Естественный цвет звезд определяется температурой их поверхности. Звезды излучают свет по всему электромагнитному спектру, но распределение длин волн этого света зависит от того, насколько горяча поверхность звезды. Более горячие звезды излучают больше синего света, в то время как более холодные звезды излучают больше красного света. Для наших глаз более горячие звезды, как правило, кажутся более синими по цвету, в то время как более холодные звезды кажутся более красными. Таким образом, цвет звезды может раскрыть ключевую информацию о ее свойствах и стадии эволюции.
Звезды можно приблизительно представить как черные тела, которые излучают электромагнитное излучение в соответствии с их температурой. Черное тело — это идеализированное физическое тело, которое поглощает все падающее на него излучение и повторно излучает эту энергию на длинах волн, зависящих от его температуры. По мере повышения температуры пик распределения излучения черного тела смещается в сторону более коротких длин волн. Связь между температурой и пиковой длиной волны описывается законом смещения Вина.
Таким образом, для звезд более высокие температуры поверхности приводят к более синим спектрам черного тела, в то время как более низкие температуры поверхности приводят к более красным спектрам черного тела. Наше Солнце с эффективной температурой поверхности около 5800 К излучает наиболее интенсивно в зеленой части спектра. Более горячая, голубая звезда может иметь температуру 10 000 К или более и излучать наиболее интенсивно в синих длинах волн. Между тем, относительно холодная красная звезда может иметь температуру 3000 К и пик в красном цвете.
| Спектральный тип | Температура (К) | Цвет |
| O | 30 000 – 60 000 | Синий |
| B | 10 000 – 30 000 | Сине-белый |
| A | 7 500 – 10 000 | Белый |
| F | 6000–7500 | Желто-белый |
| G | 5000–6000 | Желтый |
| K | 3500–5000 | Оранжевый |
| M | 2000–3500 | Красный |
Астрономы характеризуют цвет звезды, используя схему спектральной классификации. Каждый спектральный тип соответствует диапазону температур поверхности и характерного цвета:
– Звезды O и B являются самыми горячими и голубыми звездами с температурой, превышающей 10 000 К.
– Звезды A имеют белый цвет с температурой около 10 000 К.
– Звезды F имеют желтовато-белую окраску с температурой 6000–7500 К.
– Звезды G, такие как наше Солнце, имеют желтую окраску с температурой около 5000–6000 К.
– Звезды K имеют оранжевый оттенок и температуру 3500–5000 К.
– Звезды M являются самыми холодными звездами с температурой 2000–3500 К и красным цветом.
Таким образом, в целом последовательность идет от самых горячих голубых звезд O к самым холодным красным звездам M.
Хотя температура поверхности является основным фактором, определяющим длины волн света, излучаемые звездой, состав поверхности также может оказывать некоторое влияние. Звезды с большим содержанием тяжелых элементов во внешних слоях излучают сильнее на определенных длинах волн, связанных с этими элементами.
Например, очень горячие звезды O и B со значительными линиями поглощения углерода, азота и кислорода классифицируются как пекулярные звезды. Из-за поглощения газа на определенных длинах волн эти звезды O и B могут приобретать желтоватый или красноватый оттенок.
Металлические звезды A и F, обогащенные металлами, такими как железо, также излучают сильнее в синем и ультрафиолетовом диапазонах по сравнению с неметаллическими звездами. Это смещает пик их спектров, подобных черному телу, в сторону более синих длин волн. Общий эффект заключается в том, что богатые металлами звезды A и F, как правило, кажутся белесыми или слегка голубоватыми, а не желтоватыми.
Цвет большинства звезд меняется в течение их жизни по мере их эволюции. Звезды рождаются горячими и голубыми, а затем остывают с возрастом. Самые массивные звезды O и B живут чрезвычайно недолго, всего миллионы лет. За это время их первоначальное водородное топливо быстро расходуется, и они переходят к последовательно более низкой температуре и более красному цвету.
Наше Солнце представляет собой пример более умеренной звездной эволюции. В настоящее время на главной последовательности наше желтое солнце G2 постепенно становится ярче и теплее в течение миллиардов лет. Модели предсказывают, что через несколько миллиардов лет увеличивающаяся светимость Солнца приведет к нагреванию океанов, что сделает Землю непригодной для жизни.
В конце концов, когда водородное топливо закончится, Солнце остынет до фазы красного гиганта. Его внешние слои будут расширяться и остывать, окрашивая видимый цвет Солнца в красный цвет. Более поздняя стадия эволюции включает выталкивание внешних слоев в виде планетарной туманности, оставляя после себя горячий голубой остаток белого карлика.
Промежуточная пыль вдоль линии зрения к звезде также может покраснеть ее видимый цвет. Пылинки предпочтительно рассеивают коротковолновый синий свет по сравнению с длинноволновым красным светом. Этот эффект вымирания смещает звездный спектр к красному концу.
Астрономы количественно определяют величину вымирания, используя измерения избытка цвета. Звездная классификация определяется по собственному цвету после коррекции на покраснение пыли. Карты вымирания нашей галактики Млечный Путь показывают, что пыль сосредоточена в галактической плоскости. Звезды, наблюдаемые через большие расстояния пыли, кажутся краснее своего собственного цвета.
Еще один интересный цветовой эффект возникает в двойных звездных системах с ярким главным и более тусклым компаньоном. По мере того как тусклая звезда-компаньон вращается вокруг главной звезды, ее спектральный вклад меняется в зависимости от того, находится ли она позади или впереди главной звезды.
Когда более тусклая звезда находится позади, ее свет подавляется яркой главной звездой. Система имеет цвет главной звезды. Но когда более тусклая звезда находится впереди, ее спектральный вклад краснеет общий наблюдаемый цвет. Это видимое изменение цвета повторяется в течение каждого орбитального периода и известно как переменность бета Персея.
Подводя итог, можно сказать, что естественный цвет звезд в основном связан с температурой их поверхности: более горячие звезды кажутся синими, а более холодные — красными. Но звездный состав, эволюция, поглощение и двойственность влияют на наблюдаемый цвет. Тщательное измерение спектра звезды показывает ее поверхностную температуру и внутренние свойства. Отслеживание изменений цвета с течением времени может дать подсказки о звездной эволюции и динамике системы. Таким образом, цвет звезды является ключевым диагностическим признаком, который дает глубокое понимание фундаментальных свойств звезды.