddajajo fotone, katerih energija je neposredno sorazmerna s temperaturo in obratno sorazmerna z valovno dolžino. Zato je modro-modri razpon sevanja značilen za najbolj vroče zvezde.

Ker jedrsko gorivo na zvezdah ni neomejeno, se nagiba k porabi, kar vodi v ohlajanje zvezd. Zato so zvezde srednjih let rumene, stare zvezde pa vidimo rdeče.

Zaradi dejstva, da je Sonce zelo blizu našega planeta, je mogoče natančno opisati njegovo barvo. Toda za zvezde, ki so oddaljene milijon svetlobnih let, postane naloga bolj zapletena. V ta namen se uporablja naprava, imenovana spektrograf. Skozi njega znanstveniki prenašajo svetlobo, ki jo oddajajo zvezde, zaradi česar je mogoče spektralno analizirati skoraj vsako zvezdo.

Poleg tega lahko z uporabo barve zvezde določite njeno starost, ker. matematične formule omogočajo uporabo spektralne analize za določanje temperature zvezde, iz katere je enostavno izračunati njeno starost.

Video skrivnosti zvezd si oglejte na spletu

S teleskopom lahko opazujete 2 milijardi zvezd do 21 magnitude. Obstaja Harvardska spektralna klasifikacija zvezd. V njem so spektralni tipi razporejeni po padanju zvezdne temperature. Razredi so označeni s črkami latinske abecede. Sedem jih je: O - B - A - P - O - K - M.

Dober pokazatelj temperature zunanjih plasti zvezde je njena barva. Vroče zvezde spektralnih tipov O in B so modre; zvezde, podobne našemu Soncu (čigar spektralni tip je 02), so videti rumene, medtem ko so zvezde spektralnih razredov K in M ​​rdeče.

Svetlost in barva zvezd

Vse zvezde imajo barvo. Obstajajo modre, bele, rumene, rumenkaste, oranžne in rdeče zvezde. Na primer, Betelgeuse je rdeča zvezda, Castor je bel, Capella je rumena. Po svetlosti jih delimo na zvezde 1., 2., ... n-te velikosti (n max = 25). Izraz "veličina" nima nič opraviti z resničnimi dimenzijami. Magnituda označuje svetlobni tok, ki prihaja na Zemljo iz zvezde. Zvezdne velikosti so lahko tako ulomne kot negativne. Magnitudna lestvica temelji na zaznavanju svetlobe z očesom. Delitev zvezd na zvezdne magnitude glede na navidezno svetlost je izvedel starogrški astronom Hiparh (180 - 110 pr.n.št.). Hiparh je prvo velikost pripisal najsvetlejšim zvezdam; menil je, da so naslednje v stopnjevanju svetlosti (t.j. približno 2,5-krat šibkejše) zvezde druge magnitude; zvezde, ki so šibkejše od zvezd druge magnitude za 2,5-krat, so se imenovale zvezde tretje magnitude itd.; zvezdam na meji vidnosti s prostim očesom je bila dodeljena šesta magnituda.

S takšno gradacijo svetlosti zvezd se je izkazalo, da so zvezde šeste magnitude šibkejše od zvezd prve magnitude za 2,55-krat. Zato je leta 1856 angleški astronom N.K. Pogsoy (1829-1891) predlagal, da se za zvezde šeste magnitude štejejo tiste, ki so natanko 100-krat šibkejše od zvezd prve magnitude. Vse zvezde se nahajajo na različnih razdaljah od Zemlje. Velikosti bi bilo lažje primerjati, če bi bile razdalje enake.

Magnituda, ki bi jo imela zvezda na razdalji 10 parsekov, se imenuje absolutna magnituda. Navedena je absolutna zvezdna magnituda - M in navidezna zvezdna velikost - m.

Za kemično sestavo zunanjih plasti zvezd, iz katerih prihaja njihovo sevanje, je značilna popolna prevlada vodika. Na drugem mestu je helij, vsebnost ostalih elementov pa je precej majhna.

Temperatura in masa zvezd

Poznavanje spektralne vrste ali barve zvezde takoj pokaže temperaturo njene površine. Ker zvezde sevajo približno kot popolnoma črna telesa ustrezne temperature, je moč, ki jo oddaja enota njihove površine na enoto časa, določena iz Stefan-Boltzmannovega zakona.

Delitev zvezd na podlagi primerjave svetilnosti zvezd z njihovo temperaturo in barvo ter absolutno magnitudo (Hertzsprung-Russell diagram):

1. glavno zaporedje (v središču je Sonce - rumeni škrat)
2. supergiganti (velike velikosti in visoke svetilnosti: Antares, Betelgeuse)
3. zaporedje rdečega velikana
4. palčki (beli - Sirius)
5. podpalčki
6. belo-modro zaporedje

Ta delitev temelji tudi na starosti zvezde.

Razlikujejo se naslednje zvezde:

1. navaden (sonce);
2. dvojne (Mizar, Albkor) delimo na:

• a) vizualni dvojnik, če opazimo njihovo dvojnost pri opazovanju skozi teleskop;
• b) večkratniki - to je sistem zvezd s številom večjim od 2, vendar manjšim od 10;
• c) optično-dvojne - to so zvezde, katerih bližina je posledica naključne projekcije na nebo, v vesolju pa so daleč;
• d) fizične dvojke so zvezde, ki tvorijo en sam sistem in krožijo pod delovanjem sil medsebojne privlačnosti okoli skupnega središča mase;
• e) spektroskopske dvojne zvezde so zvezde, ki se pri medsebojnem vrtenju približajo druga drugi in njihovo dvojnost je mogoče določiti iz spektra;
• e) elipsing binary - to so zvezde, "ki se pri medsebojnem vrtenju blokirajo;

nove zvezde- to so zvezde, ki so obstajale že dolgo, a so nenadoma zagorele. Njihova svetlost se je v kratkem času povečala za 10.000-krat (amplituda spremembe svetlosti od 7 do 14 magnitud).

supernove- to so zvezde, ki so bile nevidne na nebu, a so nenadoma utripnile in povečale svetlost 1000-krat glede na navadne nove zvezde.

Pulsar- nevtronska zvezda, ki nastane med eksplozijo supernove.

Podatki o skupnem številu pulsarjev in njihovi življenjski dobi kažejo, da se v povprečju rodijo 2-3 pulsarjev na stoletje, kar približno sovpada s pogostostjo eksplozij supernov v Galaksiji.

Evolucija zvezd

Tako kot vsa telesa v naravi tudi zvezde ne ostanejo nespremenjene, rojevajo se, razvijajo in nazadnje umirajo. Astronomi so mislili, da so potrebni milijoni let, da je zvezda nastala iz medzvezdnega plina in prahu. Toda v zadnjih letih so bile posnete fotografije območja neba, ki je del Velike Orionove meglice, kjer se je v nekaj letih pojavila majhna kopica zvezd. Na fotografijah iz leta 1947 je bila na tem mestu zabeležena skupina treh zvezdastih predmetov. Do leta 1954 so nekatere od njih postale podolgovate, do leta 1959 pa so te podolgovate formacije razpadle na posamezne zvezde. Prvič v zgodovini človeštva so ljudje rojstvo zvezd opazovali dobesedno pred našimi očmi.

Na mnogih delih neba so potrebni pogoji za pojav zvezd. Pri preučevanju fotografij meglenih predelov Rimske ceste je bilo mogoče najti majhne črne pike nepravilne oblike ali kroglice, ki so ogromna kopičenja prahu in plina. Ti oblaki plina in prahu vsebujejo prašne delce, ki zelo močno absorbirajo svetlobo, ki prihaja iz zvezd za njimi. Velikost kroglic je ogromna - do nekaj svetlobnih let v premeru. Kljub temu, da je snov v teh kopicah zelo redka, je njihova skupna prostornina tako velika, da je povsem dovolj, da tvorijo majhne kopice zvezd, ki so po masi blizu Soncu.

V črni krogli se pod vplivom sevalnega tlaka, ki ga oddajajo okoliške zvezde, snov stisne in stisne. Takšno stiskanje traja nekaj časa, odvisno od virov sevanja, ki obdajajo globulo, in intenzivnosti slednjega. Gravitacijske sile, ki izhajajo iz koncentracije mase v središču globule, prav tako nagibajo k stiskanju krogle, kar povzroči, da snov pade proti njenemu središču. Pri padcu delci snovi pridobijo kinetično energijo in segrejejo plin in oblak.

Padec snovi lahko traja več sto let. Sprva se dogaja počasi, brez naglice, saj so gravitacijske sile, ki pritegnejo delce v središče, še vedno zelo šibke. Čez nekaj časa, ko se globula zmanjša in se gravitacijsko polje poveča, se padec začne hitreje. Toda krogla je ogromna, v premeru ne manj kot svetlobno leto. To pomeni, da lahko razdalja od njegove zunanje meje do središča preseže 10 bilijonov kilometrov. Če začne delec z roba globule padati proti središču s hitrostjo nekaj manj kot 2 km/s, potem bo središče dosegel šele po 200.000 letih.

Življenjska doba zvezde je odvisna od njene mase. Zvezde z maso, manjšo od Sončeve, uporabljajo svoje jedrsko gorivo zelo zmerno in lahko svetijo več deset milijard let. Zunanje plasti zvezd, kot je naše Sonce, z masami, ki niso večje od 1,2 sončne mase, se postopoma širijo in na koncu popolnoma zapustijo jedro zvezde. Namesto velikana ostane majhen in vroč beli škrat.

V jasni noči, če dobro pogledate, lahko na nebu vidite nešteto raznobarvnih zvezd. Ste se kdaj vprašali, kaj določa senco njihovega utripanja in kakšne so barve nebesnih teles?

Barva zvezde je odvisna od temperature njene površine.. Razpršenost svetilk, kot so dragi kamni, ima neskončno različne odtenke, kot čarobna paleta umetnika. Bolj kot je predmet vroč, večja je energija sevanja z njegove površine, kar pomeni krajša dolžina oddanih valov.

Že majhna razlika v valovni dolžini spremeni barvo, ki jo zaznava človeško oko. Najdaljši valovi imajo rdeč odtenek, z naraščajočo temperaturo se spremeni v oranžno, rumeno, se spremeni v belo in nato postane belo-modro.

Plinski ovoj svetilk opravlja funkcije idealnega oddajnika. Barvo zvezde lahko uporabimo za izračun njene starosti in površinske temperature. Seveda se odtenek ne določi "na oko", ampak s pomočjo posebnega orodja - spektrografa.

Proučevanje spektra zvezd je temelj astrofizike našega časa. Barve nebesnih teles so največkrat edini podatki, ki so nam na voljo o njih.

modre zvezde

Modrih zvezd je največ velik in vroč. Temperatura njihovih zunanjih plasti je v povprečju 10.000 Kelvinov in lahko doseže 40.000 za posamezne zvezdne velikane.

V tem območju izžarevajo nove zvezde, ki šele začenjajo svojo "življenjsko pot". na primer Rigel, ena od dveh glavnih svetilk ozvezdja Orion, modrikasto bela.

rumene zvezde

Center našega planetarnega sistema - Sonce- ima površinsko temperaturo nad 6000 Kelvinov. Iz vesolja so ta in podobne svetilke videti bleščeče bele, z Zemlje pa so videti precej rumene. Zlate zvezde so srednjih let.

Od ostalih nam znanih svetilk je tudi bela zvezda Sirius, čeprav je njegovo barvo precej težko določiti z očmi. To je zato, ker zavzema nizek položaj nad obzorjem, na poti do nas pa je njegovo sevanje zaradi večkratnega loma močno popačeno. V srednjih zemljepisnih širinah lahko Sirius, ki pogosto utripa, prikaže celoten barvni spekter v samo pol sekunde!

rdeče zvezde

Temno rdečkast odtenek imajo zvezde z nizko temperaturo, na primer rdeče pritlikavke, katerih masa je manjša od 7,5 % teže Sonca. Njihova temperatura je pod 3500 Kelvinov, in čeprav je njihov sijaj bogato prelivanje številnih barv in odtenkov, ga vidimo kot rdečega.

Velikanske svetilke, ki jim je zmanjkalo vodikovega goriva, so videti tudi rdeče ali celo rjave. Na splošno je emisija starih in hladnih zvezd v tem območju spektra.

Izrazit rdeč odtenek ima druga od glavnih zvezd ozvezdja Orion, Betelgeuse, nekoliko desno in nad njo pa se nahaja na zemljevidu neba Aldebaran, ki je oranžne barve.

Najstarejša obstoječa rdeča zvezda - HE 1523-0901 iz ozvezdja Tehtnica - velikanska svetilka druge generacije, ki jo najdemo na obrobju naše galaksije na razdalji 7500 svetlobnih let od Sonca. Njegova možna starost je približno 13,2 milijarde let, kar ni veliko manj od ocenjene starosti vesolja.

Karpov Dmitrij

To je raziskovalno delo dijaka 1. razreda srednje šole MOU št. 25.

Namen študije: ugotovite, zakaj so zvezde na nebu različnih barv.
Metode in tehnike: opazovanja, eksperiment, primerjava in analiza rezultatov opazovanj, ekskurzija v planetarij, delo z različnimi viri informacij.

Prejeti podatki: Zvezde so vroče krogle plina. Nam najbližja zvezda je Sonce. Vse zvezde so različnih barv. Barva zvezde je odvisna od temperature na njeni površini. Zahvaljujoč poskusu mi je uspelo ugotoviti, da segreta kovina najprej začne sijati z rdečo svetlobo, nato rumeno in na koncu z naraščajočo temperaturo belo. Tudi z zvezdami. Rdeče so najbolj hladne, bele (ali celo modre!) pa najbolj vroče. Težke zvezde so vroče in bele, lahke, nemasivne so rdeče in razmeroma hladne. Starost zvezde lahko določimo tudi po njeni barvi. Mlade zvezde so najbolj vroče. Sijajo z belo in modro svetlobo. Stare, hladne zvezde oddajajo rdečo svetlobo. In zvezde srednjih let svetijo rumeno. Energija, ki jo oddajajo zvezde, je tako ogromna, da jih lahko vidimo na tistih oddaljenih razdaljah, na katerih so od nas oddaljene: desetine, stotine, tisoče svetlobnih let!
ugotovitve:
1. Zvezde so pisane. Barva zvezde je odvisna od temperature na njeni površini.

2. Po barvi zvezde lahko določimo njeno starost, maso.

3. Zvezde lahko vidimo zaradi ogromne energije, ki jo oddajajo.

Prenesi:

Predogled:

XIV mestna znanstveno-praktična konferenca šolarjev

"Prvi koraki v znanosti"

Zakaj so zvezde različnih barv?

G. Soči.

Vodja: Mukhina Marina Viktorovna, učiteljica osnovne šole

MOU Srednja šola №25

Soči

2014

UVOD

Zvezde lahko občudujete za vedno, so skrivnostne in privlačne. Ljudje so že od antičnih časov pripisovali velik pomen tem nebesnim telesom. Astronomi od antike do danes trdijo, da lokacija zvezd na nebu na poseben način vpliva na skoraj vse vidike človeškega življenja. Zvezde določajo vreme, delajo horoskope in napovedujejo, izgubljene ladje pa najdejo pot na odprtem morju. Kaj so v resnici, te svetleče svetleče pike?

Skrivnost zvezdnega neba je zanimiva za vse otroke brez izjeme. Znanstveniki in astronomi so opravili veliko raziskav in odkrili številne skrivnosti. O zvezdah je bilo napisanih veliko knjig, posnetih je bilo veliko izobraževalnih filmov, a kljub temu veliko otrok ne pozna vseh skrivnosti zvezdnega neba.

Zame zvezdnato nebo ostaja skrivnost. Bolj ko sem gledal v zvezde, več vprašanj sem imel. Eden od njih je bil: kakšne barve so te utripajoče, očarljive zvezde.

Namen študija:razloži, zakaj so zvezde na nebu različnih barv.

Naloge, ki sem si ga zastavil: 1. iskati odgovor na vprašanje, se pogovarjati z odraslimi, prebirati enciklopedije, knjige, INTERNETNA gradiva;

2. opazuje zvezde s prostim očesom in s pomočjo teleskopa;

3. s poskusom dokaži, da je barva zvezde odvisna od njene temperature;

4. sošolcem povejte o raznolikosti zvezdnega sveta.

Predmet študija- nebesna telesa (zvezde).

Predmet študijaso parametri zvezd.

Raziskovalne metode:

• Branje posebne literature in gledanje poljudnoznanstvenih programov;
• Raziskovanje zvezdnega neba s pomočjo teleskopa in posebne programske opreme;
• Poskus za preučevanje odvisnosti barve predmeta od njegove temperature.

rezultat moje delo je pojav zanimanja za to temo med mojimi sošolci.

Poglavje 1

Pogosto sem gledal v zvezdno nebo, sestavljeno iz številnih svetlečih točk. Zvezde so še posebej vidne ponoči in v brezoblačnem vremenu. Vedno so pritegnile mojo pozornost s svojim posebnim, očarljivim sijajem. Astrologi verjamejo, da lahko vplivajo na usodo in prihodnost osebe. Malokdo pa zna odgovoriti na vprašanje, kaj so.

Po preučevanju referenčne literature mi je uspelo ugotoviti, da je zvezda nebesno telo, v katerem potekajo termonuklearne reakcije, ki je ogromna svetleča plinska krogla.

Zvezde so najpogostejši objekti v vesolju. Število obstoječih zvezd si je zelo težko predstavljati. Izkazalo se je, da je samo v naši galaksiji več kot 200 milijard zvezd, v vesolju pa je ogromno galaksij. S prostim očesom je na nebu vidnih okoli 6000 zvezd, po 3000 na vsaki polobli. Zvezde so zelo oddaljene od Zemlje.

Najbolj znana zvezda, ki nam je najbližja, je seveda Sonce. Zato se nam zdi, da je v primerjavi z ostalimi svetilkami zelo velik. Čez dan s svojo svetlobo zasenči vse druge zvezde, zato jih ne vidimo. Če je Sonce od Zemlje oddaljeno 150 milijonov kilometrov, se druga zvezda, ki je bližje od ostalih, Kentaver, že nahaja na 42.000 milijardah kilometrov od nas.

Kako se je pojavilo sonce? Po preučevanju literature sem ugotovil, da se je tako kot druge zvezde Sonce pojavilo iz kopičenja kozmičnega plina in prahu. Takšna kopica se imenuje meglica. Plin in prah sta bila stisnjena v gosto maso, ki se je segrela na temperaturo 15.000.000 kelvinov. To je temperatura v središču sonca.

Tako mi je uspelo ugotoviti, da so zvezde plinske kroglice v vesolju. Toda zakaj potem svetijo v različnih barvah?

2. poglavje

Najprej sem se odločil poiskati najsvetlejše zvezde. Domneval sem, da je najsvetlejša zvezda Sonce. Zaradi pomanjkanja posebnih instrumentov sem sijalnost zvezd določal s prostim očesom, nato pa s pomočjo svojega teleskopa. V teleskopu so zvezde vidne kot točke različnih stopenj svetlosti brez podrobnosti. Sonce je mogoče opazovati le s posebnimi filtri. Toda vseh zvezd ni mogoče videti, tudi skozi teleskop, in potem sem se obrnil na vire informacij.

Naredil sem naslednje zaključke: najsvetlejše zvezde so: 1. Zvezda velikanka R136a12 (območje nastajanja zvezd 30 Doradus) ; 2. Velikanska zvezda VY SMA (v ozvezdju Veliki pas)3. Deneb (v ozvezdjuα Cygnus); 4. Rigel(v ozvezdju β Orion); 5. Betelgeza (v ozvezdju α Orion). Imena zvezd je pomagal moj oče z aplikacijo Star Rover za iPhone. Hkrati imajo prve tri zvezde modrikast sijaj, četrta je belo-modra, peta pa rdečkasto-oranžna. Znanstveniki so odkrili najsvetlejšo zvezdo s pomočjoNasin vesoljski teleskop Hubble.

Med raziskovanjem sem opazil, da je svetlost zvezd odvisna od njihove barve. Toda zakaj so vse zvezde različne?

Poglejmo Sonce, zvezdo, ki je vidna s prostim očesom. Že od zgodnjega otroštva jo upodabljamo v rumeni barvi, saj je ta zvezda pravzaprav rumena. Začel sem preučevati lastnosti te zvezde.Temperatura na njegovi površini je približno 6000 stopinj.V enciklopedijah in na INTERNETU sem izvedel za druge zvezde. Izkazalo se je, da so vse zvezde različnih barv. Nekateri so beli, drugi modri, tretji oranžni. Obstajajo bele in rdeče zvezde. Izkazalo se je, da je barva zvezde odvisna od temperature na njeni površini. Najbolj vroče zvezde se nam zdijo bele in modre. Temperatura na njihovi površini je od 10 do 100.000 stopinj. Zvezda srednje temperature je rumene ali oranžne barve. Najhladnejše zvezde so rdeče. Temperatura na njihovi površini je približno 3000 stopinj. In te zvezde so večkrat bolj vroče od plamenov ognja.

S starši sva izvedla naslednji poskus: na plinskem gorilniku smo segreli železno iglo. Sprva je bila igla siva. Po segrevanju je žarel in postal rdeč. Njena temperatura se je dvignila. Po ohladitvi je igla spet postala siva. Ugotovil sem, da se z naraščanjem temperature barva zvezde spreminja.In zvezde niso enake kot ljudje. Ljudje običajno zardevajo, ko jim je vroče, in modri, ko so mrzli. Toda za zvezde velja ravno nasprotno: bolj vroča je zvezda, bolj modra je in hladnejša je,

Kot veste, segreta kovina najprej začne žareti rdeče, nato rumeno in končno belo z naraščajočo temperaturo. Tudi z zvezdami. Rdeče so najbolj hladne, bele (ali celo modre!) pa najbolj vroče.

3. poglavje Masa zvezde in njena barva. Starost zvezd.

Ko sem bil star 6 let, sva šli z mamo v planetarij v mestu Omsk. Tam sem izvedel, da so vse zvezde različnih velikosti. Nekatere so velike, druge majhne, ​​nekatere težje, nekatere lažje. S pomočjo odraslih sem poskušal razvrstiti proučene zvezde od najlažjih do najtežjih. In to sem opazil! Izkazalo se je, da je modra težja od bele, bela - rumena, rumena - oranžna, oranžna - rdeča.

Starost zvezde lahko določimo tudi po njeni barvi. Mlade zvezde so najbolj vroče. Sijajo z belo in modro svetlobo. Stare, hladne zvezde oddajajo rdečo svetlobo. In zvezde srednjih let svetijo rumeno.

Energija, ki jo oddajajo zvezde, je tako ogromna, da jih lahko vidimo na tistih oddaljenih razdaljah, na katerih so od nas oddaljene: desetine, stotine, tisoče svetlobnih let!

Da bi lahko videli zvezdo, mora njena svetloba prehajati skozi zračne plasti Zemljine atmosfere. Nihajoče plasti zraka nekoliko lomijo neposredni svetlobni tok in zdi se nam, da zvezde utripajo. Pravzaprav neposredna neprekinjena svetloba prihaja iz zvezd.

Sonce ni največja zvezda, spada med zvezde, imenovane Rumeni palčki. Ko je ta zvezda zasvetila, je bila sestavljena iz vodika. Toda pod vplivom termonuklearnih reakcij se je ta snov začela spreminjati v helij. Med obstojem te svetilke (približno 5 milijard let) je približno polovica vodika izgorela. Tako je Sonce prepuščeno "živeti", dokler že obstaja. Ko bo vodik skoraj ves izgorel, bo ta zvezda postala večja in se spremenila v rdečega velikana. To bo močno vplivalo na Zemljo. Na naš planet bo prišla neznosna vročina, oceani bodo zavreli, življenje bo postalo nemogoče.

ZAKLJUČEK

Tako smo s sošolci, kot rezultat raziskovanja, pridobili nova znanja o tem, kaj so zvezde, pa tudi o tem, kaj določa temperaturo in barvo zvezd.

BIBLIOGRAFSKI SEZNAM.

Zvezde različnih barv

Naše Sonce je bledo rumena zvezda. Na splošno je barva zvezd osupljivo raznolika paleta barv. Eno od ozvezdij se imenuje "Škatla za dragulje". Safirno modre zvezde so raztresene po črnem žametu nočnega neba. Med njima je na sredini ozvezdja svetlo oranžna zvezda.

Razlike v barvi zvezd

Razlike v barvi zvezd so razložene z dejstvom, da imajo zvezde različne temperature. Zato se to zgodi. Svetloba je valovno sevanje. Razdalja med grebeni enega vala se imenuje njegova dolžina. Svetlobni valovi so zelo kratki. Koliko? Poskusite razdeliti palec na 250.000 enakih delov (1 palec je enak 2,54 centimetra). Več teh delov sestavlja dolžino svetlobnega vala.

Kljub tako nepomembni valovni dolžini svetlobe, že najmanjša razlika med velikostmi svetlobnih valov dramatično spremeni barvo slike, ki jo opazujemo. To je posledica dejstva, da svetlobne valove različnih dolžin zaznavamo kot različne barve. Na primer, valovna dolžina rdeče je en in pol krat daljša od valovne dolžine modre. Bela barva je žarek, sestavljen iz fotonov svetlobnih valov različnih dolžin, torej iz žarkov različnih barv.

Iz vsakdanjih izkušenj vemo, da je barva teles odvisna od njihove temperature. Pristavimo železni poker na ogenj. Ko se segreje, se najprej obarva rdeče. Potem pa še bolj zardela. Če bi poker še bolj segreli, ne da bi ga stopili, bi se iz rdečega spremenil v oranžno, nato rumeno, nato belo in na koncu modro-belo.