Блакитні – білі – жовті – червоні зірки – відмінності зірок за кольором. Походження кольору зірок Які бувають білі блакитні жовті червоні зірки

Кожна людина знає, як виглядають зірки на небі. Крихітні, сяючі вогники. У давнину люди не могли вигадати пояснення цього явища. Зірки вважали очима богів, душами померлих предків, охоронцями та захисниками, що оберігають спокій людини у темряві. Тоді ніхто й подумати не міг, що Сонце – це також зірка.

Що таке зірка

Багато століть минуло, перш ніж люди зрозуміли, що є зірками. Види зірок, їх характеристики, уявлення про хімічні і фізичні процеси, що там відбуваються, - це нова галузь знання. Стародавні астрономи навіть припустити не могли, що таке світило насправді зовсім не крихітний вогник, а неймовірних розмірів куля розпеченого газу, в якому відбуваються реакції

термоядерний синтез. Є дивний парадокс у тому, що неяскраве зоряне світло – це сліпуче сяйво ядерної реакції, а затишне сонячне тепло – жахливий жар мільйонів кельвінів.

Всі зірки, які можна побачити на небосхилі неозброєним оком, знаходяться в галактиці Чумацький Шлях. Сонце - теж частина цієї, причому розташоване воно на її околиці. Неможливо уявити, як виглядало б нічне небо, якби Сонце знаходилося в центрі Чумацького Шляху. Адже кількість зірок у цій галактиці – понад 200 мільярдів.

Трохи про історію астрономії

Стародавні астрономи теж могли б розповісти незвичайне та цікаве про зірок на небі. Вже шумери виділяли окремі сузір'я та зодіакальне коло, вони ж вперше розрахували поділ повного кута на 360 0 . Вони ж створили місячний календар і змогли синхронізувати його із сонячним. Єгиптяни вважали, що Земля знаходиться в але при цьому знали, що Меркурій та Венера обертаються навколо Сонця.

У Китаї астрономією як наукою займалися вже наприкінці ІІІ тисячоліття до зв. е., а

перші обсерваторії з'явилися торік у XII в. до зв. е. Вони вивчали місячні та сонячні затемнення, зумівши при цьому зрозуміти їхню причину і навіть розрахувавши прогнозні дати, спостерігали метеоритні потоки та траєкторії комет.

Стародавні інки знали різницю між зірками і планетами. Є непрямі докази того, що їм були відомі Галілеєві та візуальна розмитість контурів диска Венери, обумовлена ​​наявністю на планеті атмосфери.

Стародавні греки змогли довести кулястість Землі, висунули припущення про геліоцентричність системи. Вони намагалися розрахувати діаметр Сонця, нехай і помилково. Але греки були першими, хто у принципі припустив, що Сонце більше Землі, колись усе, покладаючись на візуальні спостереження, вважали інакше. Грек Гіппарх вперше створив каталог світил та виділив різні види зірок. Класифікація зірок у цій науковій праці спиралася на інтенсивність свічення. Гіппарх виділив 6 класів яскравості, всього в каталозі було 850 світил.

На що звертали увагу давні астрономи

Початкова класифікація зірок ґрунтувалася на їхній яскравості. Адже саме цей критерій є єдиним доступним для астронома, озброєного лише телескопом. Найяскравіші або володіють унікальними видимими властивостями зірки навіть отримували власні імена, причому кожен народ має свої. Так, Денеб, Рігель і Алголь – назви арабські, Сіріус – латинську, а Антарес – грецьку. Полярна зірка у кожному народі має власну назву. Це, мабуть, одна з найважливіших у «практичному сенсі» зірок. Її координати на нічному небосхилі незмінні, незважаючи на обертання землі. Якщо інші зірки рухаються небом, проходячи шлях від сходу до заходу сонця, то Полярна зірка не змінює свого розташування. Тому саме її використовували моряки та мандрівники як надійний орієнтир. До речі, всупереч поширеній помилці, це зовсім не найяскравіша зірка на небосхилі. Полярна зірка зовні не виділяється - ні за розмірами, ні за інтенсивністю свічення. Знайти її можна тільки якщо знати, куди дивитися. Вона розташовується на самому кінці «ручки ковша» Малої Ведмедиці.

На чому ґрунтується зіркова класифікація

Сучасні астрономи, відповідаючи на запитання про те, які види зірок бувають, навряд чи будуть згадувати яскравість свічення чи розташування на нічному небосхилі. Хіба що в порядку історичного екскурсу або в лекції, розрахованій на зовсім далеку від астрономії аудиторію.

Сучасна класифікація зірок ґрунтується на їх спектральному аналізі. При цьому зазвичай ще вказують масу, світність та радіус небесного тіла. Всі ці показники даються у співвідношенні із Сонцем, тобто саме його характеристики прийняті як одиниці виміру.

Класифікація зірок спирається такий критерій, як абсолютна зоряна величина. Це видимий ступінь яскравості без атмосфери, що умовно розташований на відстані 10 парсек від точки спостереження.

Крім цього враховують змінності блиску та розміри зірки. Види зірок нині визначаються їх спектральним класом і вже детальніше – підкласом. Астрономи Рассел та Герцшпрунг незалежно один від одного проаналізували залежність між світністю, абсолютною температурною поверхнею та спектральним класом світил. Вони збудували діаграму з відповідними осями координат і виявили, що результат зовсім не хаотичний. Світила на графіку розташовувалися чітко помітними групами. Діаграма дозволяє, знаючи спектральний клас зірки, визначити хоча б із приблизною точністю її абсолютну зоряну величину.

Як народжуються зірки

Ця діаграма стала наочним доказом на користь сучасної теорії еволюції даних небесних тіл. На графіку чітко видно, що найчисельнішим класом є так званої головної послідовності зірки. Види зірок, що належать до цього сегменту, знаходяться у найбільш поширеній на даний момент у Всесвіті точці розвитку. Це етап розвитку світила, у якому енергія, витрачена випромінювання, компенсується отриманої під час термоядерної реакції. Тривалість перебування на даному етапі розвитку визначається масою небесного тіла та відсотковим вмістом елементів важчим за гелій.

Загальновизнана зараз теорія еволюції зірок говорить, що на початковому

На етапі розвитку світило є розряджена гігантська газова хмара. Під впливом власного тяжіння воно стискається, поступово перетворюючись на кулю. Чим сильніше стиснення, тим інтенсивніше гравітаційна енергія перетворюється на теплову. Газ розжарюється, і коли температура сягає 15-20 млн К, у новонародженій зірці запускається термоядерна реакція. Після цього процес гравітаційного стиску припиняється.

Основний період життя зірки

Спочатку в надрах молодого світила переважають реакції водневого циклу. Це найтриваліший період життя зірки. Види зірок, що знаходяться на цьому етапі розвитку, представлені в наймасовішій головній послідовності описаної вище діаграми. Згодом водень у ядрі світила закінчується, перетворившись на гелій. Після цього термоядерне горіння можливе лише на периферії ядра. Зірка стає яскравішою, її зовнішні шари значно розширюються, а температура знижується. Небесне тіло перетворюється на червоний гігант. Цей період життя зірки

набагато коротший за попередній. Подальша її доля вивчена мало. Є різні припущення, але достовірних їм підтверджень поки що не отримано. Найпоширеніша теорія говорить, що коли гелію стає занадто багато, зіркове ядро, не витримуючи своєї маси, стискується. Температура зростає доти, доки гелій не вступає в термоядерну реакцію. Жахливі температури призводять до чергового розширення, і зірка перетворюється на червоного гіганта. Подальша доля світила, за припущеннями вчених, залежить від її маси. Але теорії, що стосуються цього, лише результат комп'ютерного моделювання, не підтверджений спостереженнями.

Остигаючі зірки

Імовірно, червоні гіганти з малою масою стискатимуться, перетворюючись на карликів і поступово остигаючи. Зірки середньої маси можуть трансформуватися в при цьому в центрі такої освіти продовжить своє існування позбавлене зовнішніх покривів ядро, поступово остигаючи і перетворюючись на білого карлика. Якщо центральна зірка випускала значне інфрачервоне випромінювання, виникають умови для активації в газовій оболонці планетарної туманності космічного мазера, що розширюється.

Масивні світила, стискаючись, можуть досягати такого рівня тиску, що електрони буквально вминаються в атомні ядра, перетворюючись на нейтрони. Оскільки між

цими частинками немає сил електростатичного відштовхування, зірка може стиснутися до кількох кілометрів. При цьому її щільність перевищить густину води в 100 мільйонів разів. Така зірка називається нейтронною і є, по суті, величезним атомним ядром.

Надмасивні зірки продовжують своє існування, послідовно синтезуючи в процесі термоядерних реакцій з гелію – вуглець, потім кисень, з нього – кремній та, нарешті, залізо. На цьому етапі термоядерної реакції і відбувається вибух наднової. Наднові зірки, своєю чергою, можуть перетворитися на нейтронні або, якщо їх маса досить велика, продовжити стиск до критичної межі і утворити чорні дірки.

Розміри

Класифікація зірок за розміром може бути реалізована подвійно. Фізичний розмір зірки може визначатись її радіусом. Одиницею виміру у разі виступає радіус Сонця. Існують карлики, зірки середньої величини, гіганти та надгіганти. До речі, саме Сонце є саме карликом. Радіус нейтронних зірок може досягати лише кількох кілометрів. А у надгіганті цілком поміститься орбіта планети Марс. Під розміром зірки може розумітися її маса. Вона тісно пов'язана з діаметром світила. Чим зірка більша, тим нижча її щільність, і навпаки, чим світило менше, тим щільність вища. Цей критерій вірується не так вже й сильно. Зірок, які були б більшими або меншими за Сонце в 10 разів, дуже мало. Більшість світил укладається в інтервал від 60 до 0,03 сонячних мас. Щільність Сонця, яка приймається за стартовий показник, становить 1,43 г/см3. Щільність білих карликів досягає 10 12 г/см 3 а щільність розріджених надгігантів може бути в мільйони разів менше сонячної.

У стандартній класифікації зірок схема розподілу масою виглядає так. До малих відносять світила масою від 0,08 до 0,5 сонячної. До помірних – від 0,5 до 8 сонячних мас, а до масивних – від 8 і більше.

Класифікація зірок . Від блакитних до білих

Класифікація зірок за кольором насправді спирається не так на видиме світіння тіла, але в спектральні характеристики. Спектр випромінювання об'єкта визначається хімічним складом зірки, від нього залежить її температура.

Найбільш поширеною є Гарвардська класифікація, створена на початку ХХ століття. Згідно з прийнятими тоді стандартами класифікація зірок за кольором передбачає розподіл на 7 типів.

Так, зірки з найвищою температурою, від 30 до 60 тис. К, відносять до світил класу О. Вони блакитного кольору, маса подібних небесних тіл досягає 60 сонячних мас (с. м.), а радіус – 15 сонячних радіусів (с. р.). Лінії водню та гелію в їхньому спектрі досить слабкі. Світність таких небесних об'єктів може досягати 1 млн 400 тис. сонячних світимостей (с. с.).

До зірок класу В відносять світила з температурою від 10 до 30 тис. К. Це небесні тіла біло-блакитного кольору, їхня маса починається від 18 с. м., а радіус – від 7 с. м. Найнижча світність об'єктів такого класу становить 20 тис. с. с., а лінії водню у спектрі посилюються, досягаючи середніх значень.

У зірок класу А температура коливається від 7,5 до 10 тис. до, вони білого кольору. Мінімальна маса таких небесних тіл починається від 3,1 с. м., а радіус – від 2,1 с. нар. Світність об'єктів знаходиться в межах від 80 до 20 тис. с. с. Лінії водню у спектрі цих зірок сильні, з'являються лінії металів.

Об'єкти класу F є насправді жовто-білого кольору, але виглядають білими. Їхня температура коливається в межах від 6 до 7,5 тис. К, маса варіюється від 1,7 до 3,1 с.м., радіус - від 1,3 до 2,1 с. нар. Світність таких зірок варіюється від 6 до 80 с. с. Лінії водню у спектрі слабшають, лінії металів, навпаки, посилюються.

Таким чином, всі види білих зірок потрапляють у межі класів від А до F. Далі, згідно з класифікацією, йдуть жовті та оранжеві світила.

Жовті, помаранчеві та червоні зірки

Види зірок за кольором розподіляються від блакитних до червоних, у міру зниження температури та зменшення розмірів та світності об'єкта.

Зірки класу G, яких відноситься і Сонце, досягають температури від 5 до 6 тис. К, вони жовтого кольору. Маса таких об'єктів – від 1,1 до 1,7 с. м., радіус – від 1,1 до 1,3 с. нар. Світність - від 1,2 до 6 с. с. Спектральні лінії гелію та металів інтенсивні, лінії водню дедалі слабші.

Світила, що належать до класу До, мають температуру від 3,5 до 5 тис. К. Виглядають вони жовто-жовтогарячими, але справжній колір цих зірок - помаранчевий. Радіус даних об'єктів знаходиться у проміжку від 0,9 до 1,1 с. р., маса – від 0,8 до 1,1 с. м. Яскравість коливається від 04 до 12 с. с. Лінії водню практично непомітні, лінії металів дуже сильні.

Найхолодніші і найменші зірки - класу М. Їх температура всього 2,5 - 3,5 тис. До і здаються вони червоними, хоча насправді ці об'єкти оранжево-червоного кольору. Маса зірок знаходиться у проміжку від 0,3 до 0,8 с. м., радіус – від 0,4 до 0,9 с. нар. Світність - всього 0,04 - 0,4 с. с. Це вмираючі зірки. Холодне їх тільки недавно відкриті коричневі карлики. Їх виділили окремий клас М-Т.

Світ небесних тіл

Люди з давніх-давен ставляться до сонця з любов'ю та особливою повагою. Адже в давнину вони зрозуміли, що без сонця не прожити ні людині, ні звірові, ні рослині.
Сонце – найближча до землі зірка. Як і інші зірки, це величезне розпечене небесне тіло, яке постійно випромінює світло і тепло. Сонце - джерело світла і тепло для всього живого Землі.

Використовуючи інформацію, впиши цифрові дані у текст.
Діаметр Сонця в 109 разів більший за діаметр Землі. Маса Сонця в 330 тисяч разів більша за масу нашої планети. Відстань від Землі до Сонця становить 150 мільйонів кілометрів. Температура на поверхні Сонця досягає 6 тисяч градусів, а в центрі Сонця – 15 – 20 мільйонів градусів.

Неозброєним оком людина може побачити на нічному небі приблизно 6 тисяч зірок. Вченим же відомі багато мільярдів зірок.
Зірки розрізняються за розміром, кольором, яскравістю.
За кольором розрізняють білі, блакитні, жовті та червоні зірки.

Сонце відноситься до жовтих зірок.

Блакитні зірки – найгарячіші, далі йдуть білі, потім – жовті, найхолодніші – червоні зірки.
Найяскравіші зірки випускають у 100 тисяч разів більше світла, ніж Сонце. Але відомі й такі, які світять у мільйон разів слабші за Сонце.

Різниця зірок за кольором

Сонце і небесні тіла, що рухаються навколо нього, становлять Сонячну систему. Побудуйте модель Сонячної системи. Для цього виліпіть із пластиліну моделі планет і розташуйте їх у правильній послідовності на аркуші картону. Підпишіть на табличках назви планет та наклейте їх на вашу модель.

Розгадай кросворд.

відкрити незаповнений кросворд>>

1. Найбільша планета Сонячної системи. Відповідь: Юпітер
2. Планета має добре помітні в телескоп кільця. Відповідь: Сатурн
3. Найближча до Сонця планета. Відповідь: Меркурій
4. Найдальша від Сонця планета. Відповідь: Нептун
5. Планета, де ми живемо. Відповідь: Земля
6. Планета – сусідка Землі, розташована ближче до Сонця, ніж Земля. Відповідь: Венера
7. Планета – сусідка Землі, розташована далі від Сонця, ніж Земля.
Відповідь: Марс
8. Планета, розташована між Сатурном та Нептуном. Відповідь: Уран

Користуючись різними джерелами інформації, підготуйте повідомлення про зірку, сузір'я або планету, про які ви хотіли б більше дізнатися. Запишіть основну інформацію для вашого повідомлення.

Марс- Одна з п'яти планет Сонячної системи, які можна побачити із Землі неозброєним оком. З Землі він виглядає як маленька червона цятка, тому Марс іноді називають Червоною планетою. Планета носить ім'я давньоримського бога війни, має два супутники Фобос і Деймос. Це імена двох синів бога війни, вони перекладаються як "Страх" та "Жах". Марс – четверта планета від Сонця. За багатьма характеристиками він дуже нагадує Землю. Має атмосферу, на Марсі відбувається зміна пір року. На обох полюсах планети, як і Землі, знаходяться крижані шапки. За розміром Марс майже вдвічі менший за нашу планету.

Ми ніколи не замислюємося, що можливо є ще якесь життя, крім нашої планети, крім нашої Сонячної системи. Можливо на якійсь із планет, що обертаються навколо блакитної чи білої чи червоної, а може жовтої зірки є життя. Можливо, є ще одна така ж планета земля, на якій живуть такі ж люди, але ми про це досі нічого не знаємо. Нашими супутниками, телескопами виявлено низку планет, на яких можливе життя, але до цих планет десятки тисяч і навіть мільйонів світлових років.

Сині відсталі зірки – зірки блакитного кольору

Зірки, що у зоряних скупченнях кульового типу, температура яких вище температури звичайних зірок, а спектру характерно істотне зміщення до синьої області, ніж зірок скупчення з аналогічною світністю, отримали назву блакитні зірки отставшие. Це ознака дозволяє їм виділятися щодо інших зірок цього скупчення діаграмі Герцшпрунга-Рассела. Існування таких зірок спростовує всі теорії еволюції зірок, суть якої полягає в тому, що для зірок, які виникли в той самий проміжок часу, передбачається розміщення в чітко визначеній області діаграми Герцшпрунга-Рассела. При цьому єдиним фактором, що впливає на точне місце розташування зірки, є її початкова маса. Часта поява блакитних відсталих зірок поза межами вищезгаданої кривої може стати підтвердженням існування такого поняття, як аномальна зіркова еволюція.

Фахівці, які намагаються пояснити природу їхнього виникнення, висунули кілька теорій. Найбільш ймовірна з них вказує на те, що дані зірки блакитного кольору в минулому були подвійними, після чого у них почав відбуватися або відбувається зараз злиття. Підсумком злиття двох зірок стає виникнення нової зірки, що має набагато більшу масу, яскравість та температуру, ніж зірки такого ж віку.

Якщо вірність цієї теорії вдасться якимось чином довести, теорія зіркової еволюції втратила б проблеми у вигляді блакитних відсталих. У складі зірки, що вийшла, було б більше водню, який поводився б аналогічно молодій зірці. Існують факти, що підтверджують таку теорію. Спостереження показали, що зірки, що найчастіше відстали, зустрічаються в центральних регіонах кульових скупчень. В результаті переважаючого там числа зірок одиничного обсягу, близькі проходження або зіткнення стають більш ймовірними.

Для перевірки цієї гіпотези потрібно зайнятися вивченням пульсації блакитних відсталих, т.к. між астросейсмологічними властивостями зірок, що злилися, і нормально пульсуючих змінних, можуть бути деякі відмінності. Вимірювати пульсації досить важко. На цей процес також є негативною переповненість зоряного неба, малі коливання пульсацій блакитних відсталих, а також рідкість їх змінних.

Один із прикладів злиття можна було спостерігати в серпні 2008 року, тоді така подія торкнулася об'єкта V1309, яскравість якого після виявлення зросла кілька десятків тисяч разів, а через кілька місяців повернулася до первісного значення. В результаті 6-річних спостережень вчені дійшли висновку, що даний об'єкт є двома зірками, період обігу яких один навколо одного становить 1,4 дні. Ці факти наштовхнули вчених на думку, що у серпні 2008 року відбувався процес злиття цих двох зірок.

Для блакитних відсталих характерним є високий момент обертання. Наприклад, швидкість обертання зірки, яка розташовується в середині скупчення 47 Тукана, у 75 разів перевищує швидкість обертання Сонця. Згідно з гіпотезою, їх маса в 2-3 рази перевищує масу інших зірок, які знаходяться в скупченні. Також за допомогою досліджень було встановлено, що якщо зірки блакитного кольору близько розташовуються до якихось інших зірок, то в останніх буде відсотковий вміст кисню та вуглецю нижчий, ніж у сусідів. Імовірно, зірки перетягують дані речовини з інших, що рухаються по їх орбіті зірок, у результаті зростає їхня яскравість і температура. У «крадених» зірок виявляються місця, де відбувся процес перетворення вихідного вуглецю на інші елементи.

Назви блакитних зірок – приклади

Рігель, Гамма Вітрила, Альфа Жирафа, Дзета Оріона, Тау Великого Пса, Дзета Корми

Білі зірки – зірки білого кольору

Фрідріхом Бесселем, який керував Кенігсберзькою обсерваторією, у 1844 році було зроблено цікаве відкриття. Вчений помітив найменше відхилення найяскравішої зірки неба – Сіріуса від своєї траєкторії по небосхилу. Астроном припустив наявність у Сіріуса супутника, а також розрахував приблизний період обертання зірок навколо їхнього центру мас, який становив близько п'ятдесяти років. Бессель не знайшов належної підтримки з інших учених, т.к. супутник ніхто не зміг виявити, хоча за своєю масою він мав бути порівнянний із Сіріусом.

І лише через 18 років Альваном Грехемом Кларком, який займався тестуванням найкращого телескопа тих часів, поряд із Сіріусом було виявлено тьмяну білу зірку, яка і виявилася його супутником, який отримав назву Сіріус В.

Поверхня цієї зірки білого кольору розігріта до 25 тис. кельвінів, а її радіус невеликий. Враховуючи це, вчені зробили висновок про високу щільність супутника (на рівні 106 г/см 3 при цьому щільність самого Сіріуса приблизно становить 0,25 г/см 3 а Сонця - 1,4 г/см 3). Через 55 років (у 1917 році) було відкрито ще один білий карлик, який отримав назву на честь вченого, який його виявив – зірка ван Маанена, яка знаходиться в сузір'ї Риб.

Назви білих зірок – приклади

Вега в сузір'ї Ліри, Альтаїр у сузір'ї Орла (видні влітку та восени), Сіріус, Кастор.

Жовті зірки – зірки жовтого кольору

Жовтими карликами прийнято називати невеликі зірки головної послідовності, маса яких у межах маси Сонця (0,8-1,4). Якщо судити за назвою, такі зірки мають свічення жовтого кольору, яке виділяється під час здійснення термоядерного процесу синтезу з водню гелію.

Поверхня таких зірок розігрівається до температури 5-6 тис. кельвінів, які спектральні класи перебувають у межах між G0V і G9V. Живе жовтий карлик приблизно 10 млрд років. Згоряння водню в зірці стає причиною її багаторазового збільшення у розмірах та перетворення на червоного гіганта. Одним із прикладів червоного гіганта є Альдебаран. Такі зірки можуть утворювати планетарні туманності, позбавляючись зовнішніх шарів газу. При цьому здійснюється перетворення ядра в білого карлика, який має велику щільність.

Якщо брати до уваги діаграму Герцшпрунга-Рассела, то ній жовті зірки перебувають у центральній частині головної послідовності. Оскільки Сонце можна назвати типовим жовтим карликом, його модель цілком підходить для розгляду загальної моделі жовтих карликів. Але є інші характерні жовті зірки на небі, назви яких – Альхіта, Дабіх, Толіман, Хара тощо. дані зірки не мають високої яскравості. Наприклад, той же Толіман, який, якщо не враховувати Проксима Центавру, найближче розташовується до Сонця, має 0-у величину, але в той же час його яскравість найвища серед усіх жовтих карликів. Розташовується ця зірка в сузір'ї Центавра, також вона є ланкою складної системи, до складу якої входять 6 зірок. Спектральний клас Толімана - G. А ось Дабіх, що знаходиться в 350 світлових роках від нас, відноситься до спектрального класу F. Але її висока яскравість обумовлена ​​наявністю поруч зірки, що відноситься до спектрального класу - А0.

Крім Толімана, спектральний клас G має HD82943, що розташувалася на головній послідовності. Ця зірка, завдяки подібному до Сонця хімічному складу і температурі, також має дві планети великих розмірів. Однак форма орбіт даних планет далеко не кругова, тому відносно часто відбуваються їх зближення з HD82943. В даний час астрономи змогли довести, що раніше ця зірка мала набагато більше планет, але згодом вона їх все поглинула.

Назви жовтих зірок – приклади

Толіман, зірка HD 82943, Хара, Дабіх, Альхіта

Червоні зірки – зірки червоного кольору

Якщо Вам хоч раз у житті доводилося бачити в об'єктиві свого телескопа червоні зірки на небі, які горіли на чорному тлі, то спогад цього моменту допоможе чіткіше уявити те, про що буде написано в цій статті. Якщо ж Вашому погляду жодного разу не представлялися подібні зірки, наступного разу обов'язково спробуйте їх знайти.

Якщо взятися складати список найяскравіших червоних зірок небосхилу, які можна легко знайти навіть за допомогою аматорського телескопа, то можна виявити, що всі вони є вуглецевими. Перші червоні зірки було відкрито ще 1868 року. Температура таких червоних гігантів низька, крім того їх зовнішні шари заповнені величезною кількістю вуглецю. Якщо раніше подібні зірки становили два спектральні класи - R і N, то зараз вчені визначили їх в один загальний клас - С. У кожного спектрального класу існують підкласи - від 9 до 0. При цьому клас С0 позначає, що зірка має велику температуру, але менш червона, ніж зірки класу С9. Також важливим є те, що всі зірки, у складі яких переважає вуглець, за своєю суттю змінні: довгоперіодичні, напівправильні або неправильні.

Крім того, в такий список потрапили і дві зірки, які називаються червоними напівправильними змінними, найбільш відома з яких - m Цефея. Її незвичайним червоним кольором зацікавився ще Вільям Гершель, який назвав її «гранатовою». Для таких зірок характерна неправильна зміна світності, яка може тривати від кількох десятків до кількох сотень днів. Такі змінні зірки відносяться до класу М (зірки холодні, температура поверхні яких від 2400 до 3800 К).

Враховуючи той факт, що всі зірки з рейтингу – змінні, необхідно внести певну ясність до позначень. Загальноприйнято, що червоні зірки мають назву, що складається з двох складових частин – літери латинського алфавіту та імені сузір'я змінної (наприклад, Т Зайця). Першої змінної, яку відкрили в даному сузір'ї, присвоюється буква R і так далі, до букви Z. Якщо таких змінних багато, для них передбачається подвійна комбінація латинських букв - від RR до ZZ. Такий спосіб дозволяє «назвати» 334 об'єкти. Крім того, можна зірки позначати і за допомогою літери V у поєднанні з порядковим номером (V228 Лебедя). Під позначення змінних відведено першу колонку рейтингу.

Дві наступні колонки в таблиці позначають місцезнаходження зірок у період 2000.0 року. Внаслідок підвищеної популярності атласу «Uranometria 2000.0» серед любителів астрономії, остання колонка рейтингу відображає номер пошукової картки для кожної зірки, яка є у рейтингу. При цьому перша цифра відображає номер тома, а друга – порядковий номер карти.

Також у рейтингу відображаються максимальні та мінімальні значення блиску зіркових величин. Варто пам'ятати, що більша насиченість червоного кольору спостерігається у зірок, яскравість яких мінімальна. Для зірок, період змінності яких відомий, він відображається у вигляді доби, а ось об'єкти, які правильного періоду не мають, відображаються у вигляді Irr.

Для пошуку вуглецевої зірки не потрібна велика спритність, достатньо, щоб можливостей Вашого телескопа вистачило, щоб її побачити. Навіть, якщо її розміри невеликі, її яскраво виражений червоний колір має привернути Вашу увагу. Тому не варто засмучуватися, якщо не виходить одразу їх виявити. Достатньо скористатися атласом, щоб знайти ближчу яскраву зірку, і потім уже, рухатися від неї до червоної.

Різні спостерігачі по-різному вбачають вуглецеві зірки. Деяким вони нагадують рубіни або кут, що горить вдалині. Інші ж бачать у таких зірках малинові або криваво-червоні відтінки. Для початку в рейтингу є список з шести найяскравіших червоних зірок, знайшовши і які Ви зможете вдосталь насолодитися їхньою красою.

Назви червоних зірок – приклади

Відмінності зірок за кольором

Існує величезна різноманітність зірок з невимовними кольоровими відтінками. Внаслідок цього навіть одне сузір'я отримало назву «Шкатулка з коштовностями», основу якого складають блакитні та сапфірові зірки, а в самому його центрі розташувалася помаранчева зірка, що яскраво світить. Якщо розглядати Сонце, воно має блідо-жовтий колір.

Прямим чинником, що впливає відмінність зірок за кольором, є температура їх поверхні. Пояснюється це просто. Світло за своєю природою є випромінюванням у вигляді хвиль. Довжина хвилі – це відстань між її гребенями, дуже маленькою. Щоб її уявити, потрібно 1см розділити на 100 тис. однакових частин. Декілька ось таких частинок і становитимуть довжину хвилі світла.

Враховуючи, що це число виходить досить маленьким, кожне, навіть незначне, його зміна стане причиною, через яку картинка, що спостерігається нами, зміниться. Адже наш зір різну довжину світлових хвиль сприймає як різні кольори. Наприклад, синій колір мають хвилі, довжина яких у 1,5 рази менша, ніж у червоних.

Також практично кожен з нас знає, що температура може безпосередньо впливати на колір тіл. Наприклад, можна взяти будь-який металевий предмет і покласти його на вогонь. Під час нагрівання він стане червоним. Якби температура вогню суттєво підвищувалася, змінювався б і колір предмета – з червоного на помаранчевий, з помаранчевого на жовтий, з жовтого на білий і, нарешті, з білого на синьо-білий.

Оскільки Сонце має температуру поверхні в районі 5,5 тис. 0 С, воно є характерним прикладом жовтих зірок. А ось найгарячіші блакитні зірки можуть розігрівати і до 33 тис. градусів.

Колір і температура пов'язані вченими з допомогою фізичних законів. Чим температура тіла прямо пропорційна його випромінюванню і обернено пропорційна довжині хвиль. Хвилі синього кольору мають короткі довжини хвиль порівняно з червоним. Розпечені гази випромінюють фотони, енергія яких прямо пропорційна температурі і обернено пропорційна довжині хвилі. Саме тому для найбільш гарячих зірок характерним є синьо-блакитний діапазон випромінювання.

Оскільки ядерне паливо на зірках не безмежне, воно має властивість витрачатися, що призводить до остигання зірок. Тому зірки середнього віку мають жовтий колір, а старі зірки бачимо червоними.

Внаслідок того, що Сонце знаходиться дуже близько до нашої планети, можна з точністю описати його колір. А ось для зірок, які перебувають у мільйоні світлових років від нас, завдання ускладнюється. Саме для цього використовується прилад, який отримав назву спектрограф. Крізь нього вчені пропускаю світло, випромінюване зірками, у результаті можна можна спектрально проаналізувати практично будь-яку зірку.

Крім того, за допомогою кольору зірки можна визначити її вік, т.к. математичні формули дозволяють використовувати спектральний аналіз визначення температури зірки, за якою легко обчислити її вік.

Відео таємниці зірок дивитися онлайн

Величинами. За загальною угодою ці шкали обрані так, щоб біла зірка, типу Сіріуса, мала в обох шкалах одну й ту саму величину. Різниця між фотографічною та фотовізуальною величинами називається показником кольору даної зірки. Для таких блакитних зірок, як Ригель, це число буде негативним, тому що такі зірки на звичайній платівці дають більше почорніння, ніж на чутливій до жовтого світла.

У червоних зірок типу Бетельгейзе показник кольору сягає +2-3 зоряних величин. Цей вимір кольору одночасно є і вимірюванням поверхневої температури зірки, причому блакитні зірки виявляються значно гарячішими за червоні.

Оскільки показники кольору можна досить легко отримати навіть для дуже слабких зірок, вони мають велике значення щодо розподілу зірок у просторі.

До найважливіших інструментів дослідження зірок належать прилади. Навіть найповерхніший погляд на спектри зірок виявляє, що не всі вони однакові. Бальмерівські лінії водню у деяких спектрах сильні, у деяких – слабкі, у деяких – взагалі відсутні.

Незабаром стало ясно, що спектри зірок можна розділити на невелику кількість класів, які поступово переходять один в одного. Нині застосовується спектральна класифікаціябула розроблена в Гарвардській обсерваторії під керівництвом Е. Пікерінга.

Спочатку спектральні класи позначалися латинськими літерами в алфавітному порядку, але в процесі уточнення класифікації встановилися такі позначення для послідовних класів: О, В, A, F, G, К, М. Крім того, нечисленні незвичайні зірки поєднуються в класи R, N і S , А окремі індивідууми, які зовсім не вкладаються в цю класифікацію, позначаються символом PEC (peculiar - особливі).

Цікаво відзначити, що розташування зірок за класами є одночасно і розташуванням за кольором.

• Зірки класу В, до якого належать Рігель та багато інших зірок в Оріоні, - блакитні;
• класів O та А - білі (Сіріус, Денеб);
• класів F та G – жовті (Проціон, Капела);
• класів К і М - помаранчеві та червоні (Арктур, Альдебаран, Антарес, Бетельгейзе).

Розташувавши спектри у тому порядку, бачимо, як максимум інтенсивності випромінювання зсувається від фіолетового до червоного кінця спектра. Це свідчить про зниження температури у міру переходу від класу О до класу М. Місце зірки у послідовності визначається скоріш температурою її поверхні, ніж хімічним складом. Прийнято вважати, що хімічний склад той самий для величезної більшості зірок, але різні температури і тиску поверхні викликають великі розбіжності у зоряних спектрах.

Блакитні зірки класу Оє найгарячішими. Їхня температура поверхні досягає 100 000°С. Спектри їх легко впізнати за присутністю деяких характерних яскравих ліній або поширення фону далеко в ультрафіолетову область.

Безпосередньо за ними слідують блакитні зірки класу В, також гарячі (поверхнева температура 25 000°С). Їх спектри містять лінії гелію та водню. Перші слабшають, а останні посилюються під час переходу до класу А.

У класах F та G(типова зірка класу G – наше Сонце) поступово посилюються лінії кальцію та інших металів, як, наприклад, заліза та магнію.

У класі Додуже сильні лінії кальцію, з'являються також молекулярні смуги.

Клас Мвключає червоні зірки з поверхневою температурою, меншою за 3000°С; у тому спектрах видно смуги окису титану.

Класи R, N та Sвідносяться до паралельної гілки холодних зірок, у спектрах яких присутні інші молекулярні компоненти.

Для знавця, однак, є дуже велика різниця між холодною і гарячою зірками класу В. У точній класифікаційній системі кожен клас підрозділяється ще на кілька підкласів. Найгарячі зірки класу В відносяться до підкласу ВО, зірки із середньою для даного класу температурою - до підкласу В5, найхолодніші зірки - до підкласу В9. Безпосередньо за ними йдуть зірки підкласу АТ.

Вивчення спектрів зірок виявляється дуже корисним, оскільки дає можливість грубо розкласифікувати зірки за абсолютними зоряними величинами. Наприклад, зірка ВЗ є гігантом з абсолютною зоряною величиною приблизно рівною - 2,5. Можливо, правда, що зірка виявиться в десять разів яскравішою (абсолютна величина - 5,0) або в десять разів слабшою (абсолютна величина 0,0), оскільки по одному спектральному класу неможливо дати більш точної оцінки.

Встановлюючи класифікацію зоряних спектрів, дуже важливо спробувати всередині кожного спектрального класу відокремити гіганти від карликів або там, де цього поділу не існує, виділити з нормальної послідовності гігантів зірки, які мають занадто велику або занадто малу світність.

Кожна людина знає, як виглядають зірки на небі. Крихітні, сяючі холодним білим світлом вогники. У давнину люди не могли вигадати пояснення цього явища. Зірки вважали очима богів, душами померлих предків, хранителями і заступниками, що оберігають спокій людини у темряві. Тоді ніхто й подумати не міг, що Сонце це теж зірка.

Багато століть минуло, перш ніж люди зрозуміли, що є зірками. Види зірок, їх характеристики, уявлення про хімічні та фізичні процеси, що там відбуваються, — це нова область пізнання. Давні астрологи навіть припустити не могли, що таке світило насправді зовсім не крихітний вогник, а неймовірних розмірів куля розпеченого газу, в якому відбуваються реакції термоядерного синтезу. Є дивний парадокс у тому, що неяскраве зоряне світло — це сліпуче сяйво ядерної реакції, а затишне сонячне тепло — жахливий жар мільйонів кельвінів.

Всі зірки, які можна побачити на небосхилі неозброєним оком, знаходяться в галактиці Чумацький Шлях. Сонце теж частина цієї зіркової системи, причому розташоване воно на її околиці. Неможливо собі уявити, як виглядало б нічне небо, якби Сонце знаходилося в центрі Чумацького Шляху. Адже кількість зірок у цій галактиці – понад 200 мільярдів.

Трохи про історію астрономії

Найдавніші астрологи теж могли б розповісти незвичайне та захоплююче про зірок на небі. Вже шумери виділяли окремі сузір'я та зодіакальне коло, вони ж вперше розрахували поділ повного кута на 3600. Вони ж створили місячний календар і змогли синхронізувати його із сонячним. Єгиптяни вважали, що Земля знаходиться в центрі Всесвіту, але при цьому знали, що Меркурій та Венера крутяться навколо Сонця.

У Китаї астрономією як наукою займалися вже наприкінці ІІІ тисячоліття до зв. е., а перші обсерваторії з'явилися у XII ст. до зв. е. Вони вивчали місячні та сонячні затемнення, зумівши при цьому зрозуміти їхню причину і навіть розрахувавши прогнозні дати, спостерігали метеоритні потоки та траєкторії комет.

Найдавніші інки знали різницю між зірками і планетами. Є непрямі підтвердження того, що їм були відомі супутники Галілеєві Юпітера і зорова розмитість обрисів диска Венери, обумовлена ​​наявністю на планеті атмосфери.

Античні греки змогли обґрунтувати кулястість Землі, висунули припущення про геліоцентричність системи. Вони намагалися розрахувати діаметр Сонця, нехай і помилково. Але греки були першими, хто у принципі припустив, що Сонце більше Землі, раніше всі, покладаючись на зорові спостереження, вважали інакше. Грек Гіппарх вперше створив каталог світил і виділив різні види зірок. Систематизація зірок у цій науковій праці спиралася на інтенсивність свічення. Гіппарх виділив 6 класів яскравості, всього в каталозі було 850 світил.

На що звертали увагу античні астрологи

Початкова систематизація зірок ґрунтувалася на їхній яскравості. Адже саме цей критерій є єдино доступним для астролога, озброєного лише телескопом. Найяскравіші чи які мають унікальними видимими властивостями зірки навіть отримували власні імена, причому в кожного народу вони свої. Так, Денеб, Рігель і Алголь – назви арабські, Сіріус – латинську, а Антарес – грецьку. Полярна зірка у кожному народі має власну назву. Це, мабуть, одна з найважливіших у «практичному сенсі» зірок. Її координати на нічному небосхилі незмінні, незважаючи на обертання землі. Якщо інші зірки рухаються небом, проходячи шлях від сходу до заходу сонця, то Полярна зірка не змінює свого розташування. Тому саме її використовували моряки та мандрівники як надійний орієнтир. До речі, всупереч поширеній помилці, це зовсім не найяскравіша зірка на небосхилі. Полярна зірка зовні не виділяється - ні за розмірами, ні за інтенсивністю свічення. Знайти її можна тільки якщо знати, куди дивитися. Вона розташовується на самому кінці «ручки ковша» Малої Ведмедиці.

На чому ґрунтується зіркова систематизація

Сучасні астрологи, відповідаючи питанням у тому, які види зірок бувають, навряд чи будуть згадувати яскравість світіння чи розташування на нічному небосхилі. Хіба що в порядку історичного екскурсу або в лекції, розрахованої на дуже далеку від астрономії аудиторію.

Сучасна систематизація зірок ґрунтується на їх спектральному аналізі. При цьому зазвичай ще вказують масу, світність та радіус небесного тіла. Всі ці показники даються у співвідношенні із Сонцем, тобто саме його характеристики прийняті як одиниці виміру.

Систематизація зірок спирається такий критерій, як абсолютна зоряна величина. Це видимий рівень яскравості небесного тіла без атмосфери, умовно розташованого на відстані 10 парсек від точки спостереження.

Крім цього враховують змінності блиску та розміри зірки. Види зірок нині визначаються їх спектральним класом і вже детальніше – підкласом. Астрологи Рассел і Герцшпрунг незалежно один від одного проаналізували залежність між світністю, абсолютною зоряною величиною, температурною поверхнею та спектральним класом світил. Вони збудували діаграму з відповідними осями координат і виявили, що результат зовсім не хаотичний. Світила на графіку розташовувалися чітко помітними групами. Діаграма дозволяє, знаючи спектральний клас зірки, визначити хоча б із приблизною точністю її абсолютну зоряну величину.

Як народжуються зірки

Ця діаграма стала наочним підтвердженням на користь сучасної теорії еволюції даних небесних тіл. На графіку чітко видно, що найчисельнішим класом є так званої головної послідовності зірки. Види зірок, що належать до цього сегменту, знаходяться в найпоширенішій на цей момент у Всесвітній точці розвитку. Це етап розвитку світила, у якому енергія, витрачена випромінювання, компенсується отриманої процесі термоядерної реакції. Тривалість перебування на даному етапі розвитку визначається масою небесного тіла та відсотковим вмістом елементів важчими за гелій.

Загальновизнана на цей момент теорія еволюції зірок каже, що на початковому етапі розвитку світило є розрядженою гігантською газовою хмарою. Під впливом власного тяжіння воно стискається, поступово перетворюючись на кулю. Чим сильніший стиск, тим краще гравітаційна енергія переходить у теплову. Газ розжарюється, і коли температура сягає 15-20 млн К, у новонародженій зірці запускається термоядерна реакція. Після цього процес гравітаційного стиску припиняється.

Основний період життя зірки

Спочатку в надрах молодого світила переважають реакції водневого циклу. Це найдовший період життя зірки. Види зірок, що знаходяться на цьому етапі розвитку, представлені в наймасовішій головній послідовності описаної вище діаграми. Згодом водень у ядрі світила завершується, перетворившись на гелій. Після цього термоядерне горіння може бути лише на периферії ядра. Зірка стає яскравішою, її зовнішні шари значно розширюються, а температура знижується. Небесне тіло перетворюється на червоний гігант. Цей період життя зірки набагато коротший за попередній. Майбутня її доля досліджена мало. Є різні припущення, але достовірних їм підтверджень поки що не отримано. Найпоширеніша теорія каже, що коли гелію стає занадто багато, зіркове ядро, не витримуючи власної маси, стискується. Температура зростає доти, доки гелій не вступає в термоядерну реакцію. Жахливі температури призводять до чергового розширення, і зірка перетворюється на червоного гіганта. Майбутня доля світила, за припущеннями вчених, залежить від його маси. Але теорії, що стосуються цього, лише результат комп'ютерного моделювання, не підтверджений спостереженнями.

Остигаючі зірки

Імовірно, червоні гіганти з малою масою стискатимуться, перетворюючись на карликів і поступово остигаючи. Зірки середньої маси можуть трансформуватися в планетарні туманності, причому у центрі такої освіти продовжить своє існування позбавлене зовнішніх покривів ядро, поступово остигаючи і перетворюючись на білого ліліпута. Якщо центральна зірка випускала істотне інфрачервоне випромінювання, з'являються умови для активації в газовій оболонці планетарної туманності космічного мазера, що розширюється.

Масивні світила, стискаючись, можуть досягати такого рівня тиску, що електрони практично вминаються в атомні ядра, перетворюючись на нейтрони. Оскільки між цими частинками немає сил електростатичного відштовхування, зірка може стиснутися до кількох кілометрів. При цьому її щільність перевищить густину води в 100 мільйонів разів. Така зірка називається нейтронною і є, по суті, величезним атомним ядром.

Надмасивні зірки продовжують своє існування, послідовно синтезуючи у процесі термоядерних реакцій із гелію — вуглець, потім кисень, із нього — кремній і, нарешті, залізо. На цьому етапі термоядерної реакції і відбувається вибух наднової. Наднові зірки, своєю чергою, можуть перетворитися на нейтронні або, якщо їх маса досить велика, продовжити стиск до критичної межі і утворити чорні дірки.

Розміри

Систематизація зірок за розміром може бути реалізована подвійно. Фізичний розмір зірки може визначатись її радіусом. Одиницею виміру у разі виступає радіус Сонця. Існують ліліпути, зірки середньої величини, гіганти та надгіганти. До речі, саме Сонце є ліліпутом. Радіус нейтронних зірок може досягати лише кількох км. А у надгіганті цілком поміститься орбіта планети Марс. Під розміром зірки може розумітися її маса. Вона тісно пов'язана з діаметром світила. Чим зірка більша, тим нижча її щільність, і навпаки, чим світило менше, тим щільність вища. Цей критерій вірується не так вже й сильно. Зірок, які могли бути більшими або меншими від Сонця в 10 разів, дуже мало. Більшість світил укладається в інтервал від 60 до 0,03 сонячних мас. Щільність Сонця, яка приймається за стартовий показник, становить 1,43 г/см3. Щільність білих карликів досягає 1012 г/см3, а щільність розріджених надгігантів може бути в мільйони разів менше сонячної.

У стандартній систематизації зірок схема розподілу по масі виглядає так. До малих відносять світила масою від 0,08 до 0,5 сонячної. До помірних - від 0,5 до 8 сонячних мас, а до потужних - від 8 і більше.

Систематизація зірок . Від блакитних до білих

Систематизація зірок за кольором насправді спирається не так на видиме світіння тіла, але в спектральні властивості. Спектр випромінювання об'єкта визначається хімічним складом зірки, від нього залежить її температура.

Найбільш поширеною є Гарвардська систематизація, створена на початку 20 століття. Згідно з прийнятими тоді стандартами систематизація зірок за кольором передбачає розподіл на 7 типів.

Так, зірки з найвищою температурою, від 30 до 60 тис. К, відносять до світил класу О. Вони блакитного кольору, маса подібних небесних тіл досягає 60 сонячних мас (с. м.), а радіус - 15 сонячних радіусів (с. р.). Лінії водню та гелію в їхньому спектрі досить слабкі. Світність таких небесних об'єктів може досягати 1 млн 400 тис. сонячних світимостей (с. с.).

До зірок класу В відносять світила з температурою від 10 до 30 тис. К. Це небесні тіла біло-блакитного кольору, їхня маса починається від 18 с. м., а радіус - від 7 с. м. Найнижча світність об'єктів такого класу становить 20 тис. с. с., а лінії водню у спектрі посилюються, досягаючи середніх значень.

У зірок класу А температура коливається від 7,5 до 10 тис. до, вони білого кольору. Мінімальна маса таких небесних тіл починається від 3,1 с. м., а радіус - від 2,1 с. нар. Світність об'єктів знаходиться в межах від 80 до 20 тис. с. с. Лінії водню у спектрі цих зірок сильні, з'являються лінії металів.

Об'єкти класу F насправді жовто-білого кольору, але виглядають білими. Їхня температура коливається в межах від 6 до 7,5 тис. К, маса варіюється від 1,7 до 3,1 с.м., радіус - від 1,3 до 2,1 с. нар. Світність таких зірок варіюється від 6 до 80 с. с. Лінії водню у спектрі слабшають, лінії металів, навпаки, посилюються.

Таким чином, всі види білих зірок потрапляють у межі класів від А до F. Далі, згідно з систематизації, слідують жовтуваті і помаранчеві світила.

Жовті, помаранчеві та червоні зірки

Види зірок за кольором розподіляються від блакитних до червоних, у міру зниження температури та зменшення розмірів та світності об'єкта.

Зірки класу G, яких належить і Сонце, досягають температури від 5 до 6 тис. К, вони жовтуватого кольору. Маса таких об'єктів – від 1,1 до 1,7 с. м., радіус - від 1,1 до 1,3 с. нар. Світність - від 1,2 до 6 с. с. Спектральні лінії гелію та металів інтенсивні, лінії водню дедалі слабші.

Світила, що відносяться до класу К, мають температуру від 3,5 до 5 тис. К. Вони виглядають жовто-оранжевими, але справжній колір цих зірок — помаранчевий. Радіус даних об'єктів знаходиться у проміжку від 0,9 до 1,1 с. р., маса – від 0,8 до 1,1 с. м. Яскравість коливається від 04 до 12 с. с. Лінії водню практично непомітні, лінії металів дуже сильні.

Найхолодніші і найменші зірки — класу М. Їхня температура всього 2,5 — 3,5 тис. К і здаються вони червоними, хоча насправді ці об'єкти оранжево-червоного кольору. Маса зірок знаходиться у проміжку від 0,3 до 0,8 с. м., радіус - від 0,4 до 0,9 с. нар. Світність - всього 0,04 - 0,4 с. с. Це вмираючі зірки. Холодне їх тільки недавно відкриті коричневі ліліпути. Їх виділили окремий клас М-Т.