Почему звезды разного цвета? Почему звезды цветные? Горячие и холодные звезды Какого цвета холодные и горячие звезды

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.

Какого цвета звезды

Цвета звезд. Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах), на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: l max = 0,29/T . Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К). Закон Стефана дает полный поток излучения на всех длинах волн (в ваттах с квадратного метра): E = 5,67" 10 –8 T 4 .

Спектры звезд. Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. По спектру можно определить химический состав, температуру, давление и скорость движения газа в атмосфере звезды. По доплеровскому смещению линий измеряют скорость движения самой звезды, например, по орбите в двойной системе.

В спектрах большинства звезд видны линии поглощения, т.е. узкие разрывы в непрерывном распределении излучения. Их называют также фраунгоферовыми или абсорбционными линиями. Они образуются в спектре потому, что излучение горячих нижних слоев атмосферы звезды, проходя сквозь более холодные верхние слои, поглощается на некоторых длинах волн, характерных для определенных атомов и молекул.

Спектры поглощения звезд сильно различаются; однако интенсивность линий какого-либо химического элемента далеко не всегда отражает его истинное количество в атмосфере звезды: в значительно большей степени вид спектра зависит от температуры звездной поверхности. Например, атомы железа есть в атмосфере большинства звезд. Однако линии нейтрального железа отсутствуют в спектрах горячих звезд, поскольку все атомы железа там ионизованы. Водород – это главный компонент всех звезд. Но оптические линии водорода не видны в спектрах холодных звезд, где он недостаточно возбужден, и в спектрах очень горячих звезд, где он полностью ионизован. Зато в спектрах умеренно горячих звезд с температурой поверхности ок. 10 000 К самые мощные линии поглощения – это линии бальмеровской серии водорода, образующиеся при переходах атомов со второго энергетического уровня.

Давление газа в атмосфере звезды также имеет некоторое влияние на спектр. При одинаковой температуре линии ионизованных атомов сильнее в атмосферах с низким давлением, поскольку там эти атомы реже захватывают электроны и, следовательно, дольше живут. Давление атмосферы тесно связано с размером и массой, а значит и со светимостью звезды данного спектрального класса. Установив по спектру давление, можно вычислить светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском, определить «модуль расстояния» (M - m ) и линейное расстояние до звезды. Этот очень полезный метод называют методом спектральных параллаксов.

Показатель цвета. Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т.е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T – 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т.е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.

Спектральная классификация. Все разнообразие звездных спектров можно уложить в логичную систему. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера , подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919). Сначала спектры были расставлены по интенсивности линий и обозначены буквами в алфавитном порядке. Но развитая позже физическая теория спектров позволила расположить их в температурную последовательность. Буквенное обозначение спектров не изменили, и теперь порядок основных спектральных классов от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.

Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории. Это двумерная система, в которой спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Ее преемственность с одномерной Гарвардской классификацией в том, что температурная последовательность выражена теми же буквами и цифрами (A3, K5, G2 и т.д.). Но дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на яркие сверхгиганты, сверхгиганты, яркие гиганты, нормальные гиганты, субгиганты, карлики (звезды главной последовательности) и субкарлики. Например, обозначение G2 V относится к звезде типа Солнца, а обозначение G2 III показывает, что это нормальный гигант с температурой примерно как у Солнца.

какого цвета звёзды? и почему?

1. Звезды бывают всех цветов радуги. Потому что у них разная температура и состав.

2. 
   
   http://www.pockocmoc.ru/color.php

   
   

3. Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М. Планка (18581947), Й. Стефана (18351893) и В. Вина (18641928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела. Он указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Длина волны (в сантиметрах) , на которую приходится максимум излучения, определяется законом Вина: lmax = 0,29/T. Именно этот закон объясняет красный цвет Антареса (T = 3500 K) и голубоватый цвет Ригеля (T = 18000 К) .

   ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ

   Спектральный классЭффективная температура, КЦвет
   O———————————————2600035000 ——————Голубой
   В ———————————————1200025000 ———-Бело-голубой
   А ————————————————800011000 ———————Белый
   F ————————————————-62007900 ———-Желто-белый
   G ————————————————50006100 ——————-Желтый
   К ————————————————-35004900 ————-Оранжевый
   М ————————————————26003400 ——————Красный

4. Наше солнце — бледно-желтая звезда. А вообще звезды имеют самые разнообразные цвета и их оттенки. Различия в цвете звезд объясняется тем, что они имеют различную температуру. И вот почему это происходит. Свет, как известно, — это волновое излучение, длина волны которого очень мала. Если же хотя бы чуть-чуть изменить длину этого света, то резко изменится цвет картинки, которую мы наблюдаем. Например, длина волны красного цвета в полтора раза больше длины волны синего цвета.

   Скопление разноцветных звезд

   Ученые сформулировали физические законы, которые связывают цвет и температуру. Чем горячее тело, тем больше энергия излучения с его поверхности и тем короче длина излучаемых волн. Поэтому если тело излучает в синем диапазоне волн, то оно горячее, чем тело, излучающее красный цвет.
   Атомы раскаленных газов звезд излучают фотоны. Чем горячее газ, тем выше энергия фотонов и тем короче их волна. Поэтому самые горячие новые звезды излучают в сине-белом диапазоне. По мере расходования своего ядерного топлива звезды остывают. Поэтому старые, остывающие звезды излучают в красном диапазоне спектра. Звезды среднего возраста, такие, как Солнце, излучают в желтом диапазоне.
   Наше Солнце удалено от нас относительно недалеко, и поэтому мы ясно видим его цвет. Другие же звезды удалены от нас так далеко, что мы даже с помощью мощных телескопов не можем с уверенностью сказать, какого они цвета. Для выяснения этого вопроса ученые используют спектрограф — прибор для выявления спектрального состава звездного света.

5. От температуры зависит Самые горячие белого и голубого цветов самые холодные красного но и то у них температура выше любого расплавленного металла
6. солнце же белое?
7. Ощущение цвета чисто субъективное, оно зависит от реакции сетчатки глаза наблюдателя.
8. на небе? знаю, что есть и голубые, и жлтые, и белые. вот наше Солнце — желтый карлик)))
9. Звзды бывают разных цветов. Голубые имеют большую температуру чем красные и большую энергию излучения с его поверхности. Также они бывают белые, жлтые и оранжевые, и почти все состоят из водорода.
10. Звзды бывают самых разных цветов, практически все цвета радуги (например: Солнце наше — желтое, Ригель — бело- голубой, Антарес- красный и т. д.)

    Различия в цвете звезд объясняется тем, что они имеют различную температуру. И вот почему это происходит. Свет, как известно, — это волновое излучение, длина волны которого очень мала. Если же хотя бы чуть-чуть изменить длину этого света, то резко изменится цвет картинки, которую мы наблюдаем. Например, длина волны красного цвета в полтора раза больше длины волны синего цвета.

    Как известно, нагреваемый металл при увеличении температуры сначала начинает светиться красным светом, потом желтым и, наконец, белым. Похожим образом светят и звезды. Красные — самые холодные, а белые (или даже голубые!) — самые горячие. Вновь вспыхнувшая звезда будет иметь цвет, соответствующий выделяемой в ее сердцевине энергии, а интенсивность этого выделения, в свою очередь, зависит от массы звезды. Следовательно, все нормальные звезды тем холоднее, чем они более красны, если так можно выразится. «Тяжелые» звезды — горячие и белые, а «легкие», немассивные — красные и относительно холодные. Температуры самых горячих и самых холодных звезд мы уже называли (см. выше) . Теперь мы знаем, что самые высокие температуры соответствуют голубым звездам, самые низкие — красным. Уточним, что в этом абзаце шла речь о температурах видимых поверхностей звезд, ведь в центре звезд (в их ядрах) температура гораздо выше, но и она наиболее велика в массивных голубых звездах.

    Спектр звезды и ее температура тесно связаны с показателем цвета, т. е. с отношением яркостей звезды в желтом и голубом диапазонах спектра. Закон Планка, описывающий распределение энергии в спектре, дает выражение для показателя цвета: C.I. = 7200/T 0,64. У холодных звезд показатель цвета выше, чем у горячих, т. е. холодные звезды относительно ярче в желтых лучах, чем в голубых. Горячие (голубые) звезды выглядят более яркими на обычных фотопластинках, а холодные звезды выглядят ярче для глаза и особых фотоэмульсий, чувствительных к желтым лучам.
    Ученые сформулировали физические законы, которые связывают цвет и температуру. Чем горячее тело, тем больше энергия излучения с его поверхности и тем короче длина излучаемых волн. Поэтому если тело излучает в синем диапазоне волн, то оно горячее, чем тело, излучающее красный цвет.
    Атомы раскаленных газов звезд излучают фотоны. Чем горячее газ, тем выше энергия фотонов и тем короче их волна. Поэтому самые горячие новые звезды излучают в сине-белом диапазоне. По мере расходования своего ядерного топлива звезды остывают. Поэтому старые, остывающие звезды излучают в красном диапазоне спектра. Звезды среднего возраста, такие, как Солнце, излучают в желтом диапазоне.
    Наше Солнце удалено от нас относительно недалеко, и поэтому мы ясно видим его цвет. Другие же звезды удалены от нас так далеко, что мы даже с помощью мощных телескопов не можем с уверенностью сказать, какого они цвета. Для выяснения этого вопроса ученые используют спектрограф — прибор для выявления спектрального состава звездного света.
    ГАРВАРДСКАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ дает зависимость от температуры цвета звезды, например: 35004900 — оранжевый, 800011000 белый, 2600035000 голубой и т. д. http://www.pockocmoc.ru/color.php

    И ещ важный факт: зависимость цвета свечения звезды от массы.
    Более массивные нормальные звезды имеют большие температуры поверхности и недр. Они же быстрее сжигают свое ядерное горючее — водород, из которого, в основном, состоят почти все звезды. О том, какая же из двух нормальных звезд массивнее можно судить по ее цвету: голубые тяжелее белых, белые — желтых, желтые — оранжевых, оранжевые — красных.

О звездах

Послушайте! Ведь, если звезды зажигают -

значит - это кому-нибудь нужно?

Значит - это необходимо,

чтобы каждый вечер

над крышами

загоралась хоть одна звезда?!

И физиков, и лириков тянет поговорить о звездах, а художники пытаются запечатлеть звездное небо на своих полотнах.
Но любуясь мерцающими звездами на ночном небе, мы иногда вспоминаем, что звезды - это далекие, огромные и разнообразные миры.

Какие же бывают звезды?
Звезда с точки зрения астрономии — массивный светящийся газовый шар той же природы, что и Солнце .
Образуются звезды из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.
Звезды отличаются друг от друга по массе, спектру свечения, по этапам эволюции.
И вот какими бывают звезды

Спектральные классы
По спектральному классу звезды варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,0767 до 300 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности и массы. Спектральные классы - по порядку от горячих к холодным такие: (O, B, A, F, G, K, M).

Звездная диаграмма
В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» — «спектральный класс » различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой - главной последовательности звезд.

На главной последовательности находится и наше Солнце — типичная звезда спектрального класса G, желтый карлик.
Обозначение класса звёзд: сначала идет буквенное обозначение спектрального класса, далее арабскими цифрами спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме). Солнце имеет класс G2V.

Звезды главной последовательности
Эти звезды находятся на таком этапе жизни, при котором энергия излучения полностью компенсируется энергией, протекающих в ее центре, термоядерных реакций . Свечение у таких звезд может быть различное, в зависимости от вида реакции.
В этом классе ученые выделяют такие виды звезд: О- голубые, В- бело-голубые, А- белые, F- бело-желтые; G- желтые; К- оранжевые; М- красные.
Самую высокую температуру имеют звезды голубые, самую низкую - красные . Солнце относится к желтым разновидностям звезд, его возраст составляет чуть более 4,5 млрд. лет .
Гигантами считаются светила, имеющие диаметр и массу в десятки тысяч раз превосходящие Солнце.
Кстати, для запоминания классов звезд есть забавная мнемоническая фраза : Один Бритый Англичанин Финики Жует, Как Морковь (O, B, A, F, G, K, M)..

Оказаывается, многообразие видов звезд - это отражение количественных характеристик звезд (масса, химический состав) и эволюционного этапа на котором в данный момент находится звезда.
ЗВЁЗДНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение жизни.
Звезда за миллионы и миллиарды лет своей жизни проходит самые разные стадии эволюции…

Эволюция Солнца

Звезда может из звезды-гиганта превратиться в Белого карлика или Красного гиганта, а потом вспыхнуть Сверхновой или превратиться в страшную Черную дыру.
Как же происходят эти превращения?

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
Матерью каждого небесного тела можно именовать гравитацию, а отцом - сопротивление материи сжатию.
Звезда начинает свою жизнь как облако межзвёздного газа , сжимающееся под действием собственного тяготения и принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура возрастает.
Когда температура в центре достигает 15-20 млн , начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой !
Голубой гигант — звезда спектрального класса O или B . Это молодые горячие массивные звёзды. Массы голубых гигантов достигают 10—20 масс Солнца , а светимость в тысячи раз превышает солнечную.
На первой стадии жизни звезды в ней доминируют реакции водородного цикла . Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий , термоядерные реакции прекращаются.

Красный гигант - одна из стадий эволюции звезды.
Диаметр светила увеличивается к моменту выгорания водорода в его ядре. Свечение раскаленных газов приобретает красный оттенок, а температура их сравнительно невысока.

Без давления, возникавшего в ходе реакций и уравновешивавшего собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие . Температура и давление повышаются.
Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре около 100 млн не начнутся термоядерные реакции с участием гелия .
Возобновившееся термоядерное горение вещества, гелия, становится причиной чудовищного расширения звезды, её размер увеличивается в 100 раз! Звезда становится красным гигантом , а фаза горения гелия продолжается несколько миллионов лет.

Красные гиганты и сверхгиганты —звёзды с низкой температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m, а максимум их излучения в инфракрасном диапазоне.
Практически все красные гиганты являются переменными звёздами .
Происходит дальнейшее термоядерное превращение гелия (гелий — в углерод , углерод — в кислород , кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
Красный карлик
Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются такими миллиарды лет, а массивные сверхгиганты изменятся уже через несколько миллионов лет после формирования.
Звёзды среднего размера , как Солнце, остаются на главной последовательности около 10 миллиардов лет.
После гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; это вызывает сильную перестройку звезды. Размер атмосферы звезды увеличивается, и она начинает терять газ в виде потоков звёздного ветра .

Белый карлик или черная дыра?
Судьба звезды зависит от её исходной массы.
Ядро звезды может закончить эволюцию:
как белый карлик (маломассивные звёзды),
как нейтронная звезда (пульсар) — если её масса превышает предел Чандрасекара,
и как чёрная дыра — если масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова.
В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых .

Белые карлики
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденного ядра не уравновесит гравитацию .

В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом . Она лишена источников энергии и, остывая, становится тёмной и невидимой .

Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m).

Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали сильнее «новых звёзд». На самом деле все они новыми не являются, вспыхивают уже существующие звёзды. Но иногда вспыхивали звёзды, которые ранее были на небе не видны, что и создавало эффект появления новой звезды.

Гиперновая — коллапс тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; очень большая сверхновая. Термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 и более масс Солнца.

Переменная звезда — это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много. Например, если звезда двойная, то одна звезда, проходя по диску другой звезды, будет его затмевать.


Но в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами

Чёрная дыра — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света).


Граница этой области называется горизонтом событий , а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае он равен радиусу Шварцшильда .
R ш=2G M/с 2
где c — скорость света, M — масса тела, G — гравитационная постоянная.
………………………
Нейтронная звезда — астрономический объект, состоящий из нейтронной сердцевины и тонкой (∼1 км) коры вырожденного вещества, содержащей тяжёлые атомные ядра. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но радиусы составляют лишь десятки километров . Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых .

Так Крабовидная туманность в созвездии Тельца , является остатками сверхновой , взрыв которой наблюдался, согласно записям арабских и китайских астрономов, 4 июля 1054 года . Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время.
Крабовидная туманность в условных цветах (синий — рентгеновский, красный — оптический диапазон). В центре — пульсар .

Пульсар — космический источник периодического радио- (радиопульсар), оптического, рентгеновского или гамма излучений, приходящих на Землю в виде периодических импульсов .
Первый пульсар, нейтронная звезда , был открыт в июне 1967 г. Джоселин Белл, аспиранткой Э. Хьюиша. Она открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн . Феномен позже был объяснён, как направленный радиолуч от вращающегося объекта — своеобразный «космический маяк». Но обычные звёзды разрушились бы от столь высокой скорости вращения, на роль «маяков» подходили только нейтронные звезды.
За этот результат Хьюиш получил в 1974 году Нобелевскую премию.
Интересно , что сначала пульсару присвоили имя LGM-1 (от Little Green Men — маленькие зелёные человечки). Такое название было связано с предположением, что эти периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение . Потом гипотеза о сигналах внеземной цивилизации отпала.

Цефеиды — класс пульсирующих переменных звёзд с точной зависимостью период—светимость, названный по звезде δ Цефея . Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда .
Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции не компенсировали потери энергии на излучение. Их существование предсказали в середине XX в, а в 2004 году коричневый карлик впервые был обнаружен.


На сегодняшний день открыто достаточно таких звезд, их спектральный класс М — T.

Черный карлик -конечная стадия эволюции звезды с небольшой массой, остывшая и безжизненная.
......................
Другие Космические объекты

Белая дыра
Это гипотетический физический объект во Вселенной, в область которого ничто не может войти. Белая дыра является временной противоположностью чёрной дыры.
Квазары
Квазар — это чрезвычайно далекий, внегалактический объект с высокой светимостью и малым угловым размером, далёкое активное ядро галактики . По одной из теорий, квазары - галактики на начальном этапе развития, в которых сверхмассивная чёрная дыра поглощает окружающее вещество.
От слов quas istell a r («квазизвёздный», «похожий на звезду ») и (« »), дословно «квазизвёздный радиоисточник».

Галактика (др.-греч. молочный) — гигантская система из звёзд , звёздных скоплений , межзвёздного газа . Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего

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.