Miks on tähed erinevat värvi?

Tähed on Universumi peamised meile nähtavad objektid. Välismaailm on ebatavaline ja mitmekesine. Universaalsete valgustite teema on ammendamatu. Päike on loodud paistma päeval ja tähed - selleks, et valgustada inimesele öösel maist teed. See artikkel räägib sellest, kuidas moodustub valgus, mida me näeme ja mis pärineb hämmastavatest taevakehadest.

Päritolu

Tähe sündi ja ka väljasuremist on öötaevas visuaalselt näha. Astronoomid on neid nähtusi jälginud pikka aega ja on juba teinud palju avastusi. Neid kõiki on kirjeldatud spetsiaalses teaduskirjanduses. Tähed on uskumatult suure suurusega helendavad tulekerad. Aga miks nad helendavad, sädelevad ja sädelevad erinevates värvides?

Need taevakehad on sündinud difuussest gaasi- ja tolmukeskkonnast, mis on tekkinud gravitatsioonilise kokkusurumise tulemusena tihedamates kihtides, millele lisandub enda gravitatsiooni mõju. Tähtedevahelise keskkonna koostis on peamiselt gaas (vesinik ja heelium) koos tahkete mineraalosakeste tolmuga. Meie peamine valgusti on täht nimega Päike. Ilma selleta pole elu kõigele, mis meie planeedil eksisteerib. Huvitaval kombel on paljud tähed Päikesest palju suuremad. Miks me ei tunne nende mõju ja kas saame ilma nendeta kergesti eksisteerida?

Meie soojus- ja valgusallikas asub Maa lähedal. Seetõttu on meie jaoks hädavajalik tunda selle valgust ja soojust. Tähed on Päikesest kuumemad, temast suuremad, kuid asuvad nii kaugel, et saame jälgida ainult nende valgust ja siis ainult öösel.

Tundub, et need on lihtsalt sädelevad täpid öötaevas. Miks me neid päeval ei näe? Tähevalgus on nagu taskulambi kiired, mida päeval vaevu näed, kuid öösel ei saa ilma selleta hakkama - see valgustab teed hästi.

Millal on kõige heledam ja miks säravad öötaevas tähed?

August on tähtede vaatamiseks parim kuu. Sel aastaajal on õhtud pimedad ja õhk selge. Selline tunne, nagu saaks käega taevast puudutada. Lapsed, tõstes silmi taeva poole, esitavad endale alati küsimuse: "Miks tähed säravad ja kuhu nad kukuvad?" Fakt on see, et augustis jälgivad inimesed sageli tähtede langemist. See on erakordne vaatemäng, mis meelitab meie silmi ja hinge. Arvatakse, et langevat tähte nähes tuleb esitada soov, mis kindlasti täitub.

Huvitav on aga see, et tegelikult ei lange mitte täht, vaid põleb maha meteoor. Olgu mis oli, aga nähtus on väga ilus! Ajad mööduvad, inimpõlved järgnevad üksteisele, kuid taevas on ikka sama - ilus ja salapärane. Nii nagu meiegi, vaatasid meie esivanemad seda, arvasid täheparvedes erinevate mütoloogiliste tegelaste ja esemete kujusid, soovisid ja unistasid.

Kuidas valgus ilmub?

Kosmoseobjektid, mida nimetatakse tähtedeks, eraldavad uskumatult palju soojusenergiat. Energiaemissioonidega kaasneb tugev valguse emissioon, millest teatud osa jõuab meie planeedile ja meil on võimalus seda jälgida. See on lühike vastus küsimusele: "Miks tähed säravad taevas ja kas kõik taevakehad on nendega seotud?" Näiteks Kuu on Maa satelliit ja Veenus on planeet päikesesüsteemis. Me ei näe nende endi valgust, vaid ainult selle peegeldust. Tähed ise on valguskiirguse allikaks, mis tekib energia vabanemise tulemusena.

Mõnel taevaobjektil on valge valgus, teistel aga sinine või oranž. On ka selliseid, mis sädelevad erinevates toonides. Mis on selle põhjuseks ja miks tähed eri värvides helendavad? Fakt on see, et need on tohutud pallid, mis koosnevad väga kõrge temperatuurini kuumutatud gaasidest. Selle temperatuuri kõikudes on tähtedel erinev sära: kõige kuumemad on sinised, millele järgneb valge, veelgi külmem - kollane, seejärel oranž ja punane.

virvendus

Paljud inimesed imestavad: miks tähed öösel helendavad ja nende valgus vilgub? Esiteks, nad ei vilgu. Meile lihtsalt tundub. Fakt on see, et tähevalgus läbib Maa atmosfääri paksust. Valguskiir, mis ületab nii pikki vahemaid, on allutatud suurele hulgale murdumisele ja muutustele. Meie jaoks näevad need murdumised välja nagu stsintillatsioonid.

Tähel on oma elutsükkel. Selle tsükli erinevatel etappidel helendab see erinevalt. Kui selle eksisteerimise aeg saab läbi, hakkab see järk-järgult muutuma punaseks kääbuseks ja jahtub. Sureva tähe kiirgus pulseerib. See loob värelemise (vilkumise) mulje. Päeval ei kao tähe valgus kuhugi, vaid seda varjutab liiga ere ja lähedane päikesevalgus. Seetõttu näeme neid öösel, kuna päikesekiiri pole.

Me ei mõtle kunagi, et peale meie planeedi on peale meie päikesesüsteemi veel mõni elu. Võib-olla on mõnel planeedil elu, mis tiirleb ümber sinise või valge või punase või võib-olla kollase tähe. Võib-olla on veel üks selline planeet Maa, millel elavad samad inimesed, kuid me ei tea sellest endiselt midagi. Meie satelliidid ja teleskoobid on avastanud mitmeid planeete, millel võib olla elu, kuid need planeedid on kümnete tuhandete ja isegi miljonite valgusaastate kaugusel.

Sinised hulkurid on sinise värvi tähed

Kerakujulistes täheparvedes paiknevaid tähti, mille temperatuur on tavatähtede temperatuurist kõrgem ja spektrit iseloomustab märkimisväärne nihe sinisesse piirkonda kui sarnase heledusega kobartähtedel, nimetatakse sinisteks straggleriteks. See funktsioon võimaldab neil Hertzsprung-Russelli diagrammil teiste selle klastrite tähtede suhtes silma paista. Selliste tähtede olemasolu lükkab ümber kõik tähtede evolutsiooni teooriad, mille põhiolemus seisneb selles, et samal ajavahemikul tekkinud tähtede puhul eeldatakse, et need paiknevad Hertzsprung-Russelli diagrammi täpselt määratletud piirkonda. Sel juhul on ainus tegur, mis tähe täpset asukohta mõjutab, selle algmass. Siniste hulkujate sagedane esinemine väljaspool ülaltoodud kõverat võib olla kinnitus sellise asja olemasolule nagu anomaalne tähtede evolutsioon.

Eksperdid, kes üritavad selgitada nende esinemise olemust, esitasid mitmeid teooriaid. Neist kõige tõenäolisem viitab sellele, et need sinised tähed olid minevikus kahendkujulised, misjärel hakkas toimuma või praegu toimub ühinemisprotsess. Kahe tähe ühinemise tulemuseks on uue tähe tekkimine, mille mass, heledus ja temperatuur on palju suuremad kui sama vanad tähed.

Kui selle teooria õigsust suudetakse kuidagi tõestada, oleks tähtede evolutsiooni teooria vaba probleemidest, mis tekivad siniste hulkujate näol. Saadud täht sisaldaks rohkem vesinikku, mis käituks sarnaselt noore tähega. Seda teooriat toetavad faktid. Vaatlused on näidanud, et hulkuvaid tähti leidub kõige sagedamini kerasparvede keskpiirkondades. Seal valitseva ühikulise ruumalaga tähtede arvu tõttu muutuvad tihedad läbipääsud või kokkupõrked tõenäolisemaks.

Selle hüpoteesi kontrollimiseks on vaja uurida siniste lonkajate pulseerimist, kuna ühinenud tähtede asteroseismoloogiliste omaduste ja tavaliselt pulseerivate muutujate vahel võib esineda mõningaid erinevusi. Tuleb märkida, et pulseerimist on üsna raske mõõta. Sellele protsessile avaldab negatiivset mõju ka tähistaeva ülerahvastatus, väikesed kõikumised siniste rämpsuliste pulsatsioonides, aga ka nende muutujate haruldus.

Ühinemise näidet võis täheldada 2008. aasta augustis, kui selline intsident puudutas objekti V1309, mille heledus tõusis pärast tuvastamist mitukümmend tuhat korda ja taastus mõne kuu pärast algse väärtuseni. 6-aastase vaatluse tulemusena jõudsid teadlased järeldusele, et see objekt on kaks tähte, mille pöördeperiood üksteise ümber on 1,4 päeva. Need faktid viisid teadlased mõttele, et 2008. aasta augustis toimus nende kahe tähe ühinemise protsess.

Siniseid rämpsuid iseloomustab suur pöördemoment. Näiteks 47 Tucanae parve keskel paikneva tähe pöörlemiskiirus on 75 korda suurem Päikese pöörlemiskiirusest. Hüpoteesi kohaselt on nende mass 2-3 korda suurem kui teistel parves paiknevatel tähtedel. Samuti leiti uuringute abil, et kui sinised tähed on mõne teise tähe lähedal, siis viimastes on hapniku ja süsiniku protsent madalam kui nende naabritel. Arvatavasti tõmbavad tähed neid aineid teistelt nende orbiidil liikuvate tähtede käest, mille tulemusena nende heledus ja temperatuur tõusevad. "Röövitud" tähtedes leitakse kohti, kus toimus algse süsiniku muundumine teisteks elementideks.

Sinise tähe nimed – näited

Rigel, Gamma Sails, Alfa kaelkirjak, Zeta Orion, Tau Canis Major, Zeta Puppis

Valged tähed - valged tähed

Friedrich Bessel, kes juhtis Koenigsbergi observatooriumi, tegi 1844. aastal huvitava avastuse. Teadlane märkas taeva heledaima tähe – Siiriuse – vähimatki kõrvalekallet oma taevas trajektoorist. Astronoom pakkus, et Siriusel oli satelliit, ja arvutas ka tähtede ligikaudse pöörlemisperioodi ümber nende massikeskme, mis oli umbes viiskümmend aastat. Bessel ei leidnud teistelt teadlastelt korralikku tuge, sest. keegi ei suutnud satelliiti tuvastada, kuigi oma massi poolest oleks see pidanud olema võrreldav Siriusega.

Ja alles 18 aastat hiljem avastas tolle aegade parimat teleskoopi katsetanud Alvan Graham Clark Siriuse lähedalt hämara valge tähe, mis osutus tema satelliidiks Sirius B.

Selle valge tähe pinda kuumutatakse 25 tuhande Kelvinini ja selle raadius on väike. Seda arvesse võttes jõudsid teadlased järeldusele, et satelliidil on suur tihedus (tasemel 106 g/cm 3 , samas kui Siriuse enda tihedus on ligikaudu 0,25 g/cm 3 ja Päikese tihedus 1,4 g/cm 3 ). ). 55 aasta pärast (1917. aastal) avastati veel üks valge kääbus, mis sai nime selle avastanud teadlase järgi – van Maaneni täht, mis asub Kalade tähtkujus.

Valgete tähtede nimed - näited

Vega Lüüra tähtkujus, Altair Kotka tähtkujus, (nähtav suvel ja sügisel), Siirius, Castor.

kollased tähed - kollased tähed

Kollaseid kääbusi nimetatakse väikesteks põhijada tähtedeks, mille mass jääb Päikese massi piiresse (0,8-1,4). Nime järgi otsustades on sellistel tähtedel kollane kuma, mis eraldub heeliumi vesinikust termotuumasünteesi käigus.

Selliste tähtede pind kuumutatakse temperatuurini 5-6 tuhat Kelvinit ja nende spektritüübid jäävad G0V ja G9V vahele. Kollane kääbus elab umbes 10 miljardit aastat. Vesiniku põlemine tähes suurendab selle suurust ja muutub punaseks hiiglaseks. Üks punase hiiglase näide on Aldebaran. Sellised tähed võivad moodustada planetaarseid udukogusid, eraldades oma väliseid gaasikihte. Sel juhul muudetakse tuum valgeks kääbuseks, millel on suur tihedus.

Kui võtta arvesse Hertzsprung-Russelli diagrammi, siis sellel on kollased tähed põhijada keskosas. Kuna Päikest võib nimetada tüüpiliseks kollaseks kääbuseks, sobib tema mudel üsna hästi kollaste kääbuste üldmudeli arvestamiseks. Kuid taevas on teisigi iseloomulikke kollaseid tähti, kelle nimed on Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara jne. Need tähed pole eriti eredad. Näiteks seesama Toliman, mis, kui te ei võta arvesse Proxima Centauri, on Päikesele kõige lähemal, on 0, kuid samal ajal on selle heledus kõigi kollaste kääbuste seas kõrgeim. See täht asub Centauruse tähtkujus, see on ka lüli keerulises süsteemis, mis sisaldab 6 tähte. Tolimani spektriklass on G. Kuid meist 350 valgusaasta kaugusel asuv Dabih kuulub spektriklassi F. Kuid selle kõrge heledus on tingitud läheduses asuva spektriklassi kuuluva tähe - A0 - olemasolust.

Lisaks Tolimanile on HD82943 spektraaltüüp G, mis asub põhijada peal. Sellel tähel on oma keemilise koostise ja päikesega sarnase temperatuuri tõttu ka kaks suurt planeeti. Nende planeetide orbiitide kuju pole aga kaugeltki ümmargune, nii et nende lähenemine HD82943-le toimub suhteliselt sageli. Praegu on astronoomid suutnud tõestada, et sellel tähel oli varem palju rohkem planeete, kuid aja jooksul neelas ta need kõik alla.

Kollase tähe nimed – näited

Toliman, täht HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

Punased tähed - punased tähed

Kui olete vähemalt korra elus näinud oma teleskoobi objektiivis taevas punaseid tähti, mis põlesid mustal taustal, siis aitab selle hetke meenutamine teil selgemalt ette kujutada, mida selles artiklis kirjutatakse. Kui te pole kunagi selliseid staare näinud, proovige järgmisel korral neid kindlasti leida.

Kui võtate ette nimekirja taeva heledaimatest punastest tähtedest, mis on hõlpsasti leitavad isegi amatöörteleskoobiga, võite avastada, et need on kõik süsinikust. Esimesed punased tähed avastati 1868. aastal. Selliste punaste hiiglaste temperatuur on madal, lisaks on nende väliskihid täidetud tohutu hulga süsinikuga. Kui varem moodustasid sarnased tähed kaks spektriklassi - R ja N, siis nüüd on teadlased tuvastanud need ühes üldklassis - C. Igal spektriklassil on alaklassid - 9 kuni 0. Samas tähendab klass C0, et tähel on kõrge temperatuur, kuid vähem punane kui C9 tähed. Samuti on oluline, et kõik süsinikusisaldusega tähed oleksid oma olemuselt muutlikud: pika perioodiga, poolregulaarsed või ebaregulaarsed.

Lisaks kuulusid sellisesse nimekirja kaks tähte, mida nimetatakse punasteks poolregulaarseteks muutujateks, millest kuulsaim on m Cephei. Tema ebatavalise punase värvi vastu hakkas huvi tundma ka William Herschel, kes nimetas teda "granaatõunaks". Selliseid tähti iseloomustab ebaregulaarne heleduse muutus, mis võib kesta paarikümnest kuni mitmesaja päevani. Sellised muutlikud tähed kuuluvad M-klassi (külmad tähed, mille pinnatemperatuur on 2400–3800 K).

Arvestades asjaolu, et kõik reitingus olevad tärnid on muutujad, on vaja tähistusi veidi täpsustada. On üldtunnustatud seisukoht, et punastel tähtedel on nimi, mis koosneb kahest komponendist - ladina tähestiku tähest ja muutuja tähtkuju nimest (näiteks T Hare). Esimesele muutujale, mis selles tähtkujus avastati, omistatakse täht R ja nii edasi kuni täheni Z. Kui selliseid muutujaid on palju, on nende jaoks ette nähtud kahekordne ladina tähtede kombinatsioon - RR-st ZZ-ni. See meetod võimaldab "nimetada" 334 objekti. Lisaks saab tähti tähistada ka V-tähega koos seerianumbriga (V228 Cygnus). Reitingu esimene veerg on reserveeritud muutujate tähistamiseks.

Tabeli kaks järgmist veergu näitavad tähtede asukohta perioodil 2000.0. Uranometria 2000.0 populaarsuse suurenemise tõttu astronoomiahuviliste seas kuvatakse reitingu viimases veerus iga reitingus oleva tähe otsingutabeli number. Sel juhul on esimene number mahunumbri kuva ja teine on kaardi seerianumber.

Reiting näitab ka tähesuuruste maksimaalseid ja minimaalseid heleduse väärtusi. Tasub meeles pidada, et punase värvi suuremat küllastumist täheldatakse tähtedel, mille heledus on minimaalne. Tähtede puhul, mille varieeruvusperiood on teada, kuvatakse see päevade arvuna, kuid objektid, millel pole õiget perioodi, kuvatakse kui Irr.

Süsiniktähe leidmine ei nõua suuri oskusi, piisab, kui teie teleskoobil on selle nägemiseks piisavalt jõudu. Isegi kui selle suurus on väike, peaks selle väljendunud punane värv teie tähelepanu juhtima. Seetõttu ärge ärrituge, kui te ei leia neid kohe. Piisab, kui kasutada atlast, et leida lähedal asuv särav täht ja seejärel liikuda sellelt punasele.

Erinevad vaatlejad näevad süsiniktähti erinevalt. Mõne jaoks meenutavad need rubiine või kauguses põlevat sütt. Teised näevad sellistes tähtedes karmiinpunaseid või veripunaseid toone. Alustuseks on edetabeli kuue säravama punase tähe nimekiri, mille leidmisel saate nende ilu täiel rinnal nautida.

Punaste tähtede nimed – näited

Tähtede erinevused värvi järgi

Kirjeldamatute värvivarjunditega tähti on tohutult palju. Selle tulemusena on isegi üks tähtkuju saanud nime "Jewel Box", mis põhineb sinisel ja safiirist tähel ja mille keskmes on eredalt särav oranž täht. Kui arvestada Päikest, on sellel kahvatukollane värv.

Otsene tegur, mis mõjutab tähtede värvide erinevust, on nende pinnatemperatuur. Seda seletatakse lihtsalt. Valgus on oma olemuselt kiirgus lainete kujul. Lainepikkus - see on selle harjade vaheline kaugus, väga väike. Selle ettekujutamiseks peate jagama 1 cm 100 tuhandeks identseks osaks. Mõned neist osakestest moodustavad valguse lainepikkuse.

Arvestades, et see arv osutub üsna väikeseks, põhjustab iga, isegi kõige ebaolulisem, muutus selles pildis, mida me jälgime. Lõppude lõpuks tajub meie nägemine valguslainete erinevat lainepikkust erinevate värvidena. Näiteks sinisel on lained, mille pikkus on 1,5 korda väiksem kui punasel.

Samuti teab peaaegu igaüks meist, et temperatuur võib kehade värvi kõige otsesemalt mõjutada. Näiteks võite võtta mis tahes metalleseme ja panna selle põlema. Soojenedes muutub see punaseks. Kui tulekahju temperatuur oluliselt tõuseks, muutuks ka objekti värvus - punasest oranžiks, oranžist kollaseks, kollasest valgeks ja lõpuks valgest sini-valgeks.

Kuna Päikese pinnatemperatuur on umbes 5,5 tuhat 0 C, on see tüüpiline näide kollastest tähtedest. Kuid kuumimad sinised tähed võivad soojeneda kuni 33 tuhande kraadini.

Teadlased on värvi ja temperatuuri seostanud füüsikaliste seaduste abil. Keha temperatuur on otseselt võrdeline selle kiirgusega ja pöördvõrdeline lainepikkusega. Sinise lainepikkus on lühem kui punasel. Kuumad gaasid eraldavad footoneid, mille energia on otseselt võrdeline temperatuuriga ja pöördvõrdeline lainepikkusega. Seetõttu on kõige kuumematele tähtedele iseloomulik sini-sinine kiirgusvahemik.

Kuna tähtedel olev tuumakütus ei ole piiramatu, kipub see ära kuluma, mis viib tähtede jahtumiseni. Seetõttu on keskealised tähed kollased ja vanu tähti näeme punasena.

Tänu sellele, et Päike on meie planeedile väga lähedal, saab selle värvi täpselt kirjeldada. Kuid miljoni valgusaasta kaugusel asuvate tähtede jaoks muutub ülesanne keerulisemaks. Sel eesmärgil kasutatakse seadet, mida nimetatakse spektrograafiks. Selle kaudu läbivad teadlased tähtede kiirgavat valgust, mille tulemusena on võimalik peaaegu iga tähte spektraalselt analüüsida.

Lisaks saate tähe värvi abil määrata selle vanuse, kuna. matemaatilised valemid võimaldavad spektraalanalüüsi abil määrata tähe temperatuuri, mille järgi on lihtne arvutada tema vanust.

Staaride videosaladusi vaadake veebis

Tähed ei peegelda valgust nagu planeedid ja nende satelliidid, vaid kiirgavad seda. Ja ühtlaselt ja pidevalt. Ja Maal nähtav vilkumine on tõenäoliselt põhjustatud mitmesuguste mikroosakeste olemasolust kosmoses, mis valguskiiresse langedes selle katkestavad.

Maalaste vaatevinklist heledaim täht

Koolipingist on teada, et Päike on täht. Meie planeedilt - ja Universumi standardite järgi - nii suuruse kui ka heledusega keskmisest veidi vähem. Suur hulk tähti on Päikesest suuremad, kuid palju väiksemad.

tähe gradatsioon

Vana-Kreeka astronoomid hakkasid taevakehi suuruse järgi jagama. Mõiste "suurus" tähendab nii tollal kui ka praegu tähe sära heledust, mitte selle füüsilist suurust.

Tähed erinevad ka oma kiirguse pikkuse poolest. Vastavalt lainete spektrile, mis on tõesti mitmekesine, saavad astronoomid öelda keha keemilise koostise, temperatuuri ja isegi kauguse kohta.

teadlased vaidlevad vastu

Vaidlused küsimuse üle, miks tähed säravad, on kestnud aastakümneid. Konsensust ikka veel pole. Isegi tuumafüüsikutel on raske uskuda, et tähekehas toimuvad reaktsioonid võivad peatumata vabastada nii tohutul hulgal energiat.

Tähtedes mööduva probleem on teadlasi vaevanud väga pikka aega. Astronoomid, füüsikud, keemikud on püüdnud välja selgitada, mis annab tõuke soojusenergia purskele, millega kaasneb ere kiirgus.

Keemikud usuvad, et kauge tähe valgus on eksotermilise reaktsiooni tulemus. See lõpeb märkimisväärse koguse soojuse vabanemisega. Füüsikud ütlevad, et tähe kehas ei saa toimuda keemilisi reaktsioone. Sest ükski neist pole võimeline miljardeid aastaid katkematult kestma.

Vastus küsimusele "miks tähed säravad" jõudis veidi lähemale pärast seda, kui Mendelejev avastas elementide tabeli. Nüüd on keemilisi reaktsioone käsitletud täiesti uuel viisil. Katsete tulemusel saadi uusi radioaktiivseid elemente ning radioaktiivse lagunemise teooriast saab tähtede sära lõppevas lõputus vaidluses versioon number üks.

Kaasaegne hüpotees

Kauge tähe valgus ei lasknud Rootsi teadlasel Svante Arrheniusel “uinuda”. Möödunud sajandi alguses muutis ta tähtede soojuskiirguse idee, töötades välja kontseptsiooni, mis koosnes järgmisest. Tähe kehas on peamiseks energiaallikaks vesinikuaatomid, mis osalevad pidevalt üksteisega keemilistes reaktsioonides, moodustades eelkäijast palju raskema heeliumi. Transformatsiooniprotsessid toimuvad suure tihedusega gaasi rõhu ja meie mõistes metsiku temperatuuri (15 000 000̊С) tõttu.

Seda hüpoteesi nautisid paljud teadlased. Järeldus oli ühemõtteline: tähed öötaevas helendavad, sest sees toimub termotuumasünteesi reaktsioon ja selle käigus vabanevast energiast on enam kui küll. Samuti sai selgeks, et vesiniku kombinatsioon võib kesta lakkamatult palju miljardeid aastaid järjest.

Miks siis tähed säravad? Südamikus vabanev energia kandub üle välisele gaasilisele kestale ja tekib meile nähtav kiirgus. Tänapäeval on teadlased peaaegu kindlad, et kiire "tee" südamikust kestani kestab rohkem kui sada tuhat aastat. Ka tähe kiir liigub Maale pikka aega. Kui Päikese kiirgus jõuab Maale kaheksa minutiga, heledamad tähed - Proxima Centauri - ligi viie aastaga, siis ülejäänute valgus võib minna kümneteks ja sadadeks aastateks.

Veel üks "miks"

Miks tähed valgust kiirgavad, on nüüd selge. Miks see vilgub? Tähest tulev sära on tegelikult ühtlane. See on tingitud gravitatsioonist, mis tõmbab tähe poolt välja lastud gaasi tagasi. Tähe vilkumine on omamoodi viga. Inimsilm näeb tähte läbi mitme õhukihi, mis on pidevas liikumises. Neid kihte läbiv tähekiir näib värelevat.

Kuna atmosfäär on pidevas liikumises, moodustavad kuuma ja külma õhu voolud, läbides üksteise all keeriseid. See põhjustab valgusvihu paindumist. samuti muutub. Põhjuseks meieni jõudva kiire ebaühtlane kontsentratsioon. Ka tähepilt ise on nihkumas. Selle nähtuse põhjuseks on atmosfääris möödumine, näiteks tuuleiilid.

värvilised tähed

Pilvetu ilmaga rõõmustab öine taevas silma ereda mitmevärvilisusega. Rikkalik oranž värvus ja Arcturus, kuid Antares ja Betelgeuse on kahvatupunased. Sirius ja Vega on piimvalged, sinise varjundiga - Regulus ja Spica. Kuulsad hiiglased – Alpha Centauri ja Capella – on mahlakollased.

Miks tähed erinevalt säravad? Tähe värvus sõltub selle sisetemperatuurist. Kõige külmemad on punased. Nende pinnal on ainult 4000 °C. pinnaküttega kuni 30 000 ̊С - peetakse kuumimateks.

Astronaudid väidavad, et tegelikult valgustavad tähed ühtlaselt ja eredalt ning pilgutavad ainult maalastele ...

Karpov Dmitri

Tegemist on SM 25. keskkooli 1. klassi õpilase uurimistööga.

Uuringu eesmärk: saate teada, miks taeva tähed on erinevat värvi.
Meetodid ja tehnikad: vaatlused, eksperiment, vaatlustulemuste võrdlemine ja analüüs, ekskursioon planetaariumi, töö erinevate infoallikatega.

Saadud andmed: Tähed on kuumad gaasipallid. Meile lähim täht on Päike. Kõik tähed on erinevat värvi. Tähe värvus sõltub selle pinna temperatuurist. Tänu katsele sain teada, et kuumutatud metall hakkab esmalt hõõguma punase valgusega, seejärel kollaseks ja lõpuks temperatuuri tõustes valgeks. Ka tähtedega. Punased on kõige külmemad ja valged (või isegi sinised!) on kõige kuumemad. Rasked tähed on kuumad ja valged, heledad, mittemassiivsed on punased ja suhteliselt külmad. Tähe vanust saab määrata ka värvi järgi. Noored tähed on kõige kuumemad. Nad säravad valge ja sinise valgusega. Vanad jahtuvad tähed kiirgavad punast valgust. Ja keskealised tähed helendavad kollaselt. Tähtede kiirgav energia on nii tohutu, et näeme neid kaugel, kui nad meist eemalduvad: kümnete, sadade, tuhandete valgusaastate kaugusel!
Järeldused:
1. Tähed on värvilised. Tähe värvus sõltub selle pinna temperatuurist.

2. Tähe värvi järgi saame määrata selle vanuse, massi.

3. Näeme tähti tänu tohutule energiale, mida nad kiirgavad.

Lae alla: