Gwiazdy należą do najgorętszych obiektów Wszechświata. To wysoka temperatura naszego Słońca umożliwiła to na Ziemi. Ale przyczyna tak silnego nagrzewania się gwiazd przez długi czas pozostawała nieznana ludziom.
Odkrywanie tajemnicy wysoka temperatura kryje się w nim gwiazda. Dotyczy to nie tylko składu gwiazdy – dosłownie cały blask gwiazdy pochodzi z jej wnętrza. - to gorące serce gwiazdy, w którym zachodzi najpotężniejsza z reakcji syntezy termojądrowej reakcje jądrowe. Proces ten jest źródłem energii dla całej gwiazdy – ciepło z centrum unosi się na zewnątrz, a następnie w przestrzeń kosmiczną.
Dlatego temperatura gwiazdy różni się znacznie w zależności od miejsca pomiaru. Przykładowo temperatura w centrum naszego jądra sięga 15 milionów stopni Celsjusza – a już na powierzchni, w fotosferze, ciepło spada do 5 tysięcy stopni.
Dlaczego temperatura gwiazdy jest tak różna?
Pierwotne połączenie atomów wodoru jest pierwszym etapem procesu syntezy jądrowej
Rzeczywiście, różnice w nagrzewaniu jądra gwiazdy i jej powierzchni są zaskakujące. Gdyby cała energia jądra Słońca była równomiernie rozłożona w całej gwieździe, temperatura powierzchni naszej gwiazdy wynosiłaby kilka milionów stopni Celsjusza! Nie mniej uderzające są różnice temperatur pomiędzy gwiazdami różnych klas widmowych.
Rzecz w tym, że temperaturę gwiazdy określają dwa główne czynniki: poziom jądra i powierzchnia powierzchni emitującej. Przyjrzyjmy się im bliżej.
Emisja energii z jądra
Chociaż rdzeń nagrzewa się do 15 milionów stopni, nie cała ta energia jest przekazywana do sąsiednich warstw. Emitowane jest tylko ciepło powstałe w wyniku reakcji termojądrowej. Energia, pomimo swojej mocy, pozostaje w rdzeniu. W związku z tym temperaturę górnych warstw gwiazdy określa jedynie siła reakcji termojądrowych w jądrze.
Różnice tutaj mogą mieć charakter jakościowy i ilościowy. Jeśli rdzeń jest wystarczająco duży, „spala się” w nim więcej wodoru. W ten sposób energię otrzymują młode i dojrzałe gwiazdy wielkości Słońca, a także niebieskie olbrzymy i nadolbrzymy. Masywne gwiazdy, takie jak czerwone olbrzymy, spalają w swoim piecu nuklearnym nie tylko wodór, ale także hel, a nawet węgiel i tlen.
Procesy fuzji z jądrami ciężkich pierwiastków dostarczają znacznie więcej energii. W reakcji syntezy termojądrowej energię uzyskuje się z nadmiaru masy łączących się atomów. W czasie zachodzącym we wnętrzu Słońca 6 jąder wodoru o masie atomowej 1 łączy się w jedno jądro helu o masie 4 – mniej więcej 2 dodatkowe jądra wodoru zamieniają się w energię. A kiedy węgiel „pali się”, jądra o masie już 12 zderzają się - odpowiednio, moc wyjściowa jest znacznie większa.
Powierzchnia promieniująca
Jednak gwiazdy nie tylko wytwarzają energię, ale także ją marnują. W rezultacie im więcej energii gwiazda oddaje, tym niższa jest jej temperatura. A ilość uwolnionej energii determinuje przede wszystkim obszar emitowanej powierzchni.
Prawdziwość tej zasady można sprawdzić nawet w życiu codziennym – pranie schnie szybciej, jeśli zostanie rozwieszone szerzej na sznurku. A powierzchnia gwiazdy rozszerza jej rdzeń. Im jest gęstszy, tym wyższa jest jego temperatura – a po osiągnięciu pewnego poziomu wodór na zewnątrz jądra gwiazdy zostaje zapalony w wyniku żaru.
Jeśli w pogodną noc przyjrzysz się uważnie, zobaczysz na niebie niezliczoną ilość kolorowych gwiazd. Czy zastanawialiście się kiedyś, co decyduje o odcieniu ich migotania i jakie kolory mają ciała niebieskie?
Kolor gwiazdy zależy od temperatury jej powierzchni. Jakby rozproszenie światła klejnoty, ma nieskończenie różnorodne odcienie, niczym magiczna paleta artysty. Im cieplejszy obiekt, tym większa jest energia promieniowania z jego powierzchni, co oznacza krótszą długość emitowanych fal.
Nawet niewielka różnica w długości fali zmienia kolor postrzegany przez ludzkie oko. Najdłuższe fale mają czerwony odcień, wraz ze wzrostem temperatury zmienia się na pomarańczowy, żółty, przechodzi w biały, a następnie staje się biało-niebieski.
Płaszcz gazowy opraw oświetleniowych służy jako idealny emiter. Na podstawie koloru gwiazdy można obliczyć jej wiek i temperaturę powierzchni. Oczywiście odcień określa się nie „na oko”, ale za pomocą specjalnego instrumentu - spektrografu.
Badanie widma gwiazd jest podstawą astrofizyki naszych czasów. To, jakie kolory mają ciała niebieskie, jest najczęściej jedyną dostępną nam informacją na ich temat.
Niebieskie gwiazdy
Gwiazdy niebieski kolor- najbardziej duży i gorący. Temperatura ich zewnętrznych warstw wynosi średnio 10 000 kelwinów, a w przypadku pojedynczych gwiezdnych olbrzymów może osiągnąć 40 000.
Nowe gwiazdy, które dopiero rozpoczynają swoją „podróż życiową”, emitują w tym zakresie. Na przykład, Rigel, jedno z dwóch głównych luminarzy konstelacji Oriona, niebieskawo-białe.
Żółte gwiazdki
Centrum naszego układu planetarnego to Słońce- ma temperaturę powierzchni przekraczającą 6000 kelwinów. Z kosmosu ona i podobne źródła światła wyglądają na olśniewająco białe, chociaż z Ziemi wydają się raczej żółte. Złote gwiazdy są w średnim wieku.
Spośród innych znanych nam źródeł światła biała gwiazda jest Syriusz, chociaż jego kolor jest dość trudny do określenia naocznie. Dzieje się tak, ponieważ zajmuje niskie położenie nad horyzontem, a w drodze do nas jego promieniowanie jest znacznie zniekształcone w wyniku wielokrotnego załamania światła. Na średnich szerokościach geograficznych Syriusz, często migocząc, jest w stanie zademonstrować całe spektrum kolorów w zaledwie pół sekundy!
Czerwone gwiazdki
Gwiazdy o niskich temperaturach mają ciemnoczerwonawy odcień., na przykład czerwone karły, których masa stanowi mniej niż 7,5% masy Słońca. Ich temperatura wynosi poniżej 3500 kelwinów i chociaż ich blask jest bogatym blaskiem wielu kolorów i odcieni, postrzegamy go jako czerwony.
Olbrzymie gwiazdy, którym skończyło się paliwo wodorowe, również wydają się czerwone, a nawet brązowe. Ogólnie rzecz biorąc, emisja starych i stygnących gwiazd mieści się w tym zakresie widma.
Druga z głównych gwiazd konstelacji Oriona ma wyraźny czerwony odcień, Betelgeza, a nieco na prawo i nad nim znajduje się mapa nieba Aldebarana, mający kolor pomarańczowy.
Najstarsza istniejąca czerwona gwiazda - HE 1523-0901 z konstelacji Wagi - gigantycznego źródła światła drugiej generacji, znalezionego na obrzeżach naszej galaktyki w odległości 7500 lat świetlnych od Słońca. Jego możliwy wiek wynosi około 13,2 miliarda lat, czyli niewiele mniej niż szacowany wiek Wszechświata.
Gwiazdy w różnych kolorach
Nasze Słońce jest bladożółtą gwiazdą. Ogólnie rzecz biorąc, kolor gwiazd to niezwykle różnorodna paleta kolorów. Jedna z konstelacji nazywa się „Pudełko z biżuterią”. Szafirowe i niebieskie gwiazdy są rozsiane po czarnym aksamicie nocnego nieba. Pomiędzy nimi, pośrodku konstelacji, znajduje się jasna pomarańczowa gwiazda.
Różnice w kolorze gwiazd
Różnice w kolorze gwiazd tłumaczy się tym, że gwiazdy mają różną temperaturę. Dlatego tak się dzieje. Światło to promieniowanie falowe. Odległość między grzbietami jednej fali nazywa się jej długością. Fale świetlne są bardzo krótkie. Ile? Spróbuj podzielić cal na 250 000 równych części (1 cal to 2,54 centymetra). Kilka takich części będzie składać się na długość fali światła.
Pomimo tak niewielkiej długości fali świetlnej, najmniejsza różnica w rozmiarach fal świetlnych radykalnie zmienia barwę obserwowanego przez nas obrazu. Wynika to z faktu, że fale świetlne o różnej długości są przez nas odbierane jako różne kolory. Na przykład długość fali koloru czerwonego jest półtora razy dłuższa niż długość fali koloru niebieskiego. Kolor biały to promień składający się z fotonów fal świetlnych o różnej długości, czyli promieni o różnych kolorach.
Powiązane materiały:
Kolor płomienia
Z codziennego doświadczenia wiemy, że kolor ciał zależy od ich temperatury. Połóż żelazny pogrzebacz na ogniu. W miarę nagrzewania najpierw zmienia kolor na czerwony. Wtedy zarumieni się jeszcze bardziej. Gdyby pogrzebacz można było jeszcze bardziej podgrzać, nie stopiwszy go, zmieniłby kolor z czerwonego na pomarańczowy, potem żółty, potem biały, a na koniec niebiesko-biały.
Słońce jest żółtą gwiazdą. Temperatura na jego powierzchni wynosi 5500 stopni Celsjusza. Temperatura na powierzchni najgorętszej niebieskiej gwiazdy przekracza 33 000 stopni.
Prawa fizyczne koloru i temperatury
Naukowcy sformułowali prawa fizyczne powiązane z kolorem i temperaturą. Im cieplejsze ciało, tym większa jest energia promieniowania z jego powierzchni i tym krótsza jest długość emitowanych fal. Niebieski kolor ma krótszą długość fali niż kolor czerwony. Dlatego jeśli ciało emituje fale o długości niebieskiej, jest gorętsze niż ciało emitujące światło czerwone. Atomy gorących gazów w gwiazdach emitują cząstki zwane fotonami. Im gorętszy gaz, tym wyższa energia fotonów i krótsza ich długość fali.
jakie kolory mają zimne i gorące gwiazdy, i otrzymał najlepszą odpowiedź
Odpowiedź od DOKER-L[guru]
BARWA I TEMPERATURA GWIAZD
Temperatura i kolor gwiazd
Źródło: Wszystko o gwiazdach:
Odpowiedź od 2 odpowiedzi[guru]
Cześć! Oto wybór tematów z odpowiedziami na Twoje pytanie: jakiego koloru są zimne i gorące gwiazdy?
Odpowiedź od Roman Maryaszin[Nowicjusz]
Odpowiedź od Aleksiej Własow[Nowicjusz]
biały i niebieski
Odpowiedź od Władimir Buhwestow[ekspert]
Gwiazdy na niebie są zawsze zimne
Odpowiedź od Artem Kerejew[Nowicjusz]
zimny niebieski, gorący czerwony
Odpowiedź od mm mm[Nowicjusz]
Najgorętsze gwiazdy są zawsze niebieskie i biały, mniej gorący - żółtawy, zimny - czerwonawy. Ale nawet najzimniejsze gwiazdy mają temperaturę 2-3 tysięcy Kelvinów - wyższą niż jakikolwiek stopiony metal.
Odpowiedź od Morfix_Kanał gry[Nowicjusz]
DOKER-L Oświecony (37832) 5 lat temu
BARWA I TEMPERATURA GWIAZD
Jedną z łatwo mierzalnych cech gwiazd jest kolor. Tak jak surowiec zmienia kolor w zależności od stopnia nagrzania, tak kolor gwiazdy zawsze wskazuje na jej temperaturę. W astronomii stosuje się bezwzględną skalę temperatury, której krok wynosi jeden kelwin (1 K) - tyle samo, co w znanej skali Celsjusza (1 ° C), a początek skali jest przesunięty o -273 (0 K = - 273 ° C).
Temperatura i kolor gwiazd
Najgorętsze gwiazdy są zawsze niebiesko-białe, mniej gorące są żółtawe, a chłodniejsze są czerwonawe. Ale nawet najzimniejsze gwiazdy mają temperaturę 2-3 tysięcy Kelvinów - wyższą niż jakikolwiek stopiony metal.
Ludzkie oko może jedynie z grubsza określić kolor gwiazdy. W celu dokładniejszych szacunków stosuje się detektory promieniowania fotograficznego i fotoelektrycznego, wrażliwe na różne części widma widzialnego (lub niewidzialnego). W końcu kolor gwiazdy zależy od tego, która część widma zawiera największą energię promieniowania. Porównanie wielkości gwiazd w różnych przedziałach widmowych (na przykład w kolorze niebieskim i żółtym) umożliwia ilościowe scharakteryzowanie koloru gwiazdy i oszacowanie jej temperatury.
Odpowiedź od Lilija Bashlaeva[Nowicjusz]
czerwony
Odpowiedź od Ljubow Botalowa[Nowicjusz]
po co zawracać sobie głowę samym czerwonym?
Odpowiedź od Danila Pro-Sto[Nowicjusz]
BARWA I TEMPERATURA GWIAZD
Jedną z łatwo mierzalnych cech gwiazd jest kolor. Tak jak surowiec zmienia kolor w zależności od stopnia nagrzania, tak kolor gwiazdy zawsze wskazuje na jej temperaturę. W astronomii stosuje się bezwzględną skalę temperatury, której krok wynosi jeden kelwin (1 K) - tyle samo, co w znanej skali Celsjusza (1 ° C), a początek skali jest przesunięty o -273 (0 K = - 273 ° C).
Temperatura i kolor gwiazd
Najgorętsze gwiazdy są zawsze niebiesko-białe, mniej gorące są żółtawe, a chłodniejsze są czerwonawe. Ale nawet najzimniejsze gwiazdy mają temperaturę 2-3 tysięcy Kelvinów - wyższą niż jakikolwiek stopiony metal.
Ludzkie oko może jedynie z grubsza określić kolor gwiazdy. W celu dokładniejszych szacunków stosuje się detektory promieniowania fotograficznego i fotoelektrycznego, wrażliwe na różne części widma widzialnego (lub niewidzialnego). W końcu kolor gwiazdy zależy od tego, która część widma zawiera największą energię promieniowania. Porównanie wielkości gwiazd w różnych przedziałach widmowych (na przykład w kolorze niebieskim i żółtym) umożliwia ilościowe scharakteryzowanie koloru gwiazdy i oszacowanie jej temperatury.
W ilościach. Ogólnie rzecz biorąc, skale te są dobrane tak, aby biała gwiazda, taka jak Syriusz, miała tę samą jasność w obu skalach. Różnica pomiędzy jasnością fotograficzną i fotowizualną nazywana jest indeksem barwy danej gwiazdy. W przypadku niebieskich gwiazd, takich jak Rigel, liczba ta będzie ujemna, ponieważ takie gwiazdy na zwykłej płytce wykazują większe czernienie niż na płytce wrażliwej na żółć.
W przypadku czerwonych gwiazd, takich jak Betelgeza, wskaźnik koloru osiąga +2-3 magnitudo. Ten pomiar koloru jest również pomiarem temperatury powierzchni gwiazdy, przy czym niebieskie gwiazdy są znacznie gorętsze niż czerwone.
Ponieważ wskaźniki barw można dość łatwo uzyskać nawet dla bardzo słabych gwiazd, mają one ogromne znaczenie w badaniu rozmieszczenia gwiazd w przestrzeni.
Do najważniejszych narzędzi do badania gwiazd zaliczają się instrumenty. Nawet najbardziej powierzchowne spojrzenie na widma gwiazd ujawnia, że nie wszystkie są takie same. Linie Balmera dla wodoru są mocne w niektórych widmach, w niektórych słabe, a w innych całkowicie nieobecne.
Wkrótce stało się jasne, że widma gwiazd można podzielić na niewielką liczbę klas, stopniowo przekształcając się w siebie. Obecnie używany klasyfikacja widmowa został opracowany w Obserwatorium Harvarda pod kierownictwem E. Pickeringa.
Początkowo klasy widmowe oznaczono literami łacińskimi w porządku alfabetycznym, jednak w procesie doprecyzowania klasyfikacji ustalono dla kolejnych klas następujące oznaczenia: O, B, A, F, G, K, M. Dodatkowo kilka niezwykłych gwiazd łączy się w klasy R, N i S, a niektóre osobniki, które w ogóle nie pasują do tej klasyfikacji, są oznaczone symbolem PEC (osobliwy - specjalny).
Warto zauważyć, że układ gwiazd według klas jest również układem według koloru.
- Gwiazdy klasy B, do których zalicza się Rigel i wiele innych gwiazd Oriona, są niebieskie;
- klasy O i A - białe (Sirius, Deneb);
- klasy F i G - żółte (Procyon, Capella);
- klasy K i M - pomarańczowe i czerwone (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Układając widma w tej samej kolejności, widzimy, jak maksymalne natężenie promieniowania przesuwa się od fioletu do czerwonego końca widma. Wskazuje to na spadek temperatury w miarę przechodzenia z klasy O do klasy M. Miejsce gwiazdy w sekwencji zależy bardziej od temperatury jej powierzchni niż od składu chemicznego. Powszechnie przyjmuje się, że skład chemiczny zdecydowanej większości gwiazd jest taki sam, ale różne temperatury i ciśnienia powierzchniowe powodują duże różnice w widmach gwiazd.
Gwiazdy niebieskie klasy O są najgorętsze. Temperatura ich powierzchni sięga 100 000°C. Ich widma można łatwo rozpoznać po obecności charakterystycznych jasnych linii lub po rozproszeniu tła daleko w obszarze ultrafioletu.
Są natychmiast śledzeni niebieskie gwiazdy klasy B, również bardzo gorąco (temperatura powierzchni 25 000°C). Ich widma zawierają linie helu i wodoru. Te pierwsze osłabiają się, a te drugie wzmacniają się w okresie przejściowym klasa A.
W klasy F i G(typową gwiazdą klasy G jest nasze Słońce), linie wapnia i innych metali, takich jak żelazo i magnez, stopniowo stają się silniejsze.
W klasa K Linie wapniowe są bardzo mocne, pojawiają się również prążki molekularne.
Klasa M obejmuje czerwone gwiazdy o temperaturze powierzchni poniżej 3000°C; W ich widmach widoczne są pasma tlenku tytanu.
Klasy R, N i S należą do gałęzi równoległej gwiazd chłodnych, w których widmach obecne są inne składniki molekularne.
Jednak dla konesera istnieje bardzo duża różnica pomiędzy „zimnymi” i „gorącymi” gwiazdami klasy B. W precyzyjnym systemie klasyfikacji każda klasa jest dalej dzielona na kilka podklas. Najgorętsze gwiazdy klasy B to podklasa VO, gwiazdy o średniej temperaturze dla danej klasy – k podklasa B5, najzimniejsze gwiazdy - do podklasa B9. Gwiazdy podążają bezpośrednio za nimi. podklasa AO.
Badanie widm gwiazd okazuje się bardzo przydatne, ponieważ pozwala z grubsza klasyfikować gwiazdy według ich wielkości bezwzględnej. Na przykład gwiazda VZ jest olbrzymem o wielkości bezwzględnej w przybliżeniu równej - 2,5. Możliwe jest jednak, że gwiazda okaże się 10 razy jaśniejsza (wielkość bezwzględna - 5,0) lub dziesięć razy słabsza (wielkość bezwzględna - 0,0), ponieważ nie da się dokładniej oszacować na podstawie samego typu widmowego.
Ustalając klasyfikację widm gwiazd, bardzo ważne jest, aby w każdej klasie widmowej spróbować oddzielić olbrzymy od karłów lub, gdy taki podział nie istnieje, odizolować od normalnej sekwencji olbrzymów gwiazdy, które mają za dużą lub za małą jasność .
