색상별로 별의 차이점은 또 다른 예입니다. 별의 색깔은 무엇입니까? 별의 색과 온도

맑은 밤, 더 자세히 살펴보면 하늘에 무수히 많은 멀티 컬러 스타를 볼 수 있습니다. 혹시 자신의 플리커의 그늘을 결정하고, 별의 색깔은 무엇 무엇인지 궁금 있나요?

별의 색은 표면의 온도에 의해 결정됩니다.. 보석 같은 별을 산란, 그것은 마법 예술가의 팔레트와 같은 색조의 무한한 다양성을 가지고 있습니다. 물체가 더 뜨거울수록 표면에서 복사 에너지가 높아 지므로 방출되는 파도의 길이가 더 짧아집니다.

파장의 약간의 차이조차도 사람의 눈으로인지되는 색을 변화시킵니다. 가장 긴 파도는 오렌지, 노란색, 흰색 패스로 변경 온도 증가와 함께 붉은 그늘을 한 다음 흰색과 파란색이된다.

발광체의 가스 포락선은 이상적인 방사체의 기능을 수행합니다. 별의 색깔로부터 나이와 표면 온도를 계산할 수 있습니다. 물론, 그늘은 "눈으로"결정되는 것이 아니라 특수 도구 인 분광기의 도움을 받아 결정됩니다.

별의 스펙트럼에 대한 연구는 우리 시대의 천체 물리학의 기초입니다. 천체의 색깔은 무엇입니까? 종종 우리에게 사용 가능한 유일한 정보입니다.

푸른 별

파란색의 별이 가장 많습니다.   크고 뜨거운.   그들의 외층의 온도는 평균 10,000 Kelvin이며, 개개의 거대 거성에 대해 40,000에 도달 할 수 있습니다.

이 범위에서 새 별을 내고 방금 "삶의 길"을 시작하십시오. 예를 들어 리겔, 오리온 별자리의 두 주요 조명기 중 하나 인, 푸른 빛이 도는 흰색입니다.

노란색 별

우리 행성계의 중심은 태양   - 표면 온도가 6000 켈빈 이상입니다. 우주에서, 그것과 유사한 발광체는 지구에서 볼 때 그들이 다소 노랗게 보일지라도, 눈부신 흰색으로 보입니다. 황금 별에는 평균 연령이 있습니다.

우리에게 알려진 다른 유명인 중에서 하얀 별은 시리우스, 그 색깔은 눈으로 판단하는 것이 다소 어렵습니다. 이것은 수평선 위의 낮은 위치를 차지하고 있기 때문에 우리에게가는 길은 다중 굴절 때문에 방사선이 크게 왜곡되어 있기 때문입니다. 중위도의 Sirius는 종종 반짝 거리며 단 30 초 만에 전체 색상 스펙트럼을 보여줍니다!

빨간 별

진한 붉은 색 별은 온도가 낮습니다., 예를 들어 태양의 무게의 7.5 % 미만인 적색 왜성. 그들의 온도는 3500 Kelvin 이하입니다. 비록 광도가 많은 색과 색조의 풍부한 넘침이지만, 우리는 그것을 붉게 봅니다.

수소 연료가 모두 소모 된 거대한 발광체도 빨간색이나 갈색으로 보입니다. 일반적으로이 범위의 스펙트럼은 오래되고 쿨한 별의 복사입니다.

뚜렷한 붉은 색조는 오리온 별자리의 두 번째 별을 가지고 있습니다. Betelgeuse그리고 하늘지도에 위치하는 오른쪽 위 조금 위 알데바란주황색을 띤다.

기존의 가장 오래된 붉은 별 - 그는 1523-0901   태양으로부터 7500 광년 떨어져있는 우리 은하의 외곽에서 발견 된, 2 세대의 거대한 발광체 인 천칭 자리의 별자리에서. 가능한 나이는 약 132 억년으로 추정되는 우주의 나이보다 훨씬 적습니다.

모든 사람들은 하늘에서 별이 어떻게 보이는지 알고 있습니다. 시원한 하얀 빛으로 빛나는 작은 빛. 고대에는 사람들이이 현상에 대한 설명을 할 수 없었습니다. 별들은 밤의 어둠 속에서 사람의 평화를 보호하면서 신의 눈, 죽은 조상의 영혼, 보호자 및 보호자로 간주되었습니다. 그렇다면 아무도 태양이 별이라고 생각하지 않았을 것입니다.

별이란 무엇인가?

사람들이 별이라고 깨닫기 전에 수세기가 지났습니다. 항성의 유형, 특성, 거기에서 일어나는 화학적 및 물리적 과정에 대한 아이디어는 새로운 지식 영역입니다. 고대의 천문학 자들은 그러한 빛이 실제로는 작은 빛이 아니라 뜨거운 핵융합 반응이 일어나는 상상할 수없는 크기의 뜨거운 기체를 제안 할 수 없었다. 희미한 별빛은 핵반응의 눈부신 빛이며 태양의 아늑한 온기는 수백만 kelvins의 엄청난 열기라는 이상한 역설이 있습니다.

육안으로 하늘에서 볼 수있는 모든 항성들은 은하계 태양에 있습니다. 또한 이것의 일부이며 외곽에 있습니다. 태양이 은하수의 중심에 있다면 밤하늘이 어떤 모습인지 상상하기 란 불가능합니다. 결국이 은하의 별의 수는 2,000 억 개가 넘습니다.

천문학의 역사에 대해 조금

고대 천문학 자들도 하늘의 별들에 대해 특이하고 재미있는 것을 말할 수있었습니다. 이미 수메르 인들은 개별 별자리와 12 궁도를 구별했으며 처음으로 총 각을 360 도로 나누어 계산했습니다. 그들은 음력 달력을 만들어 태양과 동기화 할 수있었습니다. 이집트인들은 지구가 있음에도 불구하고 동시에 수성과 금성이 태양 주위를 돌고 있다는 것을 알고있었습니다.

중국에서는 기원전 3 천년 경에 과학으로서의 천문학이 이미 실용화되었습니다. 어

첫 번째 관측소가 XII 세기에 나타났습니다. BC 주 e. 그들은 음력 및 일식을 연구하여 그 원인을 이해하고 예측 날짜, 관측 된 운석 흐름 및 혜성의 궤적을 계산했습니다.

고대 잉카 족은 별과 행성의 차이를 알고있었습니다. 그들이 행성의 대기의 존재로 인해 금성의 디스크 윤곽의 갈릴레이와 시각 흐려짐을 알고 있다는 간접적 인 증거가 있습니다.

고대 그리스인들은 지구의 구형 성을 증명할 수 있었고, 시스템의 태양 중심성 (heliocentricity)을 가정했다. 그들은 틀렸지 만 태양의 지름을 계산하려고했습니다. 그러나 그리스인들은 원칙적으로, 태양이 지구보다 더 크다는 것을, 원칙적으로 시각적 인 관찰에 의거하여 생각하고, 그렇지 않으면 생각한 최초의 사람이었다. 그레그 히 파르 쿠스 (Grek Hipparchus)는 처음으로 별 카탈로그를 만들고 별의 종류를 확인했습니다. 이 과학적 연구에서 별의 분류는 빛의 강도에 기반을 두었습니다. Hipparch는 6 등급의 밝기를 선별했으며 카탈로그에는 850 명의 조명가가있었습니다.

고대 천문학 자들은 무엇에주의를 기울였습니까?

별의 초기 분류는 밝기에 따라 결정되었습니다. 결국,이 기준은 오직 망원경으로 무장 한 천문학 자에게만 가능합니다. 별들의 가장 눈에 띄거나 고유 한 가시적 인 성질도 그들 자신의 이름을 얻었고, 각 국가마다 고유 한 이름이 있습니다. 따라서 Deneb, Riegel 및 Algol은 아랍어 이름이고, Sirius는 라틴어이고 Antares는 그리스어입니다. 모든 국가의 극성 별에는 고유 한 이름이 있습니다. 이것은 아마 "실용적인 의미"에서 가장 중요한 별들 중 하나 일 것입니다. 밤 하늘의 좌표는 지구의 회전에도 불구하고 변하지 않습니다. 남은 별이 일출에서 일몰까지 하늘을 가로 질러 이동하면 북극성은 그 위치를 바꾸지 않습니다. 따라서 선원과 여행자는 신뢰할 수있는 가이드로 사용되었습니다. 그런데, 일반적인 오해에도 불구하고, 이것은 하늘에서 가장 밝은 별이 아닙니다. 극성 별은 외부에서 눈에 띄지 않습니다. 크기 나 발광 강도가 두드러지지 않습니다. 당신은 어디를보아야 하는지를 아는 경우에만 그것을 찾을 수 있습니다. 그것은 리틀 베어의 "국자 손잡이"의 맨 끝에 있습니다.

별 분류의 기초는 무엇입니까?

현대의 천문학 자들은 어떤 종류의 별 이냐에 대한 질문에 답하면서, 밤하늘의 빛이나 밝기의 밝기는 말할 것도 없습니다. 그것은 역사적인 여행이나 천문학에서 아주 먼 청중을 위해 고안된 강의 순서입니다.

별의 현대 분류는 스펙트럼 분석을 기반으로합니다. 이 경우 대개 천체의 질량, 광도 및 반지름을 나타냅니다. 이러한 모든 지표는 태양과 관련하여 주어지며, 즉 그 특성은 측정 단위로 취해진 다.

별의 분류는 절대 값과 같은 기준에 기반합니다. 이것은 관측 지점으로부터 10 파섹 떨어진 거리에있는 분위기가없는 가시적 인 밝기입니다.

또한 별의 밝기와 크기의 다양성을 고려하십시오. 별의 유형은 현재 스펙트럼 클래스 및보다 구체적으로 하위 클래스에 의해 결정됩니다. 천문학 자 Russell과 Hertzsprung은 광도, 절대 크기, 온도 표면 및 별의 스펙트럼 클래스 사이의 관계를 독립적으로 분석했습니다. 그들은 대응하는 축을 가진 다이어그램을 만들었고 그 결과가 전혀 혼란이 아님을 발견했습니다. 그래프상의 발광체는 분명히 식별 가능한 그룹이었습니다. 이 다이어그램은 별의 스펙트럼 클래스를 알고, 적어도 대략적인 정확도로 절대 크기를 결정합니다.

별이 어떻게 태어나 는가?

이 도표는이 천체들의 진화에 대한 현대의 이론에 찬성하여 분명한 증거로 사용되었습니다. 그래프는 가장 많은 수의 클래스가 이른바 주 계열의 별과 관련되어 있음을 분명히 보여줍니다. 이 부분에 속하는 별들의 유형은 현재 우주에서 가장 흔한 개발 지점에 있습니다. 이것은 발광에 소비 된 에너지가 열 핵 반응 동안 얻은 에너지로 보상되는 발광체 개발 단계입니다. 이 발달 단계의 체류 기간은 천체의 질량과 헬륨보다 무거운 원소의 비율에 의해 결정됩니다.

별의 진화에 대해 일반적으로 받아 들여지는 이론은 초기에

발광체의 개발 단계는 방전 된 거대한 가스 구름이다. 자체의 영향으로, 그것은 점차적으로 축소되어 점차 공으로 변합니다. 압축이 강할수록 중력 에너지가 강렬 해집니다. 가스가 가열되고, 온도가 1500 만 ~2000 만 K에 도달하면 열 핵 반응이 신생아 별에서 촉발됩니다. 그 후, 중력 압축 과정이 중단됩니다.

별의 삶의 주요 기간

처음에는 수소주기의 반응이 젊은 별의 깊이에서 우세합니다. 이것은 별의 삶에서 가장 긴 기간입니다. 이 발달 단계의 별의 유형은 위에서 설명한 다이어그램의 가장 거대한 주요 순서로 표시됩니다. 시간이 흐르면서 별 핵의 수소가 끝나고 헬륨으로 변합니다. 그 후에 핵의 주변에서만 열 핵적 연소가 가능하다. 별이 더 밝아지고, 바깥 쪽 레이어가 상당히 확장되고 온도가 낮아집니다. 천체가 붉은 거인으로 변합니다. 이 별의 삶의 기간

이전보다 훨씬 짧습니다. 그녀의 더 운명은 거의 연구되지 않았다. 여러 가지 가정이 있지만 신뢰할만한 증거는 아직받지 못했습니다. 가장 일반적인 이론은 헬륨이 너무 많이되면 자체 질량을 유지하지 않는 별의 핵이 줄어든다 고합니다. 헬륨이 열핵 반응에 들어가기 전까지 온도가 상승합니다. 괴물의 기온은 또 다른 팽창으로 이어지고 별은 적색 거성으로 변합니다. 과학자들에 따르면 별의 운명은 질량에 달려있다. 그러나 이것에 관한 이론은 컴퓨터 모델링의 결과 일뿐 관측으로는 확인되지 않았습니다.

별 냉각

아마도, 작은 질량을 지닌 붉은 거인들은 줄어들고, 왜성으로 변하고 점차 냉각 될 것입니다. 중형 질량 별은 행성상 성운으로 변할 수 있지만 외장이없는 핵은이 형성의 중심에 계속 존재하며 서서히 냉각되어 백색 왜성으로 변하게된다. 중앙 별이 상당한 적외선 방사를 방출하면, ​​행성상 성운의 팽창하는 가스 포락선에서 우주 조준기가 활성화되는 조건이 발생합니다.

거대한 몸체가 압축되면 전자가 문자 그대로 원자핵에 눌려 중성자로 변하는 그러한 압력 수준에 도달 할 수 있습니다. 이후 ~ 사이 이 입자는 정전 기적 반발력이 없기 때문에 별이 수 킬로미터 크기로 줄어들 수 있습니다. 또한, 그 밀도는 물의 밀도를 1 억 번 초과 할 것입니다. 그러한 별은 중성자 별이라고 부르며, 실제로는 거대한 원자핵입니다.

초 거대 항성은 헬륨 과정에서 탄소를 연속적으로 합성 한 다음, 산소, 실리콘, 그리고 마지막으로 철을 순차적으로 합성하여 존재합니다. 열 핵반응의이 단계에서 초신성 폭발이 일어난다. 초신성은 중성자 별로 바뀔 수 있으며, 질량이 충분히 크다면 계속해서 임계 한계까지 줄어들고 블랙홀을 형성 할 수 있습니다.

크기

별 별 크기 분류는 두 가지 방법으로 구현 될 수 있습니다. 별의 물리적 크기는 반지름으로 결정할 수 있습니다. 이 경우의 측정 단위는 태양의 반경입니다. 난쟁이, 중형 별, 거인 및 supergiants가 있습니다. 그건 그렇고, 태양 자체는 단지 왜소합니다. 중성자 별 반경은 불과 몇 킬로미터에 달합니다. 그리고 supergiant에서는 화성의 궤도가 완전히 맞을 것입니다. 별의 크기도 질량으로 이해할 수 있습니다. 이것은 몸의 지름과 밀접한 관련이 있습니다. 별이 크고 밀도가 낮을수록 별이 작을수록 밀도가 높습니다. 이 기준은 너무 많이 위반되지 않습니다. 태양보다 10 배나 더 작은 별은 거의 없습니다. 대부분의 발광체는 60 ~ 0.03 태양 질량의 간격에 적합합니다. 태양의 밀도는 시작점으로 1.43 g / cm 3입니다. 백색 왜성의 밀도는 10 12 g / cm 3에 이르며, 희귀 supergiants의 밀도는 태양보다 수백 배나 더 낮을 수 있습니다.

별의 표준 분류에서 질량 분포 체계는 다음과 같습니다. 작은 발광체는 0.08에서 0.5 태양의 질량을 지니고 있습니다. 온건 화 - 태양 질량이 0.5 ~ 8, 질량이 8 ~ 8입니다.

스타 분류 .   파란색에서 흰색으로

색깔 별 별 분류는 실제로 신체의 보이는 발광에 의존하지 않고 스펙트럼 특성에 의존합니다. 대상의 방출 스펙트럼은 별의 화학적 구성에 의해 결정되며, 그 온도는 별의 화학적 조성에 달려 있습니다.

가장 일반적인 것은 20 세기 초반에 만들어진 하버드 분류입니다. 채택 된 표준에 따르면 별 별 색 구분은 7 가지 유형으로 분류됩니다.

그래서 가장 높은 기온 인 30 ~ 60,000 K의 별들은 O 등급의 발광체에 속합니다. 그것들은 파란색이고, 그러한 천체의 질량은 60 태양 질량 (M)에 도달합니다. 그리고 반경은 15 태양 반경입니다 (p. r.). 그들의 스펙트럼에서 수소와 헬륨의 선은 다소 약하다. 그러한 천체의 광도는 백만 광년에 도달 할 수 있습니다 (p.).

10 ~ 30 만 K의 온도를 가진 별은 B 등급의 별에 속하며, 흰색과 파란색의 천체로 18 질량에서 시작합니다. m, 반경 - 7 초. 이 클래스의 오브젝트 중 가장 낮은 광도는 20,000입니다. 스펙트럼에서 수소 라인은 증폭되어 평균값에 도달한다.

클래스 A 등급의 온도 범위는 7.5에서 10,000 K이며 흰색입니다. 그러한 천체의 최소 질량은 3.1 초부터 시작됩니다. m, 반지름은 2.1 초입니다. r. 물체의 광도는 80에서 20000 사이입니다. c. 이 별의 스펙트럼에있는 수소 선은 강하고 금속 선이 나타납니다.

클래스 F의 객체는 실제로는 노란색 흰색이지만 색상은 흰색입니다. 그들의 온도 범위는 6에서 7.5 천 K, 질량은 1.7에서 3.1 cm, 반지름은 1.3에서 2.1 s까지 다양합니다. r. 그러한 별의 광도는 6에서 80 초까지 다양합니다. c. 스펙트럼의 수소선은 약화되고, 금속선은 반대로 증가합니다.

따라서 모든 종류의 하얀 별은 A부터 F까지의 클래스의 범위에 속합니다. 또한 분류에 따라 노란색과 주황색의 명사가 이어집니다.

노란색, 주황색 및 빨간색 별

항성의 종류는 온도가 감소하고 물체의 크기와 광도가 감소함에 따라 파란색에서 빨간색으로 색상별로 나뉩니다.

태양이 속한 G 등급은 5 ~ 6 천 K의 온도에 도달하며 황색입니다. 이러한 물체의 질량은 1.1에서 1.7 초입니다. m., 반지름 - 1.1에서 1.3 초. r. 광도 - 1.2-6 s. c. 헬륨과 금속의 스펙트럼 선은 강렬하며 수소 선은 점점 약 해지고 있습니다.

종류 K에 속하는 발광체는 3.5에서 5 천 K의 온도를 가지고있다. 그들은 황색 오렌지색을 띠지 만,이 별들의 진실한 색깔은 주황색이다. 이 물체의 반경은 0.9에서 1.1 초 사이입니다. p., 무게 - 0.8에서 1.1 초. 밝기 범위는 0.4 ~ 1.2 초입니다. c. 수소 라인은 거의 보이지 않으며, 금속 라인은 매우 강하다.

가장 차가운 별과 가장 작은 별은 클래스 M입니다. 온도는 단지 2.5 ~ 3.5 천 K이며, 실제로는 물체가 주황색을 띄지 만 적색으로 보입니다. 별의 질량은 0.3 ~ 0.8 초입니다. m., 반경 - 0.4에서 0.9 s. r. 광도 - 단지 0.04 - 0.4 초. c. 이들은 죽어가는 별들입니다. 오직 최근에 발견 된 갈색 왜성이 더 차갑습니다. 그들은 별도의 클래스 M-T를 할당 받았다.