Спектральные классы звезд. Почему зелёных звёзд не бывает

В древние времена люди думали, что звезды – это души людей, живые или гвозди, которые удерживают небо. Они придумывали множество объяснений тому, почему ночью звезды светятся, а Солнце долгое время считали совершенно отличным от звезд объектом.

Проблема термических реакций, происходящих в звездах вообще и на Солнце – ближайшей к нам звезде – в частности, давно волновала ученых многих направлений науки. Физики, химики, астрономы пытались разобраться, что приводит к выбросу тепловой энергии, сопровождающемуся мощным излучением.

Ученые-химики считали, что в звездах происходят экзотермические химические реакции, в результате выделяется большое количество тепла. Физики не соглашались с тем, что в этих космических объектах происходят реакции между веществами, так как никакие реакции не смогли бы дать столько света на протяжении миллиардов лет.

Когда Менделеев свою знаменитую таблицу, началась новая эра в изучении химических реакций – были найдены радиоактивные элементы и вскоре именно реакции радиоактивного распада главной причиной излучения звезд.

Споры на время прекратились, так как почти все ученые признали эту теорию наиболее подходящей.

Современная теория об излучении звезд

В 1903 году уже устоявшееся представление о том, почему звезды светят и излучают тепло, перевернул шведский ученый Сванте Аррениус, который теорию электролитической диссоциации. По его теории, источником энергии в звездах являются атомы водорода, которые соединяются между собой и образуют более тяжелые ядра гелия. Эти процессы вызываются сильным давлением газа, высокой плотностью и температурой (около пятнадцати миллионов градусов Цельсия) и происходят во внутренних областях звезды. Эту гипотезу стали изучать другие ученые, которые пришли к выводу, что такой реакции синтеза достаточно, чтобы выделить колоссальное количество энергии, которое производят звезды. Также вполне вероятно, чтобы синтез водорода позволял светить звездам на протяжении нескольких миллиардов лет.

В некоторых звездах синтез гелия закончился, но они продолжают светить, пока хватает энергии.

Выделяющаяся в недрах звезд энергия передается во внешние области газа, к поверхности звезды, откуда она начинает излучаться в виде света. Ученые считают, что лучи света добираются из ядер звезд к поверхности долгие десятки или даже сотни тысяч лет. После этого излучение добирается до Земли, что тоже требует большого количества времени. Так, излучение Солнца достигает нашей планеты за восемь минут, свет второй по близости звезды Проксимы Центравры доходит до нас за четыре с лишним года, а свет многих звезд, которые можно увидеть невооруженным глазом , проделал путь в несколько тысяч или даже миллионов лет.

Выйдите на улицу тёмной безлунной ночью. Посмотрите наверх. Если это декабрь или январь, обратите внимание на Бетельгейзе, горящую красным светом на плече Ориона, и Ригель, ярко-голубую звезду у его колена. Через месяц в созвездии Возничий появится жёлтая Капелла.

Если это июль, отыщите Вегу, голубой сапфир Лиры, или Антарес, оранжево-красное сердце Скорпиона.

Зелёных звёзд нет! В любое время года в небе можно обнаружить разные звёзды. Большинство выглядят белыми, но у самых ярких проявляется цвет. Красный, оранжевый, жёлтый, голубой – почти все цвета радуги… Но, погодите-ка, а где же зелёные? Разве не должны мы видеть и такие?

Нет. Это очень частый вопрос, и никаких зелёных звёзд мы не видим. И вот, почему.

Возьмите паяльную лампу (можно мысленно) и разогрейте брусок железа. Сначала он будет светиться красным, потом оранжевым, потом бело-голубым. Потом он расплавится. Лучше использовать прихватку.

Почему он светится? Любое вещество температуры выше абсолютного нуля (около -273 °C) испускает свет. Количество света и длина его волны зависит от температуры. Чем теплее объект, тем короче длина волны.

Холодные объекты излучают радиоволны. Очень горячие излучают ультрафиолет или рентгеновские лучи. В очень узком диапазоне температур горячие объекты будут испускать видимый свет, длины волн грубо от 300 нм до 700 нм.

Необходимо учесть, что объекты не испускают свет на одной длине волны. Они испускают фотоны в диапазоне длин волн. Если бы вы использовали некий детектор, чувствительный к длинам волн света, излучаемого объектом, а затем построили бы количество этих волн на графике, то получили бы кривобокий график под названием «характеристика излучения чёрного тела» (почему он так называется, неважно, но если вам интересно, можете поискать. Только включите фильтр поисковой выдачи. Серьёзно). Она немного похожа на колокол кривой нормального распределения, но на малых длинах волн она падает быстрее, а на больших – медленнее.

Вот примеры нескольких кривых для различных температур:

По оси х откладывается длина волны (или цвет, если хотите), и для справки на график наложен спектр видимых цветов. Можно отметить характерную колоколообразную форму. У горячих объектов пик смещается влево, к более коротким волнам.

У объекта температурой 4500 Кельвинов (порядка 4200 °C) пик находится в оранжевой части спектра. Разогрейте его до 6000 К (примерно температура Солнца, 5700 °C), и пик переместится в зелёно-голубую область. Разогрейте ещё, и пик переместиться в голубую область, или ещё дальше, к более коротким длинам волн. Самые горячие звёзды излучают большую часть света в ультрафиолете, на более коротких волнах, чем те, что мы видим невооружённым глазом.

Хм, секундочку. Если у Солнца пик находится в зелёно-голубой области, почему оно не выглядит зелёно-голубым? Это ключевой вопрос. Всё дело в том, что хотя пик приходится на зелёно-голубую область, оно испускает свет и других цветов.

Посмотрите на график объекта с температурой, близкой к солнечной. Пик приходится на зелёно-голубую область, поэтому большая часть фотонов испускается там. Но испускаются и синие, и красные фотоны. Глядя на Солнце, мы видим все эти цвета разом. Наши глаза смешивают их и выдают один цвет – белый. Да, белый. Некоторые говорят, что Солнце жёлтое, но если бы оно реально было жёлтым, тогда облака и снег тоже были бы жёлтыми (весь снег целиком, а не только та часть у вас во дворе, где гуляет собака).

Поэтому Солнце не выглядит зелёным. Но можем ли мы поиграться с температурой, чтобы получить зелёную звезду? Может быть, такую, которая чуть теплее или холоднее Солнца?

Оказывается, что не можем. Более тёплая звезда будет выдавать больше голубого цвета, а холодная – больше красного, и в любом случае наши глаза не увидят там зелёного. Вину за это нужно возлагать не на звёзды (не полностью, по крайней мере), а на нас самих.

В наших глазах есть светочувствительные клетки, колбочки и палочки. Палочки – это датчики яркости, они не различают цветов. Колбочки видят цвета, и их бывает три вида: чувствительные к красному, синему и зелёному. Когда на них падает цвет, каждая возбуждается по-разному: красный цвет возбуждает красные колбочки, а синие и зелёные остаются к нему равнодушными.

Большинство объектов не излучают и не отражают единственный цвет, поэтому колбочки возбуждаются все сразу, но в разной степени. К примеру, апельсин возбуждает красные колбочки в два раза сильнее зелёных, и оставляет синие в покое. Когда мозг получает сигнал от трёх колбочек, он говорит: «Наверно, это оранжевый объект». Если зелёные колбочки видят столько же света, сколько красные, а синие ничего не видят, мы интерпретируем цвет, как жёлтый. И так далее.

Поэтому, единственный способ для звезды выглядеть зелёной – это излучать только зелёный свет. Но из графика выше видно, что это невозможно. Любая звезда, испускающая зелёный, будет испускать также довольно много красного и голубого, что сделает её белой. Изменение температуры звезды превратит её в оранжевую, жёлтую, красную или голубую, но зелёную сделать не получится. Наши глаза просто не увидят её такой.

Поэтому зелёных звёзд не бывает. Излучаемые звёздами цвета и то, как наши глаза интерпретируют их, гарантирует это.

Но меня это не беспокоит. Если вы посмотрите в телескоп и увидите сияющую Вегу или румяный Антарес, или тёмно-оранжевый Арктур, вас это тоже не будет сильно волновать. Звёзды бывают не всех цветов, но их достаточно, и благодаря этому они удивительно прекрасны.

Делятся на спектральные классы в зависимости от их спектра электромагнитного излучения. Из него можно получить такую важную информацию о космическом теле как температура и давление верхних слоев, химический состав, и прочие физические характеристики.

В простом случае спектр можно получить следующим образом: , излучаемый объектом, пропускается через узкое отверстие, позади которого располагается призма. Последняя преломляет свет, который после направляется на экран или специальную фотопленку. Полученное изображение представляется в виде плавного градиента цветов от фиолетового к красному. Спектр без каких-либо черных линий называется непрерывным. Подобная картина наблюдается при излучении света твердыми или жидкими телами, к примеру – лампой накаливания.

Рассмотрим следующий случай: пусть имеется горелка, в пламя которой поместили некоторую массу соли. В описанном случае в свете пламени будет наблюдаться ярко-желтый цвет. И если посмотреть через на эти испарения, то мы увидим яркую желтую линию. Это означает, что разогретые пары натрия излучают свет с длиной волны желтого цвета. Данное свойство присущее любому веществу в газообразном состоянии, а его спектр называется линейчатым.

При наблюдении за Солнцем немецкий оптик Йозеф Фраунгофер отметил, что в его непрерывном спектре излучения имеются некие тонкие черные линии. Позже Густав Кирхгоф определил, что всякий разреженный газ поглощает лучи света именно тех длин волн, которые испускает сам, находясь в состоянии свечения. Получаемые на непрерывном спектре черные линии были названы как линии поглощения. Применив упомянутые законы к , ученые, смогли выявить химический состав звезды. Так как газы в атмосфере поглощали излучение с определенными длинами волн.

В дальнейшем в спектроскопии появилось множество методов изучения других свойств звезд, то бишь смещение спектра в определенную сторону, сравнение со спектром абсолютно черного тела, раздвоение линий наложения и прочее.

Мы никогда не задумываемся, что возможно есть еще какая-то жизнь кроме нашей планеты, кроме нашей Солнечной системы. Возможно на какой-то из планет вращающихся вокруг голубой или белой или красной, а может желтой звезды есть жизнь. Возможно есть еще одна такая же планета земля, на которой живут такие же люди, но мы об этом до сих пор ничего не знаем. Нашими спутниками, телескопами обнаружено ряд планет, на которых возможно есть жизнь, но до этих планет десятки тысяч и даже миллионов световых лет.

Голубые отставшие звезды — звезды голубого цвета

Звезды, находящиеся в звездных скоплениях шарового типа, температура у которых выше температуры обычных звезд, а для спектра характерно существенное смещение к синей области, чем у звезд скопления с аналогичной светимостью, получили название голубые звезды отставшие. Это признак позволяет им выделяться относительно других звезд этого скопления на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Существование таких звезд опровергает все теории эволюции звезд, суть которой заключается в том, что для звезд, которые возникли в один и тот же промежуток времени, предполагается размещение в четко определенной области диаграммы Герцшпрунга-Рассела. При этом единственным фактором, который влияет на точное местоположение звезды, является ее начальная масса. Частое появление голубых отставших звезд вне пределов вышеупомянутой кривой, может стать подтверждением существования такого понятия, как аномальная звездная эволюция.

Специалисты, пытающиеся объяснить природу их возникновения, выдвинули несколько теорий. Наиболее вероятная из них указывает о том, что данные звезды голубого цвета в прошлом были двойными, после чего у них начал происходить или происходит сейчас процесс слияния. Итогом слияния двух звезд становится возникновение новой звезды, имеющей гораздо большую массу, яркость и температуру, чем звезды такого же возраста.

Если верность этой теории удастся каким-то образом доказать, теория звездной эволюции лишилась бы проблем в виде голубых отставших. В составе получившейся звезды имелось бы большее количество водорода, который вел бы себя аналогично молодой звезде. Существуют факты, подтверждающие такую теорию. Наблюдения показали, что чаще всего отставшие звезды встречаются в центральных регионах шаровых скоплений. В результате преобладающего там числа звезд единичного объема, близкие прохождения или же столкновения становятся более вероятными.

Для проверки данной гипотезы необходимо заняться изучением пульсации голубых отставших, т.к. между астросейсмологическими свойствами слившихся звезд и нормально пульсирующих переменных, могут быть некоторые отличия. Стоит отметить, что измерять пульсации достаточно тяжело. На этот процесс также негативно переполненность звездного неба, малые колебания пульсаций голубых отставших, а также редкость их переменных.

Один из примеров слияния можно было наблюдать в августе 2008 года, тогда такое происшествие коснулось объекта V1309, яркость которого после обнаружения возросла несколько десятков тысяч раз, а по прошествии нескольких месяцев вернулась к первоначальному значению. В результате 6-летних наблюдений, ученые пришли к выводу, что данный объект является двумя звездами, период обращения которых друг вокруг друга составляет 1,4 дня. Эти факты натолкнули ученых на мысль, что в августе 2008 года происходил процесс слияния этих двух звезд.

Для голубых отставших характерным является высокий вращательный момент. К примеру, скорость вращения звезды, которая располагается в середине скопления 47 Тукана, в 75 раз превышает скорость вращения Солнца. Согласно гипотезе, их масса в 2-3 раза превышает массу иных звезд, которые располагаются в скоплении. Также при помощи исследований было установлено, что если звезды голубого цвета близко располагаются к каким либо другим звездам, то у последних будет процентное содержание кислорода и углерода ниже, чем у соседей. Предположительно, звезды перетягивают данные вещества с других, движущихся по их орбите звезд, в результате чего возрастает их яркость и температура. У «обворованных» звезд обнаруживаются места, где произошел процесс превращения исходного углерода в другие элементы.

Названия голубых звезд — примеры

Ригель, Гамма Парусов, Альфа Жирафа, Дзета Ориона, Тау Большого Пса, Дзета Кормы

Белые звезды — звезды белого цвета

Фридрихом Бесселем, который руководил Кенигсбергской обсерваторией, в 1844 году было сделано интересно открытие. Ученый заметил малейшее отклонение наиболее яркой звезды неба – Сириуса, от своей траектории по небосводу. Астроном предположил наличие у Сириуса спутника, а также рассчитал примерный период вращения звезд вокруг их центра масс, который составил около пятидесяти лет. Бессель не нашел должной поддержки от других ученых, т.к. спутник никто не смог обнаружить, хотя по своей массе он должен был быть сопоставим с Сириусом.

И только через 18 лет Альваном Грэхэмом Кларком, который занимался тестированием наилучшего телескопа тех времен, рядом с Сириусом была обнаружена тусклая белая звезда, которая и оказалась его спутником, получившим название Сириус В.

Поверхность этой звезды белого цвета разогрета до 25 тыс. Кельвинов, а ее радиус маленький. Учитывая это, ученые сделали вывод о высокой плотности спутника (на уровне 106 г/см 3 , при этом плотность самого Сириуса приблизительно составляет 0,25 г/см 3 , а Солнца – 1,4 г/см 3). Через 55 лет (в 1917 году) был открыт еще один белый карлик, получивший название в честь ученого, обнаружившего его – звезда ван Маанена, которая находится в созвездии Рыб.

Названия белых звезд — примеры

Вега в созвездии Лиры, Альтаир в созвездии Орла, (видны летом и осенью), Сириус, Кастор.

Желтые звезды — звезды желтого цвета

Желтыми карликами принято называть небольшие звезды главной последовательности, масса которых находится в пределах массы Солнца (0,8-1,4). Если судить по названию, то такие звезды имеют свечение желтого цвета, которое выделяется во время осуществления термоядерного процесса синтеза из водорода гелия.

Поверхность таких звезд разогревается до температуры в 5-6 тыс. Кельвинов, а их спектральные классы находятся в пределах между G0V и G9V. Живет желтый карлик примерно 10 млрд. лет. Сгорание водорода в звезде становится причиной ее многократного увеличения в размерах и превращения в красного гиганта. Одним из примеров красного гиганта является Альдебаран. Такие звезды могут образовывать планетарные туманности, избавляясь от внешних слоев газа. При этом осуществляется превращение ядра в белого карлика, который обладает большой плотностью.

Если брать в расчет диаграмму Герцшпрунга-Рассела, то на ней желтые звезды находятся в центральной части главной последовательности. Поскольку Солнце можно назвать типичным желтым карликом, его модель вполне годится для рассмотрения общей модели желтых карликов. Но есть и другие характерные желтые звезды на небе, названия которых – Альхита, Дабих, Толиман, Хара и т.п. данные звезды не обладают высокой яркостью. К примеру, тот же Толиман, который, если не учитывать Проксима Центавру, ближе всех располагается к Солнцу, имеет 0-ю величину, но в то же время его яркость наивысшая среди всех желтых карликов. Располагается данная звезда в созвездии Центавра, также она является звеном сложной системы, в состав которой входят 6 звезд. Спектральный класс Толимана – G. А вот Дабих, находящийся в 350 световых годах от нас, относится к спектральному классу F. Но ее высокая яркость обусловлена наличием рядом звезды, относящейся к спектральному классу – А0.

Кроме Толимана, спектральный класс G имеет HD82943, которая расположилась на главной последовательности. Данная звезда, благодаря схожему с Солнцем химическому составу и температуре, также имеет две планеты больших размеров. Однако форма орбит данных планет далеко не круговая, поэтому относительно часто происходят их сближения с HD82943. В настоящее время астрономы смогли доказать, что раньше данная звезда имела гораздо большее число планет, но со временем она их все поглотила.

Названия желтых звезд — примеры

Толиман, звезда HD 82943, Хара, Дабих, Альхита

Красные звезды — звезды красного цвета

Если Вам хотя бы раз в жизни доводилось видеть в объективе своего телескопа красные звезды на небе, которые горели на черном фоне, то воспоминание данного момента поможет более четко представить то, о чем будет написано в этой статье. Если же Вашему взору ни разу не представлялись подобные звезды, в следующий раз обязательно попробуйте их отыскать.

Если взяться составлять список наиболее ярких красных звезд небосвода, которые можно с легкостью найти даже при помощи любительского телескопа, то можно обнаружить, что все они являются углеродными. Первые красные звезды были открыты еще в 1868 году. Температура таких красных гигантов низкая, кроме того, их внешние слои заполнены огромным количеством углерода. Если ранее подобные звезды составляли два спектральных класса – R и N, то сейчас ученые определили их в один общий класс – С. У каждого спектрального класса существуют подклассы – от 9 до 0. При этом класс С0 обозначает, что звезда имеет большую температуру, но менее красная, чем звезды класса С9. Также важным является то, что все звезды, в составе которых преобладает углерод, по своей сути переменные: долгопериодические, полуправильные или же неправильные.

Кроме того, в такой список попали и две звезды, именуемые красными полуправильными переменными, наиболее известная из которых – m Цефея. Ее необычным красным цветом заинтересовался еще Вильям Гершель, который окрестил ее «гранатовой». Для таких звезд характерно неправильное изменение светимости, которое может длиться от пары десятков до нескольких сотен дней. Такие переменные звезды относятся к классу М (звезды холодные, температура поверхности которых от 2400 до 3800 К).

Учитывая тот факт, что все звезды из рейтинга – переменные, необходимо внести определенную ясность в обозначения. Общепринято, что красные звезды имеют название, которое состоит из двух составных частей – буквы латинского алфавита и имени созвездия переменной (к примеру, Т Зайца). Первой переменной, которую открыли в данном созвездии, присваивается буква R и так далее, до буквы Z. Если же таких переменных много, для них предусматривается двойная комбинация латинских букв – от RR до ZZ. Такой способ позволяет «назвать» 334 объекта. Кроме того, можно звезды обозначать и при помощи буквы V в сочетании с порядковым номером (V228 Лебедя). Под обозначение переменных отведена первая колонка рейтинга.

Две следующих колонки в таблице обозначают месторасположение звезд в период 2000.0 года. В результате повышенной популярности атласа «Uranometria 2000.0» среди любителей астрономии, последняя колонка рейтинга отображает номер поисковой карты для каждой звезды, которая есть в рейтинге. При этом первая цифра является отображением номера тома, а вторая – порядковый номер карты.

Также в рейтинге отображаются максимальные и минимальные значения блеска звездных величин. Стоит помнить, что большая насыщенность красного цвета наблюдается у звезд, яркость которых минимальна. Для звезд, период переменности которых известен, он отображается в виде количества суток, а вот объекты, которые правильного периода не имеют, отображаются в виде Irr.

Для поиска углеродной звезды не нужна большая сноровка, достаточно, чтобы возможностей Вашего телескопа хватило, чтобы ее увидеть. Даже, если ее размеры небольшие, ее ярко выраженный красный цвет должен привлечь Ваше внимание. Поэтому не стоит расстраиваться, если не получается сразу их обнаружить. Достаточно воспользоваться атласом, чтобы найти близкорасположенную яркую звезду, и затем уже, двигаться от нее к красной.

Разные наблюдатели по-разному видят углеродные звезды. Некоторым они напоминают рубины или же горящий вдалеке уголек. Другие же видят в таких звездах малиновые или же кроваво-красные оттенки. Для начала в рейтинге есть список из шести наиболее ярких красных звезд, найдя и которые, Вы сможете вдоволь насладиться их красотой.

Названия красных звезд — примеры

Различия звезд по цвету

Существует огромное разнообразие звезд с непередаваемыми цветовыми оттенками. В результате этого даже одно созвездие получило название «Шкатулка с драгоценностями», основу которого составляют голубые и сапфировые звезды, а в самом его центре расположилась ярко светящая оранжевая звезда. Если рассматривать Солнце, то оно имеет бледно-желтый цвет.

Прямым фактором, влияющим на различие звезд по цвету, является температура их поверхности. Объясняется это просто. Свет по своей природе является излучением в виде волн. Длина волны – это расстояние между ее гребнями, является очень маленькой. Чтобы ее себе представить, нужно 1см разделить на 100 тыс. одинаковых частей. Несколько вот таких частичек и будут составлять длину волны света.

Учитывая, что это число получается достаточно маленьким, каждое, даже самое незначительное, его изменение станет причиной, по которой картинка, наблюдаемая нами, поменяется. Ведь наше зрение разную длину световых волн воспринимает в качестве разных цветов. К примеру, синий цвет имеют волны, длина которых в 1,5 раза меньше, чем у красных.

Также практически каждый из нас знает, что температура может оказывать самое прямое влияние на цвет тел. Для примера можно взять любой металлический предмет и положить его на огонь. Во время нагревания он станет красным. Если бы температура огня существенно повышалась, менялся бы и цвет предмета – с красного на оранжевый, с оранжевого на желтый, с желтого на белый, и, наконец, с белого на сине-белый.

Поскольку Солнце имеет температуру поверхности в районе 5,5 тыс. 0 С, то оно является характерным примером желтых звезд. А вот наиболее горячие голубые звезды могут разогревать и до 33 тыс. градусов.

Цвет и температура были связаны учеными при помощи физических законов. Чем температура тела прямо пропорциональна его излучению и обратно пропорциональна длине волн. Волны синего цвета имеют более короткие длины волн в сравнение с красным. Раскаленные газы излучают фотоны, энергия которых прямо пропорциональна температуре и обратно пропорциональна длине волны. Именно поэтому для наиболее горячих звезд характерным является сине-голубой диапазон излучения.

Поскольку ядерное топливо на звездах не безгранично, оно имеет свойство расходоваться, что приводит к остыванию звезд. Поэтому звезды среднего возраста имеют желтый цвет, а старые звезды мы видим красными.

В результате того что Солнце находится очень близко к нашей планете, можно с точностью описать его цвет. А вот для звезд, которые находятся в миллионе световых лет от нас, задача усложняется. Именно для этого используется прибор, получивший название спектрограф. Сквозь него ученые пропускаю свет, излучаемый звездами, в результате чего можно можно спектрально проанализировать практически любую звезду.

Кроме того, при помощи цвета звезды, можно определить ее возраст, т.к. математические формулы позволяют использовать спектральный анализ для определения температуры звезды, по которой легко вычислить ее возраст.