Температура желтых звезд. Почему звезды разного цвета? Описание, фото и видео. Голубые звезды примеры

Звезды - небесные тела, в которых идут термоядерные реакции. Это наиболее распространённые объекты Вселенной. Более 98% массы видимого космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах, остальная часть его рассеяна в межзвёздном пространстве.

Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.

При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.

БЛЕСК

Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивают в звёздных величинах (см. статью "Звёздные величины"). Исторически сложившаяся система звёздных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю - самым слабым, находящимся на пределе видимости невооружённым глазом. Впоследствии, чтобы производить объективные количественные оценки звёздных величин, эту шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярче другой в прим. 2,512 раза. Для более точных измерений шкала, содержащая только целые числа, оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом т (от лат. magnitude - "величина"), который ставят вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2,3^м.

Чтобы оценить блеск ярчайших небесных светил, шести ступеней было недостаточно. Появились нулевые и отрицательные звёздные величины. Так, полная Луна имеет блеск около -11т (в 10 тыс. раз ярче самой яркой звезды - Сириуса), Венера - до -4 m . С изобретением телескопа астрономы познакомились со звёздами слабее 6m. Даже в бинокль могут быть видны звёзды 10^m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27-29 m .

Видимый блеск - легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды - светимость, надо знать расстояние до неё.

РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД

Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.

Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

Параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1". Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно).

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии - парсек (сокращение от "параллакс" и "секунда"). Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1"". Другими словами, радиус земной орбиты, равный одной астрономической единице (1 а. е.), виден с такой звезды под углом 1". Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

r = 1/п (пи)

где r - расстояние в парсеках, п - годичный параллакс в секундах.

Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звёзд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далёкой переменной звезды и её видимую звёздную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звёзд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звёзд и звёздных систем.

Химический состав звезд

Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

СВЕТИМОСТЬ

Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:

L© = 4*10 26 Вт

Сириус 22 L©

Канопус 4700 L©

Арктур 107L©

Вега 50 L©

Это, однако, не означает, что Солнце очень "бледно" выглядит по сравнению с остальными звёздами. Его светимость в звёздном мире выше средней. Так, из нескольких десятков звёзд, расстояния до которых не превышают 15 световых лет, только две - Сириус и Процион - имеют более высокую светимость, чем Солнце, и ещё одна - алюфа Центавра - лишь немного уступает ему, у остальных же светимость значительно ниже. Известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце, Интервал светимостей наблюдаемых звёзд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз!

ЦBET И ТЕМПЕРАТУРА

Самые горячие звёзды - всегда голубого и белого цвета, менее горячие - желтоватого, холодные - красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов - горячее любого расплавленного металла.

Человеческий глаз не способен очень точно определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД

Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства - дифракционной решётки - раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое - красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.

Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звёздах самых лёгких элементов - водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу её спектра.

В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).

Солнце G2 Сириус А1 Канопус F0 Арктур К2 Вега А0 Ригель В8 Денеб А2 Альтаир А7 Бетельгейзе М2
Полярная F8

РАЗМЕРЫ ЗВЁЗД

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди "перекрывая" идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные (линейные) размеры.

Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно для земных наблюдателей, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором - оптическим интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоёмки. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) во всём оптическом диапазоне и температуры (Т). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R 2 T 4 . Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получаем удобную для вычислений формулу:

позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины R®, L® и Т® = 6000 К известны).

Итак, по своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик"), введены с 1953 года на:

• Сверхгиганты (I)
• Яркие гиганты (II)
• Гиганты (III)
• Субгиганты (IV)
• Карлики главной последовательности (V)
• Субкарлики (VI)
• Белые карлики (VII)

Измерения показали, что самые маленькие звёзды, наблюдаемые в оптических лучах, - так называемые белые карлики - имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных - красных сверхгигантов - таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё.

МАССА ЗВЕЗДЫ

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.

Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет недостаточно высока для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звёздам.) Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз - гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).

Анализируя важнейшие характеристики звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

Класс O - это голубые звезды, их температура 22 000 °С. Типичные звезды - Дзета в созвездии Кормы, 15 Единорога.

Класс В – это бело-голубые звезды. Температура их 14 000 °С. Температура их 14 ООО °С. Типичные звезды: Эпсилон в созвездии Ориона, Ригель, Колос.

Класс A - это белые звезды. Их температура 10 000 °С. Типичные звезды - Сириус, Вега, Альтаир.

Класс F – это бело-желтые звезды. Температура их поверхности 6700 °С. Типичные звезды Канопус, Процион, Альфа в созвездии Персея.

Класс G - это желтые звезды. Температура 5 500 °С. Типичные звезды: Солнце (спектр С-2), Капелла, Альфа Центавра.

Класс K - это желто оранжевые звезды. Температура 3 800 °С. Типичные звезды: Артур, Поллукс, Альфа Большой Медведицы.

Класс M -. Это красные звезды. Температура 1 800 °С. Типичные звезды: Бетельгейзе, Антарес

Кроме звезд главной последовательности, астрономы выделяют такие типы звезд:

Коричневые карлики - звезды, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Их спектральный класс М - T и Y. В коричневых карликах могут протекать термоядерные процессы, но их масса все же слишком мала, чтобы начать реакцию превращения атомов водорода в атомы гелия, являющуюся главным условием для жизни полноценной звезды. Коричневые карлики - довольно «тусклые» объекты, если этот термин может быть применим к подобным телам, и астрономы исследуют их в основном благодаря выделяемому ими инфракрасному излучению.

Красные гиганты и сверхгиганты - это звезды с довольно низкой эффективной температурой в 2700- 4700°С, однако с огромной светимостью. Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Звезды типа Типа Вольфа - Райе - класс звезд, для которых характерна очень высокая температура и светимость. Звезды Вольфа - Райе отличаются от других горячих звезд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации. Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа - Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции.

Звезды типа T Тельца - класс переменных звезд, названный по имени своего прототипа Т Тельца (протозвезды на конечном этапе развития). Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности. Они принадлежат к звездам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Температура их поверхности такая же, как и у звезд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.

Яркие голубые переменные, также известные как переменные типа S Золотой Рыбы - это очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы. Встречаются исключительно редко. Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу массы звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звездами во Вселенной.

Белые карлики – тип «умирающих» звезд. Небольшие звезды типа нашего Солнца, которые широко распространены во Вселенной в конце своей жизни превратятся в белых карликов - это маленькие звезды(бывшее ядра звезд) с очень высокой плотностью, которая в миллион раз выше плотности воды. Звезда лишена источников энергии и, постепенно остывает, становясь темной и невидимой, однако процесс остывания может длиться миллиарды лет.

Нейтронные звезды – класс звезд, как и белые карлики, образуются после гибели звезды с массой 8-10 масс Солнца (звезды с большей массы уже образуют черные дыры). В данном случае ядро сжимается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Одной из особенности нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретенному звездой из-за несферического коллапса, в космосе наблюдаются радио- и рентгеновские источники, которые называются пульсары.

Эволюция звезд

Звезды принадлежат к горячейшим объектам Вселенной. Именно высокая температура нашего Солнца сделала возможной на Земле. Но причина такого сильного нагрева звезд долгое время оставалась неизвестной людям.

Разгадка секрета высокой температуры звезды лежит внутри нее. Имеется в виду не только состав светила — в буквальном смысле весь накал звезды исходит изнутри. — это горячее сердце звезды, в котором происходит термоядерная реакция синтеза, самая мощная из ядерных реакций. Этот процесс является источником энергии для всего светила — тепло из центра поднимается наружу, а затем и в открытый космос.

Поэтому температура звезды сильно различается в зависимости от места измерения. К примеру, температура в центре ядра нашего достигает 15 миллионов градусов Цельсия — а уже на поверхности, в фотосфере, жар спадает до 5 тысяч градусов.

Почему температура звезды такая разная?

Первичное объединение атомов водорода — первый шаг процесса ядерного синтеза

Действительно, отличия в нагреве ядра звезды и ее поверхности удивляют. Если бы вся энергия ядра Солнца распределится по звезде равномерно, температура поверхности нашего светила составит несколько миллионов градусов по Цельсию! Не менее поразительные отличия в температуре между звездами разных спектральных классов.

Все дело в том, что температуру звезды определяют два главных фактора: уровень ядром и площадь излучающей поверхности. Рассмотрим их подробнее.

Излучение энергии ядром

Хотя ядро накаляется до 15 миллионов градусов, не вся эта энергия передается соседним слоям. Излучается только то тепло, которое было получено от термоядерной реакции. Энергия , несмотря на свою мощь, остается в пределах ядра. Соответственно, температуру верхних слоев звезды определяет только сила термоядерных реакций в ядре.

Различия тут могут быть качественные и количественные. Если ядро достаточно большое, в нем «сгорает» больше водорода. Этим путем энергию получают молодые и зрелые звезды размеров Солнца, а также голубые гиганты и сверхгиганты. Массивные звезды вроде красных гигантов тратят в ядерной «топке» не только водород, но и гелий, или даже углерод и кислород.

Процессы синтеза с ядрами тяжелых элементов дает намного больше энергии. В рамках термоядерной реакции синтеза, энергия получается за счет избыточной массы соединяющихся атомов. Во время , которая происходит внутри Солнца, 6 ядер водорода с атомной массой 1 объединяются в одно ядро гелия с массой 4— грубо говоря, 2 лишних ядра водорода переходят в энергию. А когда «горит» углерод, сталкиваются ядра с массой уже 12 — соответственно, выход энергии куда больше.

Площадь излучающей поверхности

Однако звезды не только генерируют энергию, но и тратят ее. Следовательно, чем больше энергии звезда отдает, тем меньше ее температура. А количество отдаваемой энергии первоочередно определяет площадь излучаемой поверхности.

Истинность этого правила можно проверить даже в быту — белье сохнет быстрее, если его развесить пошире на веревке. А поверхность звезды расширяет ее ядро. Чем оно плотнее, тем выше его температура — и при достижении определенной планке, от накала зажигается водород вне звездного ядра.

Ядра очень плотные, поскольку там очень много гелия. Иногда он уже и сам «зажжен» термоядерной реакцией. Поэтому площадь их поверхности превышает площадь Солнца в десятки тысяч, а то и в миллион раз! Так что фотосфера даже самых больших красных гигантов в два раза холоднее поверхности Солнца.

Различия в температуре на поверхности

Еще один важный пункт — некоторые места на поверхности одной и той же звезды могут иметь разную температуру. Перепады достигают нескольких тысяч градусов Цельсия! Все зависит от способа передачи энергии от ядра звезды. Астрофизики выделяют два основных — лучистый перенос и конвекцию:

• Во время лучистого переноса энергия ядерного синтеза пробивается из центра звезды прямо сквозь — в виде лучей. Этот путь эффективный с точки зрения сохранения энергии, но очень медленный. Если зона лучистого переноса находится у центра звезды, как у нашего Солнца, путь лучей займет несколько десятков тысяч лет.
• Конвекция же базируется на всем нам известном законе природы — теплые жидкости и газы поднимаются наверх, а холодные — опускаются вниз. И так как звезды состоят из газа, конвекция наблюдается и у них. Звездное вещество, разогреваясь у более горячих слоев звезды, поднимается к более холодным зонам светила с меньшим давлением газа. Там забранная изнутри энергия отдается в виде .

Размещение зон лучистого переноса и конвекции зависит от массы звезды. В звездах, масса которых меньше солнечной, преобладает только конвекция. Массивные светила переносят жар от ядра к внешним слоям конвекцией, а до самой поверхности — лучистым переносом.

У же все наоборот: энергия от ядра уходит в виде лучей, а потом уже выкидывается на поверхность конвективными потоками звездной плазмы. Там, в фотосфере, энергия Солнца снова превращается в свет — в том числе видимый человеческому глазу.

И именно благодаря конвекции на поверхности Солнца случаются перепады температуры. Места, в которых это происходит, выделяются еще и визуально. Три главных типа — это факелы, пятна и протуберанцы.

• Факелы — это горячие и яркие зоны на Солнце. Их температура выше окружающей поверхности на 1-2 тысячи градусов по Цельсию.
• Пятна — это более холодные и темные зоны на фотосфере звезды. Нагрев их центра меньше обычной температуры Солнца на 2000 °C. Также вокруг пятен существует «тень», которая уже теплее — они всего на 200-500 градусов холоднее окружающей их фотосферы.
• являются извержением звездного вещества из глубины, которые поднимаются выше солнечной атмосферы. Хотя они и холоднее короны Солнца, их температура выше фотосферной — до 15 тысяч градусов Цельсия.

Как и факелы, так и пятна с протуберанцами на появляются благодаря магнитным полям звезды, пересекающим фотосферу в периоды . Факелы появляются на тех местах, где магнитные линии ускоряют конвективные потоки газов из глубин Солнца. Похожее происхождения имеют и протуберанцы — но зона выхода магнитного поля у них куда уже, а сила магнитных линий — больше. В пятнах, наоборот, магнитное поле тормозит процесс термопередачи — поэтому они тусклее и прохладнее.

В силу Солнца к нам, оно остается единственной звездой, на которой наблюдались такие явления. Но так как природа звезд очень схожа, астрономы предполагают наличие пятен и факелов на других светилах.

Люблю смотреть на звездное небо. Это очень увлекательно. Когда падает звездочка, то всегда загадываю желание. Лично для меня каждая звезда – это загадочный и неизведанный мир. Ученые доказывают, что кроме Земли во всей Галактике нет жизни. Так ли это… Возможно, на какой-то звездочке и существует что-то. Их миллионы и все так далеко от нас.

Какие бывают звезды по размеру

Каждый человек знает, что такое звезда. Мы с Земли видим маленькое яркое небесное тело. На самом же деле, это очень большие шары, которые состоят и разных газов . Доказано, что в их ядре температура около 6 млн градусов . А в основе звезды лежат в одород (90 %) и гелий (чуть меньше 10% ). По сути, звезда – это тоже Солнце, только поменьше в размерах (или больше). Астрономы часто говорят на них «огненные шары».

Если посмотреть в телескоп, то видно, что каждая звезда разная по размерам, форме и окружена разной туманностью. По размерам звезды делят на три типа:

• карлики – их большинство. Они намного меньше Солнца , поэтому экономят свою энергию и могут светить на протяжении десятков миллиардов лет;
• гиганты – их масса примерно такая же, как и Солнца . Менее яркие, чем карлики;
• сверхгиганты – сравнительно редко встречаются в Солнечной системе. Их диаметр больше 1 млрд. км. Такие звезды в 1 00 раз больше от Солнца .

Классификация звезд по цвету

А вы знаете, что цвет звезды непосредственно зависит от ее температур ы. Самую низкую температуру имеют красные звезды, самую высокую – синие:

• красные звезды – температура 2,500 -3,500 °C. В основном это карлики, в меньшей мере - гиганты. Относят к холодным звездам;
• оранжевые – 3,500 – 5000 °C. Тоже холодные звезды, карлики;
• коричневые 5000 -6000 °C. На них часто говорят планеты, в основном карлики;
• желтые – 6000 – 7,500 °C. Их относят к солнечному типу. Это звезды-гиганты;
• белые – 7,500 -10000 °C. Относятся к ряду остывающих;
• голубые – 10000 – 28000 °C. Имеют голубое свечение. Одни из самых горячих;
• синие – 28000 – 50000 °C. Самые горячие звезды.

Это нам с Земли кажется, что все звезды практически одинаковые. И мы думаем, что они отличаются лишь яркостью свечения. На самом же деле - все звезды разные по размерах и имеют разную температуру .

Спектральная классификация звезд и зависимость цвета от температуры их поверхности

Цвет звезды определяется разностью между её 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.

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 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.

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.

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 .

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.