Какая температура голубых звезд

Все о температуре и цвете звезд.

Легко заметить, что звезды имеют различные цвета – одни белые, другие желтые, третьи красные и т. п. Белый цвет имеют, например, Сириус и Вега, желтый – Капелла, красный – Бетельгейзе и Антарес. Звезды различных цветов имеют различные спектры и различные температуры. Подобно накаливаемому куску железа, белые звезды более горячие, а красные – менее.

Установлено, что наиболее горячими являются голубые, затем белые звезды. Температура их поверхностей составляет от 10 000 до 30 000° С, но иногда встречаются и более горячие звезды с температурой до – 100 000° С. Желтые звезды холоднее: температура их поверхностей около 6000° С. Наименее раскалены красные звезды: температура их поверхностей всего 3000° С, а иногда даже 2000° С и менее. В недрах звезд, как и в недрах Солнца, температура доходит до многих миллионов градусов.

Все о температуре и цвете звезд.

Сравнивая Солнце по спектру и по температуре со звездами, мы приходим к заключению, что Солнце является желтой звездой средней температуры (6000° С).

Все о температуре и цвете звезд.

Кроме различия в температурах по спектрам звезд, обнаруживают и некоторые различия в их химическом составе, который у всех звезд в общем сходен и близок к химическому составу Солнца и Земли. Изучая звездные спектры, мы обнаруживаем на звездах те же химические элементы, которые нам известны на Земле и на Солнце. Это подтверждает материальное единство вещества, из которого состоят Земля и другие небесные тела, и опровергает религиозные утверждения о различии между земным и небесным.

Существуют звезды, которые по светимости принадлежат к звездам-карликам, имеют белый цвет и высокую температуру. По размерам белые звезды-карлики являются наименьшими из звезд (иногда даже меньше Земли). Примером белого карлика является спутник Сириуса. Эта слабая звезда обращается около Сириуса подобно планете, однако ее масса почти равна массе Солнца, и она (звезда) излучает собственный свет.

Все о температуре и цвете звезд.

Большинство звезд подчиняется важной закономерности – чем больше их масса, тем больше и их светимость. Эта связь отражает физические условия, при которых могут устойчиво существовать звезды.

Массы звезд-гигантов больше, чем массы звезд-карликов, но различия эти не так велики, как различия в светимости. Массы тяжелых звезд раз в 10 больше массы Солнца. Крайне редки звезды с массами в несколько десятков масс Солнца. Следовательно, по своей массе Солнце тоже является средней звездой.

Все о температуре и цвете звезд.

Чёрный карлик – это белый карлик, который остыл до температуры реликтового излучения (космического микроволнового фона), и поэтому стал невидим. В отличие от красных карликов, коричневых карликов и белых карликов, чёрные карлики – это гипотетические объекты во Вселенной.

Все о температуре и цвете звезд.

Когда звезда эволюционировала в белого карлика , она больше не имела источника тепла и сияла всего лишь потому, что всё ещё была горячая. Как будто что-то достали из духовки. Если оставить белого карлика в покое, со временем он остынет до температуры, окружающей его среды. В отличие от сегодняшнего ужина, который остывает за счёт конвекции, теплопроводности и излучения, белый карлик охлаждается только через излучение.

Источник

Опубликовано: 10/12/2016
(Обновлено: 05/04/2020)

Спектральная классификация звезд и зависимость цвета от температуры их поверхности

Цвет звезды определяется разностью между её фотографической и фотовизуальной величинами. По общему соглашению эти шкалы выбраны так, чтобы белая звезда, типа Сириуса, имела в обеих шкалах одну и ту же величину. Разность между фотографической и фотовизуальной величинами называется показателем цвета данной звезды. Для таких голубых звёзд, как Ригель, это число будет отрицательным, так как такие звёзды на обычной пластинке дают большее почернение, чем на чувствительной к жёлтому свету.

Классификация звезд по температуре и цвету

У красных звёзд типа Бетельгейзе показатель цвета доходит до +2-3 звёздных величин. Это измерение цвета одновременно является и измерением поверхностной температуры звезды, причём голубые звёзды оказываются значительно горячее красных.

Поскольку показатели цвета можно довольно легко получить даже для очень слабых звёзд, они имеют большое значение при изучении распределения звёзд в пространстве.

К важнейшим инструментам исследования звезд, относятся спектральные приборы. Даже самый поверхностный взгляд на спектры звезд обнаруживает, что не все они одинаковы. Бальмеровские линии водорода в некоторых спектрах сильны, в некоторых — слабы, в некоторых – вообще отсутствуют.

Какую температуру имеют солнечные пятна? Давайте посмотрим. Подробнее об этом

Вскоре стало ясно, что спектры звёзд можно разделить на небольшое число классов, постепенно переходящих друг в друга. Ныне применяемая спектральная классификация была разработана в Гарвардской обсерватории под руководством Э. Пикеринга.

Вначале спектральные классы обозначались латинскими буквами в алфавитном порядке, но в процессе уточнения классификации установились следующие обозначения для последовательных классов: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, немногочисленные необычные звёзды объединяются в классы R, N и S, а отдельные индивидуумы, совершенно не укладывающиеся в эту классификацию, обозначаются символом PEC (peculiar – особенные).

Интересно отметить, что расположение звёзд по классам является одновременно и расположением по цвету.

Звёзды класса В, к которому относятся Ригель и многие другие звёзды в Орионе, — голубые;
классов O и А — белые (Сириус, Денеб);
классов F и G — жёлтые (Процион, Капелла);
классов К и М, — оранжевые и красные (Арктур, Альдебаран, Антарес, Бетельгейзе).

Расположив спектры в том же порядке, мы видим, как максимум интенсивности излучения сдвигается от фиолетового к красному концу спектра. Это указывает на понижение температуры по мере перехода от класса О к классу М. Место звезды в последовательности определяется скорее температурой её поверхности, чем химическим составом. Принято считать, что химический состав один и тот же для огромного большинства звёзд, но различные температуры и давления на поверхности вызывают большие различия в звёздных спектрах.

Спектральные классы звезд

Голубые звёзды класса О являются самыми горячими. Их температура поверхности достигает 100 000°С. Спектры их легко узнать по присутствию некоторых характерных ярких линий или по распространению фона далеко в ультрафиолетовую область.

Непосредственно за ними следуют голубые звёзды класса В, также весьма горячие (поверхностная температура 25 000°С). Их спектры содержат линии гелия и водорода. Первые слабеют, а последние усиливаются при переходе к классу А.

В классах F и G (типичная звезда класса G — наше Солнце) постепенно усиливаются линии кальция и других металлов, как, например, железа и магния.

В классе К очень сильны линии кальция, появляются также молекулярные полосы.

Класс М включает красные звёзды с поверхностной температурой, меньшей 3000°С; в их спектрах видны полосы окиси титана.

Классы R, N и S относятся к параллельной ветви холодных звёзд, в спектрах которых присутствуют другие молекулярные компоненты.

Для знатока, однако, есть очень большая разница между «холодной» и «горячей» звёздами класса В. В точной классификационной системе каждый класс подразделяется ещё на несколько подклассов. Самые горячие звёзды класса В относятся к подклассу ВО, звёзды со средней для данного класса температурой — к подклассу В5, самые холодные звёзды — к подклассу В9. Непосредственно за ними следуют звёзды подкласса АО.

Звезды рождаются, живут и умирают почти как живые существа. Узнайте больше об эволюции звезд Подробнее об этом

Изучение спектров звёзд оказывается весьма полезным, так как даёт возможность грубо расклассифицировать звёзды по абсолютным звёздным величинам. Например, звезда ВЗ является гигантом с абсолютной звёздной величиной, примерно равной — 2,5. Возможно, правда, что звезда окажется в десять раз ярче (абсолютная величина — 5,0) или в десять раз слабее (абсолютная величина 0,0), так как по одному только спектральному классу невозможно дать более точной оценки.

Устанавливая классификацию звёздных спектров, весьма важно попытаться внутри каждого спектрального класса отделить гиганты от карликов или там, где этого деления не существует, выделить из нормальной последовательности гигантов звёзды, обладающие слишком большой или слишком малой светимостью.

Источник

Какая температура голубых звезд

Происхождение цвета звезд

Цвет звезды зависит от температуры на её поверхности. Показатель поверхностной температуры нашего Солнца превосходит 6,000 градусов Кельвина. Несмотря на то, что с Земли оно кажется жёлтым, из космоса солнечные свет выглядит ослепительно белым. Это яркое белое солнечное свечение образуется именно благодаря такой высокой температуре. Если бы Солнце было холоднее, то его свет приобрёл бы более тёмный оттенок, ближе к красному, а если бы эта звезда была горячее, то была бы голубого цвета.

Секрет разноцветности звезд стал важным орудием астрономов – цвет светил помог им узнать температуру поверхности звезд. В основу легло примечательное природное явление – соотношение между энергией вещества и цветом излучаемого им света.

Наблюдения на эту тему вы уже наверняка сделали сами. Нить маломощных 30-ваттных лампочек горит оранжевым светом – а когда напряжение в сети падает, нить накала едва тлеет красным. Более сильные лампочки светятся желтым или даже белым цветом. А сварочный электрод во время работы и кварцевая лампа светятся голубым. Однако смотреть на них ни в коем случае не стоит – их энергия настолько велика, что может с легкостью повредить сетчатку глаза.

Соответственно, чем горячее предмет, тем ближе его цвет его свечения к голубому – а чем холоднее, тем ближе к темно-красному. Звезды не стали исключением: такой же принцип действует и на них. Влияние состава звезды на ее цвет очень незначительное – температура может скрывать отдельные элементы, ионизируя их.

Но именно анализ цветового спектра излучения звезды помогает выяснить ее состав. Атомы каждого вещества имеют свою уникальную пропускную способность. Световые волны одних цветов беспрепятственно проходят сквозь них, когда другие останавливаются – собственно, по блокированным диапазонам света ученые и определяют химические элементы.

Механизм «окрашивания» звезд

Какова физическая подоплека этого явления? Температура характеризуется скоростью движения молекул вещества тела – чем она выше, тем быстрее они движутся. Это влияет на длину световых волн, которые проходят сквозь вещество. Горячая среда укорачивает волны, а холодная – наоборот, удлиняет. А видимый цвет светового луча как раз определяется длиной световой волны: короткие волны отвечают за синие оттенки, а длинные – за красные. Белый цвет получается в итоге наложения разноспектральных лучей.

Цвет звезды играет роль сразу в нескольких системах упорядочивания звезд. Сам по себе он является главным критерием определения спектрального класса светила. Так как цвет связан с температурой, его откладывают по одной из осей диаграммы Герцшпрунга-Рассела. С помощью диаграммы можно также определить светимость, массу и возраст звезды, что делает ее ценным и наглядным источником информации про звезды.

Классы звёзд

В Галактике существуют семь классов звёзд:

Звёзды класса «O», голубого цвета, обладали самой высокой температурой. У них была самая короткая продолжительность жизни, меньше, чем 1 миллион лет. В Галактике было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «O», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Гарниб.

Звёзды класса «B» бело-голубого цвета, также были очень горячими. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 10 миллионов лет. В Галактике также было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «B», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Кесса.
Звёзды класса «A», белого цвета, были достаточно горячими. Они имели продолжительность жизни от 400 миллионов до 2 миллиардов лет. В Галактике также было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «A», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Колу.

Звёзды класса «F», жёлто-белого цвета, имели среднюю температуру. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 4 миллиарда лет. В Галактике также было приблизительно 100 миллионов звёзд класса «F», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Ропаги.
Звёзды класса «G», жёлтого цвета, также имели среднюю температуру. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 10 миллиардов лет. В Галактике было приблизительно 2 миллиарда звёзд класса «G», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Корелл.

Звёзды класса «K», оранжевого цвета, имели достаточно низкую для звёзд температуру. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 60 миллиардов лет. В Галактике было приблизительно 3,75 миллиарда звёзд класса «K», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Явин.
Звёзды класса «M», красного цвета, были холодными по сравнению с остальными звёздами. Звёзды класса «M» также называли красными карликами. Средняя продолжительность их жизни составляла примерно 100 триллионов лет. В Галактике было приблизительно 700 миллионов звёзд класса «M», планеты вокруг которых были пригодны для жизни. Пример: Бараб.

Размер звезды также зависел от её класса. Самыми крупными были голубые горячие звёзды класса «O». Чем ниже была температура звезды, тем меньше по размеру была она сама. Соответственно, самыми маленькими были красные звёзды класса «M». Кроме того, приблизительно 10 процентов всех звёзд Галактики не подпадали под эту градацию, причём вокруг 500 миллионов из них вращались планеты, пригодные для жизни.

Голубой сверхгигант

Голубые сверхгиганты – одни из самых массивных и ярких звёзд. По размерам они превосходят гигантов, но уступают гипергигантам. Типичная масса голубых сверхгигантов – 15-50 масс Солнца. В астрономии их часто именуют сверхгигантами OB-типа. Они имеют класс светимости I и спектральный класс B9 и выше. Они находятся в верхней левой части диаграммы Герцшпрунга-Рассела справа от главной последовательности. Температуры поверхности – 10 000-50 000 K, светимость, 10000-1000000 светимостей Солнца. Типичная продолжительность жизни звёзд данного типа – 5-10 млн. лет.

Характеристики

Из-за их большой массы, голубой сверхгиганты имеют достаточно короткую продолжительность жизни и наблюдаются только в молодых космических структурах, такие как рассеянные скопления, рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках. Они почти не наблюдаются в центрах спиральных галактик, эллиптических галактиках и шаровых скоплений, которые состоят, в основном из старых объектов.

Несмотря на их редкость и короткую жизнь, из-за их яркости, на небе можно увидеть много голубых сверхгигантов. Одним из наиболее известных сверхгигантов является Ригель, самая яркая звезда в созвездии Ориона – её масса почти в 20 раз превышает массу Солнца, а светимость больше от светимости Солнца почти в 120 000 раз.

Для голубых сверхгигантов характерен сильный звёздный ветер, и, как правило, в своём спектре они имеют эмиссионные линии.

Звёздный ветер с голубых сверхгигантов является быстрым, но разреженным, в отличие от ветра красных сверхгигантов, который является медленным, но плотным. Когда красный сверхгигант переходит в голубой, более быстрый ветер «настигает» ранее испущенный медленный и сталкивается с ним, заставляя выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Возможен также обратный процесс – превращение голубого сверхгиганта в красный. В некоторых случаях можно увидеть несколько концентрических слабых тонких оболочек, образованных последовательными эпизодами потери массы вследствие нескольких циклов «красный <-> голубой сверхгигант».

Эволюция

По мере исчерпания водородного топлива звезда всё больше охлаждается и расширяется, проходя спектральные классы O, В, A, F, G, K и M, становясь белым, жёлтым, оранжевым и наконец, красным сверхгигантом. После того как водород в ядре закончится, в термоядерную реакцию вступит гелий, затем углерод, кислород, кремний. Нуклеосинтез может осуществляться вплоть до образования самого стабильного изотопа железа-56 (все следующие изотопы могут уменьшить энергию связи на нуклон путём распада, а все предыдущие элементы, в принципе, могли бы уменьшить энергию связи на нуклон за счёт синтеза). Образующееся железное ядро коллапсирует в нейтронную звезду, объект, размером с крупный город, но с массой 1,4-3 массы Солнца, а внешние слои звезды взрываются как сверхновая. В случае особо массивных голубых сверхгигантов (с начальной массой 25-40 солнечной) ядро может не останавливаться на образовании нейтронной звезды, а коллапсирует дальше, превращаясь в чёрную дыру. Ещё более массивные сверхгиганты не могут расшириться до красной фазы, а заканчивают жизнь вспышкой гиперновой (или без неё) с образованием чёрной дыры.

Взаимопревращение сверхгигантов

Голубые сверхгиганты – это массивные звёзды, находящиеся в определённой фазе процесса «умирания». В этой фазе интенсивность протекающих в ядре звезды термоядерных реакций снижается, что приводит к сжатию звезды. В результате значительного уменьшения площади поверхности увеличивается плотность излучаемой энергии, а это, в свою очередь, влечёт за собой нагрев поверхности. Такого рода сжатие массивной звёзды приводит к превращению красного сверхгиганта в голубой. Возможен также обратный процесс – превращения голубого сверхгиганта в красный.

В то время как звездный ветер от красного сверхгиганта плотен и медленен, ветер от голубого сверхгиганта быстр, но разрежён. Если в результате сжатия красный сверхгигант становится голубым, то более быстрый ветер сталкивается с испущенным ранее медленным ветром и заставляет выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Почти все наблюдаемые голубые сверхгиганты имеют подобную оболочку, подтверждающую, что все они ранее были красными сверхгигантами.

По мере развития, звезда может несколько раз превращаться из красного сверхгиганта (медленный, плотный ветер) в голубой сверхгигант (быстрый, разрежённый ветер) и наоборот, что создаёт концентрические слабые оболочки вокруг звезды. В промежуточной фазе звезда может быть жёлтой или белой, как, например, Полярная звезда. Как правило, массивная звезда заканчивает своё существование взрывом сверхновой, но очень небольшое количество звёзд, масса которых колеблется в пределах от восьми до двенадцати солнечных масс, не взрываются, а продолжают эволюционировать и в итоге превращаются в кислородно-неоновые белые карлики. Пока точно не выяснено, как и почему образуются эти белые карлики из звёзд, которые теоретически должны закончить эволюцию взрывом малой сверхновой. Как голубые, так и красные сверхгиганты могут эволюционировать в сверхновую.

Так как значительную часть времени массивные звёзды пребывают в состоянии красных сверхгигантов, мы наблюдаем больше красных сверхгигантов, чем голубых, и большинство сверхновых происходит из красных сверхгигантов. Астрофизики ранее даже предполагали, что все сверхновые происходят из красных сверхгигантов, однако сверхновая SN 1987A образовалась из голубого сверхгиганта и, таким образом, это предположение оказалось неверным. Это событие также привело к пересмотру некоторых положений теории эволюции звёзд.

Примеры голубых сверхгигантов

Ригель

Самый известный пример – Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы Солнца и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель – ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом – царём звёзд и покровителем умерших, а позже – с Осирисом.

Гамма Парусов

Гамма Парусов – кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) – массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора – 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»

Альфа Жирафа

Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно.

Дзета Ориона

Дзета Ориона (имеет название Альнитак) – звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды – около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.

Тау Большого Пса

Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от Земли. Тау Большого Пса – голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса – тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.

Дзета Кормы

Дзета Кормы – ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.

Видео

Источники

Источник