Звезды бывают самых разных цветов, от красного до синего и всех промежуточных. Но почему разные звезды имеют разные цвета? Ответ кроется в температуре и химическом составе звезд.
Основным фактором, определяющим цвет звезды, является температура ее поверхности. Звезды излучают свет в широком спектре длин волн, но распределение длин волн достигает пика на определенной длине волны, которая смещается в зависимости от температуры. Более горячие звезды достигают пика на более синих, коротких длинах волн, в то время как более холодные звезды достигают пика на более красных, длинных волнах.
Чтобы понять, почему температура влияет на цвет звезды, нам нужно немного узнать о физике света и тепла. Нагретые объекты начинают светиться, сначала становясь красными по мере повышения их температуры. Когда они становятся еще горячее, они могут стать белыми или синими. Это происходит потому, что более высокие температуры позволяют объекту излучать фотоны с более высокой энергией.
Тот же принцип применим и к звездам. Чем горячее поверхность звезды, тем больше синего и ультрафиолетового света она излучает. Более холодные звезды в основном светятся в красном и инфракрасном свете. Температура поверхности нашего Солнца составляет около 5800 К (кельвинов). Это делает ее желтовато-белой для наших глаз. Но гораздо более горячие звезды могут достигать более 20 000 К и казаться синими или сине-белыми.
Химический состав звезды также влияет на ее цвет, но в меньшей степени, чем температура. Звезды состоят в основном из водорода и гелия, но также содержат небольшое количество более тяжелых элементов, таких как углерод, азот и железо.
Пропорции этих более тяжелых элементов влияют на длины волн света, поглощаемые звездой. Это изменяет воспринимаемый нами цвет, слегка усиливая или подавляя определенные излучаемые длины волн.
Например, очень старые звезды, образовавшиеся на ранних этапах развития Вселенной, содержат меньше тяжелых элементов. Они кажутся более синими из-за своей температуры, чем молодые звезды, рожденные из газа, обогащенного остатками более ранних звезд.
Когда звезды наносятся на диаграмму с цветом или спектральным классом на одной оси и светимостью на другой, они образуют полосу, называемую главной последовательностью. Горячие, яркие звезды попадают в левую часть последовательности, а холодные, слабые звезды - в правую.
| Спектральный тип | Цвет | Температура (К) |
|---|---|---|
| O | Синий | Более 30 000 |
| B | Сине-белый | 10 000 – 30 000 |
| A | Белый | 7 500 – 10 000 |
| F | Желто-белый | 6 000 – 7500 |
| G | Жёлтый | 5200 – 6000 |
| K | Оранжевый | 3700 – 5200 |
| M | Красный | 2400 – 3700 |
В этой таблице суммирован диапазон свойств основных спектральных типов звёзд. Точная температура и цвет зависят от класса светимости звезды, а также от состава. Но в целом звезды O и B кажутся голубыми, звезды A и F кажутся белыми или желтовато-белыми, звезды G кажутся желтыми, как наше Солнце, а звезды K и M кажутся оранжевыми или красными.
Когда звезды расширяются до красных гигантов и красных сверхгигантов в конце своего жизненного цикла, температура их поверхности существенно снижается. Несмотря на высокую светимость, красные гиганты и сверхгиганты имеют такую низкую температуру поверхности, что они кажутся красными или оранжевыми.
Самая большая известная звезда, VY Canis Majoris, является красным гипергигантом с радиусом более чем в 1400 раз больше радиуса Солнца. Температура его поверхности составляет всего около 3500 К, что придает ему глубокий красный цвет.
Коричневые карлики — это объекты, промежуточные по массе между звездами и планетами. В отличие от звезд, они никогда не становятся достаточно горячими в своих центрах, чтобы синтезировать водород.
Тем не менее, коричневые карлики горячие, когда они формируются, с температурой поверхности более 2500 К. С возрастом коричневые карлики остывают до температуры ниже 1500 К, становясь настолько тусклыми, что излучают большую часть своего света в инфракрасном диапазоне.
Когда звезды исчерпывают свое ядерное топливо, их ядра разрушаются. В некоторых случаях это приводит к образованию белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры. Хотя эти компактные остатки чрезвычайно плотные, они могут быть довольно горячими и иметь высокую светимость.
Белые карлики имеют высокую температуру поверхности, около 8000–25000 К, заставляя их светиться белым или сине-белым цветом. Нейтронные звезды имеют еще более высокую температуру поверхности, превышающую 100 000 К. Их тепловое излучение делает их голубыми или сине-белыми.
Черные дыры не имеют поверхности или излучения, которые могли бы раскрыть информацию об их недрах. Но материал, вращающийся вокруг черной дыры, может стать горячим на миллионы градусов из-за вязкого нагрева и трения. Этот падающий материал испускает обильное рентгеновское излучение и другое излучение, прежде чем исчезнуть за горизонтом событий черной дыры.
Как описано выше, металличность звезды или обилие тяжелых элементов могут изменить ее излучаемые цвета. Популяции звезд демонстрируют этот эффект статистически.
Эллиптические галактики содержат много старых, бедных металлами звезд. Следовательно, эллиптические галактики кажутся краснее спиральных галактик, которые содержат молодые, богатые металлами звезды и в целом кажутся более голубыми.
Чрезвычайно бедные металлами звезды, остатки ранней Вселенной, являются важными инструментами для изучения химических условий вскоре после Большого взрыва. Идентификация их по цвету может помочь астрономам выбрать кандидатов для дальнейшего анализа.
Когда звездный свет проходит через межзвездную среду, он взаимодействует с газом и пылью. Синий свет преимущественно рассеивается, в то время как красный свет продолжает беспрепятственно проходить. Далекие звезды могут казаться краснее своего истинного цвета.
Изменения плотности в межзвездной среде также могут выборочно затемнять или увеличивать звезды вдоль разных линий обзора. Этот эффект, называемый межзвездным поглощением, затрудняет определение внутренних звездных цветов и светимостей.
Цвет звезды в первую очередь зависит от температуры ее поверхности и во вторую очередь от ее химического состава. Самые горячие звезды — голубые или сине-белые, а самые холодные — красные. Цвет звезды остается удивительно постоянным на протяжении большей части ее жизни, медленно меняясь по мере ее эволюции.
Но межзвездная пыль и собственное расширение звезды на поздних этапах жизни могут кардинально изменить ее излучение и воспринимаемый цвет. Понимание звездных цветов дает представление о физике, химии и эволюции звезд во всей Вселенной.