Цвет звезды зависит в первую очередь от температуры ее поверхности. Звезды бывают разных цветов: от ярко-синего до темно-красного. Этот диапазон цветов напрямую связан с температурой на поверхности звезды. Чем горячее звезда, тем синее ее цвет. Чем она холоднее, тем она краснее.
Эта закономерность противоречит здравому смыслу, потому что мы обычно ассоциируем красный с горячим, а синий с холодным. Однако, когда дело касается звезд, более синий означает более горячую звезду, а более красный означает более холодную звезду. Так почему же более горячие звезды кажутся синими, а более холодные — красными? Чтобы понять это, нам нужно рассмотреть, как температура влияет на свет, излучаемый звездами.
Звезды производят тепловое излучение, известное как излучение черного тела. Количество и длина волны излучаемого света напрямую зависят от температуры поверхности звезды. Более горячие объекты излучают больше общей энергии на единицу площади, чем более холодные объекты. Звезды ведут себя как так называемые «черные тела» — идеализированные физические объекты, которые поглощают и переизлучают все излучение.
По мере того, как черное тело нагревается, оно излучает свет в более широком диапазоне длин волн. Однако пик интенсивности смещается в сторону более коротких длин волн. Более короткие длины волн видимого света кажутся нашим глазам синими. Более длинные длины волн кажутся красными. Поэтому более горячие черные звезды излучают больше синего света, что делает их синими. Более холодные черные звезды излучают меньше синего света и больше красного, что делает их более красными.
Этот принцип называется законом смещения Вина. Он гласит, что существует обратная зависимость между пиковой длиной волны излучения черного тела и его температурой. По мере повышения температуры пиковая длина волны уменьшается к синему концу спектра. По мере понижения температуры пиковая длина волны увеличивается в сторону красного конца.
| Температура звезды | Пиковая длина волны | Цвет звезды |
|---|---|---|
| 30 000 K | Синий | Сине-белый |
| 10 000 K | Ультрафиолет | Сине-белый |
| 7 500 K | Ближний ультрафиолет | Белый |
| 5 000 K | Зеленый | Желто-белый |
| 3500 K | Оранжевый | Оранжевый |
| 3000 K | Инфракрасный | Красный |
Эта таблица демонстрирует, как пиковая длина волны уменьшается к синему концу спектра по мере повышения температуры от красного до сине-белого.
Астрономы группируют звезды в систему спектральных классов от самых горячих до самых холодных на основе этих цветов:
– O – Синий
– B – От синего до белого
– A – Белый
– F – Желто-белый
– G – Желтый
– K – Оранжевый
– M – Красный
Эта последовательность OBAFGKM изначально была упорядочена спектроскопически в соответствии с линиями поглощения в звездных атмосферы. Но позже было установлено, что они упали в порядке убывания температуры поверхности. Они предоставили удобную последовательность для классификации звездных цветов на основе температуры.
В каждом классе также есть числовые подразделения от 0 до 9 для дальнейшей классификации температуры поверхности. Звезда, классифицированная как B2, будет горячее, чем B5, и холоднее, чем B0. Наше Солнце классифицируется как звезда G2, что указывает на желтую поверхность, типичную для ее температуры поверхности приблизительно 6000 К.
Состав звезды также влияет на ее цвет. Когда астрономы впервые классифицировали звезды по цвету, они не знали о звездном составе. Более поздний спектральный анализ показал, что более голубые звезды горячее красных частично из-за различий в химическом составе.
Голубые звезды O-типа чрезвычайно горячие, яркие и массивные. Они, как правило, намного моложе и содержат больше тяжелых элементов, чем более холодные, меньшие, старые звезды. Очень горячие звезды O-типа испускают сильное ультрафиолетовое излучение, которое ионизирует окружающий газ, заставляя его флуоресцировать.
Красные звезды M-типа являются самой холодной, наименее массивной и наиболее многочисленной популяцией звезд. Они содержат меньше тяжелых элементов и менее непрозрачные атмосферы. Красные карлики живут гораздо дольше, чем более горячие звезды, медленно синтезируя топливо в течение триллионов лет из-за своей меньшей массы.
Помимо тенденции к более красным цветам в меньших звездах, состав может сделать звезды более красными из-за меньшей непрозрачности. Красные сверхгиганты — это огромные, старые звезды, которые вышли за пределы главной последовательности. По мере того, как продукты синтеза тяжелых элементов накапливаются в их ядрах, их внешние слои расширяются и остывают. Это открывает более глубокие, красные слои по сравнению с более горячими голубыми звездами главной последовательности.
Наконец, цвет звезд может быть покрасневшим из-за межзвездной пыли. Пространство между звездами содержит мельчайшие частицы газа и пыли. Синий свет рассеивается этими частицами в большей степени, чем красный. Звезды, наблюдаемые через плотные облака, могут рассеивать свой синий свет, делая их более красными — эффект, называемый межзвездным покраснением.
Астрономы должны корректировать эффекты покраснения, чтобы интерпретировать истинный цвет и атмосферный состав звезд. Это делается путем сравнения спектрального типа звезды с величиной обнаруженного сдвига цвета. Были разработаны калибровки для моделирования средней степени межзвездного покраснения вдоль различных галактических линий зрения.
Цвет звезды в первую очередь связан с температурой ее поверхности, следуя принципам излучения черного тела. Более горячие звезды излучают более синие цвета с пиковой интенсивностью на более коротких длинах волн в соответствии с законом Вина. Спектральная последовательность OBAFGKM классифицирует звезды от самых горячих до самых холодных на основе цвета. Звездный состав и межзвездное покраснение также влияют на цвет звезды, но являются вторичными эффектами. Понимание того, что заставляет звезды светиться разными оттенками, дает представление об их базовой физике и месте в космосе.