Yıldızlar dev sıcak gaz koleksiyonlarıdır. Esas olarak iki tür gazdan oluşurlar - hidrojen ve helyum. Hidrojen ve helyumun füzyonu nedeniyle, yıldızların çok parlak ve sıcak olması nedeniyle bir enerji salınımı meydana gelir ve muhtemelen bu yüzden bize beyaz görünürler. Peki ya en ünlü yıldız? Artık bize o kadar beyaz gelmiyor, daha çok sarıya benziyor. Ayrıca kırmızı, kahverengi ve mavi yıldızlar da vardır.
Yıldızların neden farklı renklere sahip olduğunu anlamak için, bir yıldızın ortaya çıktığı andan tamamen yok oluşuna kadar tüm yaşam yolunu izlemeniz gerekir.
 |
| Fotoğraf: Nigel Howe |
Artık her yıldızın gelişiminin farklı yollarından geçtiğini ve boyutunu, rengini, parlaklığını, sıcaklığını sürekli değiştirdiğini anlıyorsunuz. Bu nedenle yıldızların pek çok çeşidi vardır. En küçük yıldızlar kırmızıdır. Ortalama yıldızlar Güneşimiz gibi sarı renktedir. Daha büyük yıldızlar mavidir ve en parlak yıldızlardır. Kahverengi cücelerin enerjisi çok azdır ve radyasyon yoluyla kaybedilen enerjiyi telafi edemezler. Beyaz cüceler, yavaş yavaş soğuyan, kısa sürede görünmez ve karanlık hale gelen yıldızlardır.
Güneş sistemimizdeki tek yıldız olan Güneş, bir tür “sarı cüce”dir. Denizcilere yol gösteren kutup yıldızı mavi bir süperdevdir. Güneş'e en yakın yıldız olan Proxima Centauri ise bir kırmızı cücedir. Evrendeki yıldızların çoğu aynı zamanda kırmızı cücelerdir. Ve tüm yıldızları beyaz görüyoruz, neden? Bunun yıldızların loşluğundan ve görüşümüzden kaynaklandığı ortaya çıktı. Bu tür yıldızların farklı renklerini tespit edecek kadar keskin değildir. Ama yine de en parlak yıldızların rengini ayırt edebiliyoruz.
Artık yıldızların sadece beyaz olmadığını biliyorsunuz ve görevi kolayca tamamlayabilirsiniz.
Egzersiz yapmak:
- Renkli yıldızlarla dolu bir gökyüzü çizin. Bu tam olarak daha keskin bir görüşe sahip olsaydık göreceğimiz türden bir gökyüzü.
Soğuk ve sıcak yıldızlar hangi renklerdir ve en iyi cevabı aldım
Yanıtlayan: DOKER-L[Guru]
YILDIZLARIN RENGİ VE SICAKLIĞI
Yıldızların sıcaklığı ve rengi
Kaynak: Yıldızlar hakkında her şey:
Yanıtlayan: 2 cevap[guru]
Merhaba! İşte sorunuzun yanıtlarını içeren bir dizi konu: Soğuk ve sıcak yıldızlar ne renktir?
Yanıtlayan: Roma Maryashin[acemi]
Yanıtlayan: Alex Vlasov[acemi]
Beyaz ve mavi
Yanıtlayan: Vladimir Buhvestov[uzman]
Gökyüzünde yıldızlar her zaman soğuktur
Yanıtlayan: Artem Kereev[acemi]
soğuk-mavi, sıcak-kırmızı
Yanıtlayan: mm mm[acemi]
En sıcak yıldızlar her zaman mavi ve beyazdır, daha az sıcak olanlar sarımsı, daha soğuk olanlar ise kırmızımsıdır. Ancak en soğuk yıldızların bile 2-3 bin Kelvin sıcaklığı vardır; bu, herhangi bir erimiş metalden daha sıcaktır.
Yanıtlayan: Morfix_Game-Kanal[acemi]
DOKER-L Aydın (37832) 5 yıl önce
YILDIZLARIN RENGİ VE SICAKLIĞI
Yıldızların kolayca ölçülebilen özelliklerinden biri de renktir. Nasıl ki sıcak metal ısınma derecesine göre renk değiştiriyorsa, bir yıldızın rengi de her zaman sıcaklığını gösterir. Astronomide, adımı bir kelvin (1 K) olan mutlak bir sıcaklık ölçeği kullanılır - bilinen Celsius ölçeğindeki (1 ° C) ile aynıdır ve ölçeğin başlangıcı -273 (0 K) kaydırılır. = - 273°C).
Yıldızların sıcaklığı ve rengi
En sıcak yıldızlar her zaman mavi ve beyazdır, daha az sıcak olanlar sarımsı, daha soğuk olanlar ise kırmızımsıdır. Ancak en soğuk yıldızların bile 2-3 bin Kelvin sıcaklığı vardır; bu, herhangi bir erimiş metalden daha sıcaktır.
İnsan gözü bir yıldızın rengini ancak kabaca belirleyebilir. Daha doğru tahminler için, görünür (veya görünmez) spektrumun farklı bölümlerine duyarlı fotografik ve fotoelektrik radyasyon dedektörleri kullanılır. Sonuçta bir yıldızın rengi, spektrumun hangi kısmının en büyük radyasyon enerjisini içerdiğine bağlıdır. Yıldız büyüklüklerinin farklı spektral aralıklarda (örneğin mavi ve sarı) karşılaştırılması, bir yıldızın rengini niceliksel olarak karakterize etmeyi ve sıcaklığını tahmin etmeyi mümkün kılar.
Yanıtlayan: Liliya Bashlaeva[acemi]
kırmızı
Yanıtlayan: Lyubov Botalova[acemi]
neden sadece kırmızıyla uğraşasınız ki?
Yanıtlayan: Danila Pro-Sto[acemi]
YILDIZLARIN RENGİ VE SICAKLIĞI
Yıldızların kolayca ölçülebilen özelliklerinden biri de renktir. Nasıl ki sıcak metal ısınma derecesine göre renk değiştiriyorsa, bir yıldızın rengi de her zaman sıcaklığını gösterir. Astronomide, adımı bir kelvin (1 K) olan mutlak bir sıcaklık ölçeği kullanılır - bilinen Celsius ölçeğindeki (1 ° C) ile aynıdır ve ölçeğin başlangıcı -273 (0 K) kaydırılır. = - 273°C).
Yıldızların sıcaklığı ve rengi
En sıcak yıldızlar her zaman mavi ve beyazdır, daha az sıcak olanlar sarımsı, daha soğuk olanlar ise kırmızımsıdır. Ancak en soğuk yıldızların bile 2-3 bin Kelvin sıcaklığı vardır; bu, herhangi bir erimiş metalden daha sıcaktır.
İnsan gözü bir yıldızın rengini ancak kabaca belirleyebilir. Daha doğru tahminler için, görünür (veya görünmez) spektrumun farklı bölümlerine duyarlı fotografik ve fotoelektrik radyasyon dedektörleri kullanılır. Sonuçta bir yıldızın rengi, spektrumun hangi kısmının en büyük radyasyon enerjisini içerdiğine bağlıdır. Yıldız büyüklüklerinin farklı spektral aralıklarda (örneğin mavi ve sarı) karşılaştırılması, bir yıldızın rengini niceliksel olarak karakterize etmeyi ve sıcaklığını tahmin etmeyi mümkün kılar.
Yıldızlar Evrenin en sıcak nesnelerine aittir. Bunu Dünya'da mümkün kılan, Güneşimizin yüksek sıcaklığıydı. Ancak yıldızların bu kadar güçlü ısınmasının nedeni insanlar tarafından uzun süre bilinmiyordu.
Yıldızın yüksek sıcaklığının sırrı burada yatıyor. Bu sadece yıldızın bileşimiyle ilgili değildir; kelimenin tam anlamıyla yıldızın tüm ışıltısı içeriden gelir. - burası, nükleer reaksiyonların en güçlüsü olan termonükleer füzyon reaksiyonunun meydana geldiği yıldızın sıcak kalbidir. Bu süreç tüm yıldız için bir enerji kaynağıdır; merkezden gelen ısı dışarı doğru ve ardından uzaya doğru yükselir.
Bu nedenle bir yıldızın sıcaklığı, ölçüldüğü yere bağlı olarak büyük ölçüde değişir. Örneğin çekirdeğimizin merkezindeki sıcaklık 15 milyon santigrat dereceye ulaşıyor ve yüzeyde, fotosferde sıcaklık zaten 5 bin dereceye düşüyor.
Yıldızın sıcaklığı neden bu kadar farklı?
Hidrojen atomlarının birincil birleşimi nükleer füzyon sürecinin ilk adımıdır
Aslında yıldızın çekirdeğinin ve yüzeyinin ısınmasındaki farklılıklar şaşırtıcıdır. Eğer Güneş'in çekirdeğindeki enerji yıldızın her yerine eşit olarak dağıtılsaydı, yıldızımızın yüzey sıcaklığı birkaç milyon santigrat derece olurdu! Farklı spektral sınıflardaki yıldızlar arasındaki sıcaklık farkları da daha az çarpıcı değildir.
Mesele şu ki, bir yıldızın sıcaklığı iki ana faktör tarafından belirleniyor: çekirdeğin seviyesi ve yayılan yüzeyin alanı. Gelin onlara daha yakından bakalım.
Çekirdekten enerji emisyonu
Çekirdek 15 milyon dereceye kadar ısınmasına rağmen bu enerjinin tamamı komşu katmanlara aktarılmıyor. Yalnızca termonükleer reaksiyon tarafından üretilen ısı yayılır. Enerji, gücüne rağmen çekirdeğin içinde kalır. Buna göre bir yıldızın üst katmanlarının sıcaklığı yalnızca çekirdekteki termonükleer reaksiyonların gücüyle belirlenir.
Buradaki farklılıklar niteliksel ve niceliksel olabilir. Çekirdek yeterince büyükse, içinde daha fazla hidrojen “yanar”. Güneş büyüklüğündeki genç ve olgun yıldızların yanı sıra mavi devler ve süperdevler de bu şekilde enerji alırlar. Kırmızı dev gibi büyük yıldızlar nükleer fırınlarında sadece hidrojeni değil, helyumu, hatta karbon ve oksijeni de yakarlar.
Ağır elementlerin çekirdekleriyle füzyon süreçleri çok daha fazla enerji sağlar. Termonükleer füzyon reaksiyonunda enerji, birleşen atomların fazla kütlesinden elde edilir. Güneş'in içinde meydana gelen süre boyunca, atom kütlesi 1 olan 6 hidrojen çekirdeği, kütlesi 4 olan bir helyum çekirdeğine birleşir - kabaca konuşursak, fazladan 2 hidrojen çekirdeği enerjiye dönüştürülür. Ve karbon "yandığında", halihazırda 12 kütleye sahip çekirdekler çarpışır - buna göre, enerji çıkışı çok daha fazladır.
Yayılan yüzey alanı
Ancak yıldızlar sadece enerji üretmekle kalmıyor, aynı zamanda onu israf da ediyor. Sonuç olarak, bir yıldız ne kadar çok enerji yayarsa sıcaklığı da o kadar düşük olur. Ve salınan enerji miktarı öncelikle yayılan yüzeyin alanını belirler.
Bu kuralın doğruluğu günlük yaşamda bile doğrulanabilir - çamaşırlar ipe daha geniş asılırsa daha hızlı kurur. Ve yıldızın yüzeyi çekirdeğini genişletiyor. Ne kadar yoğun olursa sıcaklığı da o kadar yüksek olur ve belirli bir seviyeye ulaşıldığında yıldız çekirdeğinin dışındaki hidrojen akkordan ateşlenir.
Yıldızlar ne renk
Yıldız renkleri. Yıldızlar çeşitli renklerde gelir. Arcturus'un sarı-turuncu bir tonu vardır, Rigel beyaz-mavidir, Antares parlak kırmızıdır. Bir yıldızın spektrumundaki baskın renk, onun yüzey sıcaklığına bağlıdır. Bir yıldızın gaz kabuğu neredeyse ideal bir yayıcı (kesinlikle siyah cisim) gibi davranır ve tamamen M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) ve V. Wien'in klasik radyasyon yasalarına tabidir ( 1864–1928), vücut sıcaklığı ve radyasyonun doğası ile ilgili. Planck yasası, bir cismin spektrumundaki enerjinin dağılımını açıklar. Artan sıcaklıkla birlikte toplam radyasyon akısının arttığını ve spektrumdaki maksimumun daha kısa dalgalara doğru kaydığını belirtiyor. Maksimum radyasyonun meydana geldiği dalga boyu (santimetre cinsinden) Wien yasasına göre belirlenir: ben maksimum = 0,29/ T. Antares'in kırmızı rengini açıklayan bu yasadır ( T= 3500 K) ve mavimsi Rigel rengi ( T= 18000 K). Stefan yasası tüm dalga boylarındaki toplam radyasyon akışını verir (metrekare başına watt cinsinden): e = 5,67" 10 –8 T 4 .
Yıldızların spektrumları. Yıldız spektrumlarının incelenmesi modern astrofiziğin temelidir. Spektrumdan yıldızın atmosferindeki gazın kimyasal bileşimi, sıcaklığı, basıncı ve hızı belirlenebilir. Çizgilerin Doppler kayması, yıldızın kendisinin, örneğin ikili sistemdeki bir yörünge boyunca hareket hızını ölçmek için kullanılır.
Soğurma çizgileri çoğu yıldızın spektrumunda görülebilir; Radyasyonun sürekli dağılımında dar kesintiler. Bunlara Fraunhofer veya soğurma çizgileri de denir. Spektrumda oluşurlar çünkü yıldız atmosferinin sıcak alt katmanlarından gelen ve daha soğuk üst katmanlardan geçen radyasyon, belirli atom ve moleküllere özgü belirli dalga boylarında emilir.
Yıldızların soğurma spektrumları büyük ölçüde farklılık gösterir; ancak herhangi bir kimyasal elementin çizgilerinin yoğunluğu her zaman yıldız atmosferindeki gerçek miktarını yansıtmaz: spektrumun şekli çok daha büyük ölçüde yıldız yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır. Örneğin çoğu yıldızın atmosferinde demir atomları bulunur. Bununla birlikte, sıcak yıldızların tayfında nötr demir çizgileri yoktur, çünkü oradaki tüm demir atomları iyonizedir. Hidrojen tüm yıldızların ana bileşenidir. Ancak hidrojenin optik çizgileri yeterince uyarılmadığı soğuk yıldızların tayfında ve tamamen iyonlaştığı çok sıcak yıldızların tayfında görünmez. Ancak yüzey sıcaklığı yaklaşık olarak orta derecede sıcak olan yıldızların spektrumunda. 10.000 K'da en güçlü soğurma çizgileri, atomların ikinci enerji seviyesinden geçişleri sırasında oluşan Balmer hidrojen serisinin çizgileridir.
Yıldızın atmosferindeki gaz basıncının da spektrum üzerinde bir miktar etkisi vardır. Aynı sıcaklıkta, düşük basınçlı atmosferlerde iyonize atom çizgileri daha güçlüdür çünkü orada bu atomların elektron yakalama olasılığı daha düşüktür ve dolayısıyla daha uzun yaşarlar. Atmosfer basıncı, belirli bir spektral sınıfa ait bir yıldızın büyüklüğü ve kütlesiyle ve dolayısıyla parlaklığıyla yakından ilişkilidir. Spektrumdan gelen basıncı belirledikten sonra yıldızın parlaklığını hesaplamak ve bunu görünür parlaklıkla karşılaştırarak “uzaklık modülünü” belirlemek mümkündür ( M- M) ve yıldıza olan doğrusal mesafe. Bu çok kullanışlı yönteme spektral paralaks yöntemi denir.
Renk göstergesi. Bir yıldızın spektrumu ve sıcaklığı, renk indeksi ile yakından ilişkilidir; sarı ve mavi spektral aralıklardaki yıldız parlaklıklarının oranı ile. Enerjinin spektrumdaki dağılımını tanımlayan Planck yasası, renk indeksi için bir ifade verir: C.I. = 7200/ T– 0,64. Soğuk yıldızların renk indeksi sıcak yıldızlara göre daha yüksektir; Soğuk yıldızlar sarı ışıkta mavi ışığa göre nispeten daha parlaktır. Sıradan fotoğraf plakalarında sıcak (mavi) yıldızlar daha parlak görünürken, soğuk yıldızlar göze daha parlak görünür ve sarı ışınlara duyarlı özel fotoğrafik emülsiyonlar vardır.
Spektral sınıflandırma. Tüm yıldız spektrumları mantıksal bir sisteme yerleştirilebilir. Harvard spektral sınıflandırması ilk kez 1950'lerde tanıtıldı. Henry Draper'ın Yıldız Tayfları Kataloğu, E. Pickering'in (1846–1919) yönetimi altında hazırlanmıştır. Öncelikle spektrumlar çizgi yoğunluğuna göre düzenlenmiş ve alfabetik sıraya göre harflerle gösterilmiştir. Ancak daha sonra geliştirilen fiziksel spektrum teorisi, bunların bir sıcaklık sırasına göre düzenlenmesini mümkün kıldı. Spektrumun harf tanımı değişmedi ve artık ana spektral sınıfların sıcaktan soğuk yıldızlara sırası şu şekilde görünüyor: O B A F G K M. Ek R, N ve S sınıfları, K ve M'ye benzer spektrumları gösterir, ancak farklı kimyasal bileşim. Her iki sınıf arasına, 0'dan 9'a kadar sayılarla gösterilen alt sınıflar eklenir. Örneğin, A5 tipinin spektrumu, A0 ile F0'ın ortasındadır. Ek harfler bazen yıldızların özelliklerini belirtir: "d" - cüce, "D" - beyaz cüce, "p" - tuhaf (olağandışı) spektrum.
En doğru spektral sınıflandırma, W. Morgan ve F. Keenan tarafından Yerkes Gözlemevi'nde oluşturulan MK sistemi tarafından temsil edilmektedir. Bu, spektrumların hem sıcaklığa hem de yıldızların parlaklığına göre düzenlendiği iki boyutlu bir sistemdir. Tek boyutlu Harvard sınıflandırmasıyla devamlılığı, sıcaklık dizisinin aynı harf ve rakamlarla (A3, K5, G2 vb.) ifade edilmesidir. Ancak buna ek olarak, Romen rakamlarıyla işaretlenen parlaklık sınıfları da tanıtılmıştır: Ia, Ib, II, III, IV, V ve VI; sırasıyla parlak süper devleri, süper devleri, parlak devleri, normal devleri, alt devleri, cüceleri (ana dizi yıldızları) ve alt cüceleri gösterir. . Örneğin, G2 V ismi güneş tipi bir yıldıza atıfta bulunurken, G2 III ismi onun Güneş'e benzer sıcaklığa sahip normal bir dev olduğunu belirtir.
|
HARVARD SPEKTRAL SINIFLANDIRMASI |
||
|
Spektral sınıf |
Etkin sıcaklık, K |
Renk |
|
26000–35000 |
Mavi |
|
|
12000–25000 |
Beyaz mavi |
|
|
8000–11000 |
Beyaz |
|
|
6200–7900 |
Sarı beyaz |
|
|
5000–6100 |
Sarı |
|
|
3500–4900 |
Turuncu |
|
|
2600–3400 |
Kırmızı |
|
Farklı renkteki yıldızlar
Güneşimiz soluk sarı bir yıldızdır. Genel olarak yıldızların rengi inanılmaz derecede çeşitli bir renk paletidir. Takımyıldızlardan birine “Mücevher Kutusu” denir. Safir ve mavi yıldızlar gece gökyüzünün siyah kadifesine dağılmış durumda. Aralarında, takımyıldızın ortasında parlak turuncu bir yıldız var.
Yıldız rengindeki farklılıklar
Yıldızların renklerindeki farklılıklar, yıldızların farklı sıcaklıklara sahip olmasıyla açıklanmaktadır. Bu yüzden bu oluyor. Işık dalga radyasyonudur. Bir dalganın tepeleri arasındaki mesafeye uzunluk denir. Işık dalgaları çok kısadır. Ne kadar? Bir inç'i 250.000 eşit parçaya bölmeyi deneyin (1 inç, 2,54 santimetreye eşittir). Bu tür birkaç parça ışığın dalga boyunu oluşturacaktır.
Işığın bu kadar önemsiz bir dalga boyuna rağmen, ışık dalgalarının boyutları arasındaki en ufak bir fark, gözlemlediğimiz resmin rengini önemli ölçüde değiştirmektedir. Bu, farklı uzunluklardaki ışık dalgalarının tarafımızdan farklı renkler olarak algılanmasından kaynaklanmaktadır. Örneğin kırmızının dalga boyu mavinin dalga boyundan bir buçuk kat daha uzundur. Beyaz renk, farklı uzunluklardaki ışık dalgalarının fotonlarından, yani farklı renkteki ışınlardan oluşan bir ışındır.
İlgili malzemeler:
Alev rengi
Günlük deneyimlerden cisimlerin renginin sıcaklıklarına bağlı olduğunu biliyoruz. Ateşe demir bir poker yerleştirin. Isındıkça önce kırmızıya döner. O zaman daha da kızaracak. Eğer maşa eritilmeden daha da ısıtılabilseydi, kırmızıdan turuncuya, sonra sarıya, sonra beyaza ve en sonunda da mavi-beyaza dönerdi.
Güneş sarı bir yıldızdır. Yüzeyindeki sıcaklık 5.500 santigrat derecedir. En sıcak mavi yıldızın yüzeyindeki sıcaklık 33.000 dereceyi aşıyor.
Renk ve sıcaklığın fiziksel yasaları
Bilim adamları renk ve sıcaklıkla ilgili fiziksel yasalar formüle ettiler. Vücut ne kadar sıcaksa yüzeyinden gelen radyasyon enerjisi de o kadar büyük olur ve yayılan dalgaların uzunluğu da o kadar kısa olur. Mavinin dalga boyu kırmızıdan daha kısadır. Bu nedenle, eğer bir cisim mavi dalga boyları yayarsa, o zaman kırmızı ışık yayan bir cisimden daha sıcaktır. Yıldızlardaki sıcak gaz atomları foton adı verilen parçacıkları yayar. Gaz ne kadar sıcaksa fotonların enerjisi de o kadar yüksek ve dalga boyları da o kadar kısa olur.
