Цвет звезды, видимой на ночном небе, в первую очередь зависит от температуры ее поверхности. Чем горячее звезда, тем голубее ее цвет. Более холодные звезды кажутся более красными или оранжевыми. Большинство звезд, видимых без телескопа, кажутся человеческому глазу белыми или голубовато-белыми, потому что они горячее нашего Солнца. Однако истинные цвета звезд охватывают видимый спектр и дальше, от темно-красных до ярко-голубых.
Цвет звезды является прямым результатом температуры ее поверхности. Звезды по сути являются массивными сферами перегретого газа. Температура на поверхности определяет длину волны излучаемого света. Более горячие звезды излучают больше синего и ультрафиолетового света из своей фотосферы (видимой поверхности). Более холодные звезды излучают больше красного и инфракрасного света.
Температура поверхности связана с классификацией звезд. Основными категориями являются звезды O, B, A, F, G, K и M. Звезды O — самые горячие, с температурой поверхности выше 30 000 К. Звезды M — самые холодные, с температурой 2400 К и ниже. Каждая последующая категория холоднее предыдущей. Итак, звезды B горячее звезд A, которые горячее звезд F и так далее.
В этой таблице показана связь между звездным классом, температурой поверхности и цветом:
| Класс | Температура (K) | Цвет |
|---|---|---|
| O | Выше 30 000 | Голубовато-белый |
| B | 10 000–30 000 | Голубо-белый |
| A | 7500–10 000 | Белый |
| F | 6000–7500 | Желтовато-белый |
| G | 5000–6000 | Желтый |
| K | 3500–5000 | Оранжевый |
| M | 2400 и ниже | Красный |
Как видно, звезды O и B выглядят синими или сине-белыми, тогда как звезды K и M выглядят оранжевыми и красными. Наше солнце — звезда класса G с температурой около 5800 К и желтоватым оттенком.
Фактический цвет звезды зависит от температуры ее поверхности. Однако цвет, который она видит для человеческого глаза, также в значительной степени зависит от того, насколько она яркая.
Более яркие звезды кажутся белее или голубее. Более тусклые звезды выглядят более красными или оранжевыми. Это происходит потому, что палочки и колбочки в наших глазах по-разному реагируют на разные длины волн при разных уровнях яркости.
Звезды с высокой абсолютной величиной выглядят сине-белыми или просто белыми. Звезды с более низкой абсолютной величиной выглядят отчетливо окрашенными — желтыми, оранжевыми или красными. Абсолютная величина связана со светимостью и указывает на внутреннюю яркость звезды.
Так что Сириус, самая яркая звезда на ночном небе, выглядит ослепительно-белым. Это звезда класса A с температурой поверхности около 9940 К. Но если бы Сириус был тусклее, он выглядел бы желтоватым или оранжевым, несмотря на свою высокую температуру. Это потому, что наши глаза воспринимают более яркие источники монохроматического света как более белые.
С другой стороны, Бетельгейзе — красная сверхгигантская звезда. Температура ее поверхности составляет около 3600 К, что придает ей сильный оранжево-красный цвет. Но поскольку она настолько светится изнутри, если бы Бетельгейзе была еще ярче, она казалась бы более белой или розоватой.
Межзвездная пыль и газ, которые находятся между нами и звездами, также могут влиять на их видимый цвет. Это межзвездное покраснение преимущественно рассеивает более коротковолновый синий свет, пропуская более длинноволновый красный свет.
Это может сделать некоторые далекие звезды более красными, чем их истинный цвет в зависимости от температуры поверхности. Покраснение наиболее выражено для звезд, находящихся на расстоянии более 1000 световых лет, за пределами местных пылевых облаков.
Например, звезда Ригель в созвездии Ориона — это сине-белый сверхгигант, классифицированный как B8. Но она выглядит сине-белой, как мы ожидаем, только потому, что находится поблизости на расстоянии около 860 световых лет. Если бы Ригель был дальше, межзвездное покраснение придало бы ей более белесый вид.
Спектр звезды раскрывает гораздо больше о ее истинном цвете, чем просто температура поверхности. Спектр распределяет длины волн компонентов света, выявляя узоры ярких и темных спектральных линий.
Различные химические элементы во внешних слоях звезды поглощают и испускают определенные длины волн света. Это создает уникальный отпечаток, который раскрывает химический состав звезды. Различные спектральные линии могут усиливать различные цветовые вклады, чтобы тонко влиять на чистый цвет звезды.
Например, сильные линии водорода в звездах класса А придают голубой оттенок. Оксид титана в звездах класса М усиливает красноту. Линии натрия и кальция добавляют легкую желтизну некоторым звездам.
Астрономы используют спектрометрию, чтобы различать подробные цвета звезд по их химическому составу. Но эти спектральные нюансы незаметны невооруженным глазом.
Самые яркие звезды, видимые на ночном небе без телескопа, бывают очень горячими и холодными. Несмотря на различия в температуре поверхности и истинном цвете, большинство из них кажутся белыми или голубовато-белыми.
Сириус, Канопус, Ригель, Вега и Капелла — все это горячие звезды класса А или В. Поэтому они выглядят ярко-белыми или сине-белыми, цвета соответствуют их высоким температурам около 10 000 К.
Арктур и Альдебаран — более холодные оранжевые гиганты класса К. Но при звездной величине -0,1 и 0,85 соответственно они выглядят оранжево-белыми. Их светимость преобладает над их оранжевым оттенком.
Бетельгейзе — одна из немногих звезд, видимых невооруженным глазом, которая отчетливо окрашена. Как яркий сверхгигант класса М, он имеет сильный красновато-оранжевый цвет, несмотря на свою звездную величину +0,5.
В этой таблице самых ярких звезд показана их звездная классификация, температура поверхности, истинный цвет и визуальный цвет:
| Звезда | Класс | Температура | Истинный цвет | Визуальный цвет |
|---|---|---|---|---|
| Сириус | A1V | 9940K | Белый | Белый |
| Канопус | F0Ib | 7350K | Желто-белый | Белый |
| Ригель | B8Iab | 12100K | Сине-белый | Сине-белый |
| Арктур | K1.5III | 4290K | Оранжевый | Оранжево-белый |
| Вега | A0V | 9400K | Голубовато-белый | Белый |
| Капелла | G1III + G0III | 4970K | Желто-белый | Желто-белый |
| Альтаир | A7V | 7550K | Белый | Белый |
| Альдебаран | K5III | 3910K | Оранжевый | Бледно-оранжевый |
| Бетельгейзе | M1-2Ia-ab | 3600K | Оранжево-красный | Оранжево-красный |
Масса и возраст звезды также влияют на ее цвет:
Это происходит потому, что более массивным звездам нужны более высокие давления и температуры в ядре, чтобы противостоять их более сильной гравитации. Это делает их более горячими и голубыми на главной последовательности.
Звезды с меньшей массой могут гореть при более низкой температуре и излучать более красный свет, иногда в течение триллионов лет. По мере того, как звезды стареют, они в конечном итоге остывают и расширяются в красных гигантов и сверхгигантов.
Хотя горячие голубые звезды по своей природе ярче, холодные красные звезды M-карлики на самом деле наиболее распространены во Вселенной. Это потому, что звезды с меньшей массой легче образуются и живут дольше.
Около 76% звезд являются красными карликами. И подавляющее большинство ближайших к Солнцу звезд являются красноватыми звездами M, такими как Проксима Центавра и звезда Барнарда.
Самые холодные красные карлики имеют температуру поверхности 2400-2800 К. Но они кажутся очень тусклыми и тусклыми даже в телескопы. Красные карлики ниже M5 по сути невидимы невооруженным глазом, потому что они очень тусклые.
Несмотря на то, что они самые многочисленные, мы видим красные карлики, только если они находятся относительно близко. Более далекие красные звезды слишком тусклые и просто кажутся черными на фоне ночного неба.
В то время как звезды излучают радугу видимого света, большая часть их энергии находится на невидимых длинах волн, таких как ультрафиолет, инфракрасное излучение, радио и рентгеновское излучение. Каждая часть спектра раскрывает подсказки о свойствах звезды.
Горячие голубые звезды O испускают большую часть своего излучения в ультрафиолете. Холодные красные звезды-карлики M достигают пика в инфракрасном диапазоне. А очень активные звезды производят сильное рентгеновское и радиоизлучение.
Астрономы изучают полный многоволновой спектр звезды, чтобы расшифровать ее состав, поведение, эволюцию и скрытых спутников. Но видимый свет, который видят наши глаза, кодирует температуру поверхности звезды и ее внутреннюю светимость.
Чтобы увидеть их истинные тонкие цвета, звезды необходимо сфотографировать с помощью телескопов и специализированных астрономических камер. Астрофотография с длительной выдержкой может выявить цвета, неразличимые человеческим зрением.
Регулировка насыщенности и контрастности изображения также выявляет слабые различия в цвете между звездами. Сравнительные цветные фотографии звезд могут подчеркнуть их разнообразие оттенков в зависимости от массы, температуры, возраста и состава.
Эта более истинная цветовая дифференциация теряется для невооруженного глаза. Тем не менее, видимый свет многое говорит нам об основных свойствах звезды и ее месте в жизненном цикле звезды.
Цвет звезды дает ключевое представление о температуре ее поверхности, светимости, массе, возрасте и составе. Горячие молодые звезды сияют сине-белым или белым. Более старые, более холодные звезды светятся красным и оранжевым. Но межзвездная пыль может сделать цвет любой звезды красным.
В то время как телескопы показывают более тонкие оттенки, человеческий глаз видит звезды в основном белыми или слегка голубоватыми. Несколько исключений, таких как Бетельгейзе и Антарес, выделяются своими отчетливыми оранжево-красными цветами.
Спектр звезды кодирует детали ее цвета. Различные спектральные линии усиливают определенные длины волн для точной настройки общего видимого цвета. Но большая часть излучений звезды часто находится в невидимых ультрафиолетовых и инфракрасных длинах волн.
Таким образом, истинные цвета звезды гораздо более разнообразны, тонки и научно показательны, чем то, что мы можем видеть только нашими глазами в темную ночь, глядя на небо.