Звезды бывают разных цветов, что может дать представление об их поверхностной температуре, размере, возрасте и составе. Цвет звезды зависит в первую очередь от ее поверхностной температуры. Более горячие звезды, как правило, кажутся голубоватыми или белыми, в то время как более холодные звезды, как правило, кажутся красноватыми или оранжевыми. Однако другие факторы, такие как размер и возраст, также влияют на цвет звезды. Хотя большинство звезд кажутся белыми или желтоватыми невооруженным глазом, при наблюдении с помощью телескопов и спектрографов их истинные цвета становятся очевидными.
Температура поверхности звезды определяет длину волны света, который она излучает. Звезды излучают свет по всему электромагнитному спектру, но большую часть своего света они излучают в видимом диапазоне, который могут обнаружить наши глаза. Горячие звезды излучают больше синего/фиолетового света, в то время как холодные звезды излучают больше красного/оранжевого света. Эта связь между температурой и цветом объясняет, почему более холодные звезды кажутся более красноватыми, а более горячие — более голубоватыми.
Температура поверхности звезд главной последовательности сильно коррелирует с их спектральной классификацией. Звезды O-типа имеют температуру поверхности более 30 000 К и выглядят голубовато-белыми. Звезды B-типа имеют температуру от 10 000 до 30 000 К с сине-белым оттенком. Звезды A-типа имеют температуру от 7 500 до 10 000 К и выглядят белыми. Звезды F-типа от 6 000 до 7 500 К выглядят желтовато-белыми. Наше Солнце — звезда главной последовательности G-типа с температурой около 5 800 К, что придает ему желтоватый цвет. Звезды K-типа от 3 500 до 5 000 К оранжевые. А звезды M-типа ниже 3500 К красноватые.
Размер звезды влияет на ее цвет. Более крупные звезды, как правило, горячее и голубее, в то время как более мелкие звезды, как правило, холоднее и краснее. Эта связь существует, потому что масса звезды определяет гравитационное давление в ее ядре, которое контролирует скорость ядерного синтеза. Более массивные звезды имеют более высокое давление в ядре и более высокую скорость ядерного синтеза, что делает их более горячими.
Размер может переопределять цветовые тенденции температуры для некоторых звезд. Звезды-сверхгиганты имеют огромные диаметры и низкую поверхностную гравитацию. Хотя у них высокая температура ядра, их внешние слои раздуты и холоднее по сравнению с ними. Красный сверхгигант может иметь высокую температуру ядра более 20 000 К, но гораздо более низкую температуру поверхности ниже 4000 К, потому что его внешние слои сильно расширились. Напротив, белые карлики очень горячие для своего небольшого размера, потому что у них нет внешней оболочки, а их горячее ядро открыто.
Химический состав звезды также влияет на ее цвет. Звезды состоят в основном из водорода и гелия, но имеют различные следовые количества более тяжелых элементов. Звезды с большим количеством металлов (астрономический термин для любого элемента тяжелее гелия) во внешних слоях кажутся белее или голубее. Богатые металлами звезды имеют большую непрозрачность, что приводит к более быстрой внешней конвекции, увеличивая температуру поверхности звезды и ее голубой оттенок.
Очень старые звезды, образовавшиеся на ранних этапах истории Вселенной, содержат меньше тяжелых элементов, поскольку для их образования было меньше предыдущих поколений звезд. Эти древние звезды населения II, как правило, краснее, чем молодые звезды населения I, такие как наше Солнце, с более высоким содержанием металлов. Чрезвычайно бедные металлами гало звезд населения II могут иметь ярко выраженный оранжевый или красный оттенок.
По мере старения звезд их цвет имеет тенденцию меняться. Когда звезды только формируются, они больше, горячее и голубее. Но по мере того, как они потребляют свое ядерное водородное топливо в течение миллиардов лет, они постепенно расширяются в красные гигантские или красные сверхгигантские звезды, которые намного холоднее и краснее.
Наше Солнце нагрелось примерно на 30% за 4,5 миллиарда лет своей жизни, поскольку его состав изменился. Когда оно только формировалось, Солнце выглядело немного голубее и холоднее, чем сегодня. Еще через 5 миллиардов лет, когда у него закончится водородное топливо, Солнце расширится до фазы красного гиганта, став более чем в 100 раз больше и намного краснее.
Звезды, которые являются частью множественных звездных систем, также могут иметь другие цвета, чем они были бы в противном случае как одиночные звезды. Тесная двойная пара, в которой две звезды вращаются друг вокруг друга, обычно обменивается газом. Это может привести к повышенному содержанию металлов на поверхности и более горячим голубым цветам, чем в среднем.
Некоторые двойные пары являются затменными двойными, когда они проходят друг перед другом с нашей точки зрения. Когда более тусклая, более холодная звезда затмевает своего более яркого, более горячего компаньона, это может сделать систему временно более красной, поскольку больше света более холодной звезды становится видимым. Кривые блеска затменных двойных звезд периодически меняются на каждой орбите между более синими и более красными оттенками.
Вот таблица, обобщающая типичный диапазон цвета и температуры для каждого спектрального типа главной последовательности:
| Спектральный тип | Цвет | Температура (K) |
|---|---|---|
| O | Голубо-белый | Более 30 000 |
| B | Сине-белый | 10 000 – 30 000 |
| A | Белый | 7 500 – 10 000 |
| F | Желтовато-белый | 6 000–7 500 |
| G | Желтый | 5 300–6 000 |
| K | Оранжевый | 3 500–5 000 |
| M | Красноватый | Менее 3 500 |
Как показывает эта таблица, звезды O-типа являются самыми горячими и голубыми звездами главной последовательности, в то время как звезды M-типа являются самыми холодными и самый красный. Но есть звезды не главной последовательности, которые простираются за пределы этой последовательности в обоих направлениях.
В то время как типичная цветовая последовательность выше охватывает звезды главной последовательности, сжигающие водород, некоторые очень молодые или очень старые звезды могут демонстрировать более экстремальные цвета:
Эти разнообразные объекты демонстрируют, что звезды могут иметь широкий диапазон видимых цветов от обжигающе-синего до невидимого свечения черных карликов. Даже отдельные маломассивные звезды главной последовательности постепенно перейдут от горячих, голубых новообразованных звезд к раздутым красным гигантам в старости, поскольку их ядро водорода истощается.
В особых обстоятельствах некоторые звезды могут демонстрировать необычные цвета, которые отклоняются от нормальной последовательности их спектрального класса:
Таким образом, хотя звезды обычно меняют цвет от горячего/синего до холодного/красного в течение своей жизни, звездные ветры, быстрое вращение, двойственность и необычная химия могут вносить исключения в ожидаемый цвет звезды.
Двойные и кратные звездные системы часто содержат звезды с заметно различающимися цветами:
Спектроскопические двойные с двумя звездами очень разных цветов могут даже периодически менять оттенки между более синими и более красными, когда более яркая звезда затмевается. Дельта Цефея — яркий пример, колеблющийся между красным и синим с периодом 5,4 дня.
Многие звездные скопления и галактики демонстрируют спектр звездных цветов при наблюдении в телескоп:
Звездные ясли эмиссионных туманностей, таких как Туманность Ориона, содержат много чрезвычайно молодых, горячих Голубые звезды, которым всего несколько миллионов лет, окруженные облаками газа и пыли, освещенными красным, оранжевым и желтым.
Звезды демонстрируют огромное разнообразие цветов, которые раскрывают ключевые детали об их поверхностной температуре, размере, возрасте, составе и окружающей среде. Горячие голубые звезды, как правило, молодые и массивные, в то время как расширенные красные гиганты — это более старые звезды, приближающиеся к концу своей жизни. Двойные звезды-компаньоны часто демонстрируют поразительно контрастные цвета. А галактики демонстрируют цветовые градиенты с более молодым синим населением, сосредоточенным в их спиральных рукавах, и более старыми желтыми звездами в их балджах. Таким образом, хотя звезды могут казаться белыми или желтыми невооруженным глазом, более пристальное наблюдение с помощью телескопов и спектрографов открывает яркую радугу звездных цветов по всей нашей Вселенной.