Všechny žluté hvězdy. hvězdy

Pomocí dalekohledu můžete pozorovat 2 miliardy hvězd až do 21 magnitudy. Existuje Harvardská spektrální klasifikace hvězd. V něm jsou spektrální typy uspořádány v pořadí podle klesající hvězdné teploty. Třídy jsou označeny písmeny latinské abecedy. Je jich sedm: O - B - A - P - O - K - M.

Dobrým indikátorem teploty vnějších vrstev hvězdy je její barva. Horké hvězdy spektrálních typů O a B jsou modré; hvězdy podobné našemu Slunci (jehož spektrální typ je 02) vypadají žlutě, zatímco hvězdy spektrálních tříd K a M jsou červené.

Jas a barva hvězd

Všechny hvězdy mají barvu. Existují modré, bílé, žluté, nažloutlé, oranžové a červené hvězdy. Například Betelgeuse je červená hvězda, Castor je bílý, Capella je žlutý. Podle jasnosti se dělí na hvězdy 1., 2., ... n-té velikosti (n max = 25). Termín "velikost" nemá nic společného se skutečnými rozměry. Velikost charakterizuje světelný tok přicházející na Zemi z hvězdy. Hvězdné velikosti mohou být zlomkové i záporné. Stupnice velikosti je založena na vnímání světla okem. Rozdělení hvězd do hvězdných velikostí podle zdánlivé jasnosti provedl starořecký astronom Hipparchos (180 - 110 př. Kr.). Hipparchos přisuzoval první velikost nejjasnějším hvězdám; další v gradaci jasnosti (tj. asi 2,5krát slabší) považoval za hvězdy druhé velikosti; hvězdy slabší než hvězdy druhé velikosti 2,5krát byly nazývány hvězdami třetí velikosti atd.; hvězdám na hranici viditelnosti pouhým okem byla přiřazena šestá magnituda.

Při takové gradaci jasnosti hvězd se ukázalo, že hvězdy šesté velikosti jsou 2,55krát slabší než hvězdy první velikosti. Proto v roce 1856 anglický astronom N. K. Pogsoy (1829-1891) navrhl považovat za hvězdy šesté velikosti ty, které jsou přesně 100krát slabší než hvězdy první velikosti. Všechny hvězdy se nacházejí v různých vzdálenostech od Země. Bylo by snazší porovnávat velikosti, kdyby byly vzdálenosti stejné.

Velikost, kterou by hvězda měla ve vzdálenosti 10 parseků, se nazývá absolutní velikost. Je indikována absolutní hvězdná velikost - M a zdánlivá hvězdná velikost - m.

Chemické složení vnějších vrstev hvězd, ze kterých pochází jejich záření, se vyznačuje úplnou převahou vodíku. Na druhém místě je helium a obsah ostatních prvků je docela malý.

Teplota a hmotnost hvězd

Znalost spektrálního typu nebo barvy hvězdy okamžitě udává teplotu jejího povrchu. Protože hvězdy vyzařují přibližně jako absolutně černá tělesa o odpovídající teplotě, je výkon, který vyzáří jednotka jejich povrchu za jednotku času, určen ze Stefan-Boltzmannova zákona.

Rozdělení hvězd na základě srovnání svítivosti hvězd s jejich teplotou a barvou a absolutní magnitudou (Hertzsprung-Russell diagram):

hlavní sekvence (uprostřed je Slunce - žlutý trpaslík)
veleobri (velké rozměry a vysoká svítivost: Antares, Betelgeuse)
sekvence červeného obra
trpaslíci (bílí - Sirius)
podtrpaslíci
bílo-modrá sekvence

Toto rozdělení je také založeno na věku hvězdy.

Rozlišují se tyto hvězdy:

obyčejný (Slunce);
double (Mizar, Albkor) se dělí na:

a) vizuální dvojité, je-li jejich dualita zaznamenána při pozorování dalekohledem;
b) násobky - jedná se o soustavu hvězd s číslem větším než 2, ale menším než 10;
c) optické dvojité - jsou to hvězdy, jejichž blízkost je výsledkem náhodné projekce na oblohu a ve vesmíru jsou daleko;
d) fyzické dvojhvězdy jsou hvězdy, které tvoří jeden systém a obíhají působením sil vzájemné přitažlivosti kolem společného těžiště;
e) spektroskopické dvojhvězdy jsou hvězdy, které se při vzájemném otáčení přibližují k sobě a ze spektra lze určit jejich dualitu;
e) zákrytová dvojhvězda - jedná se o hvězdy, "které se při vzájemném otáčení vzájemně blokují;

proměnné (b Cephei). Cefeidy jsou proměnné v jasnosti hvězdy. Amplituda změny jasu není větší než 1,5 magnitudy. Jsou to pulzující hvězdy, to znamená, že se periodicky roztahují a smršťují. Stlačení vnějších vrstev způsobí jejich zahřátí;

nestacionární.

nové hvězdy- to jsou hvězdy, které existovaly dlouhou dobu, ale najednou vzplanuly. Jejich jasnost vzrostla během krátké doby 10 000krát (amplituda změny jasnosti ze 7 na 14 magnitud).

supernovy- to jsou hvězdy, které byly na obloze neviditelné, ale náhle zablikaly a jejich jasnost vzrostla 1000krát oproti běžným novým hvězdám.

Pulsar- neutronová hvězda, která vzniká při výbuchu supernovy.

Údaje o celkovém počtu pulsarů a jejich životnosti naznačují, že v průměru se za století rodí 2-3 pulsary, což se přibližně shoduje s frekvencí výbuchů supernov v Galaxii.

Evoluce hvězd

Stejně jako všechna tělesa v přírodě ani hvězdy nezůstávají nezměněny, rodí se, vyvíjejí se a nakonec umírají. Astronomové si dříve mysleli, že trvalo miliony let, než se hvězda vytvořila z mezihvězdného plynu a prachu. Ale v posledních letech byly pořízeny fotografie oblasti oblohy, která je součástí Velké mlhoviny v Orionu, kde se v průběhu několika let objevila malá kupa hvězd. Na fotografiích z roku 1947 byla na tomto místě zaznamenána skupina tří objektů podobných hvězdám. Do roku 1954 se některé z nich staly podlouhlými a do roku 1959 se tyto podlouhlé útvary rozpadly na jednotlivé hvězdy. Poprvé v historii lidstva lidé pozorovali zrození hvězd doslova před našima očima.

Na mnoha místech oblohy existují podmínky nezbytné pro vznik hvězd. Při studiu fotografií mlhavých oblastí Mléčné dráhy bylo možné najít malé černé skvrny nepravidelného tvaru neboli globule, což jsou masivní nahromadění prachu a plynu. Tato plynová a prachová mračna obsahují prachové částice, které velmi silně absorbují světlo přicházející z hvězd za nimi. Velikost globulí je obrovská - až několik světelných let v průměru. Přestože je hmota v těchto hvězdokupách velmi řídká, jejich celkový objem je tak velký, že stačí k vytvoření malých shluků hvězd hmotně blízkých Slunci.

V černé globuli se vlivem tlaku záření emitovaného okolními hvězdami hmota stlačuje a zhutňuje. Taková komprese probíhá nějakou dobu v závislosti na zdrojích záření obklopujících globuli a intenzitě druhé. Gravitační síly vznikající z koncentrace hmoty ve středu globule také mají tendenci globuli stlačovat, což způsobuje pád hmoty směrem k jejímu středu. Padající částice hmoty získávají kinetickou energii a ohřívají plyn a mrak.

Pád hmoty může trvat stovky let. Zpočátku k tomu dochází pomalu, bez spěchu, protože gravitační síly, které přitahují částice do středu, jsou stále velmi slabé. Po nějaké době, kdy se globule zmenší a gravitační pole se zvětší, začne pád probíhat rychleji. Ale globule je obrovská, její průměr není menší než světelný rok. To znamená, že vzdálenost od jeho vnější hranice ke středu může přesáhnout 10 bilionů kilometrů. Pokud částice z okraje globule začne padat směrem ke středu rychlostí o něco menší než 2 km/s, pak se do středu dostane až po 200 000 letech.

Životnost hvězdy závisí na její hmotnosti. Hvězdy s hmotností menší než je hmotnost Slunce využívají své jaderné palivo velmi šetrně a mohou svítit desítky miliard let. Vnější vrstvy hvězd, jako je naše Slunce, s hmotností ne větší než 1,2 hmotnosti Slunce, se postupně roztahují a nakonec zcela opustí jádro hvězdy. Místo obra zůstává malý a horký bílý trpaslík.

Když se pozorně podíváte na noční oblohu, je snadné si všimnout, že hvězdy, které se na nás dívají, se liší barvou. Modravé, bílé, červené, svítí rovnoměrně nebo blikají jako věnec vánočního stromku. V dalekohledu jsou barevné rozdíly zřetelnější. Důvod této rozmanitosti spočívá v teplotě fotosféry. A na rozdíl od logického předpokladu nejžhavější nejsou červené, ale modré, bílo-modré a bílé hvězdy. Ale nejdřív.

Spektrální klasifikace

Hvězdy jsou obrovské horké koule plynu. Způsob, jakým je vidíme ze Země, závisí na mnoha parametrech. Například hvězdy ve skutečnosti neblikají. Je velmi snadné se o tom přesvědčit: stačí si vzpomenout na Slunce. K efektu blikání dochází díky tomu, že světlo přicházející z vesmírných těles k nám překonává mezihvězdné médium, plné prachu a plynu. Další věc je barva. Je to důsledek zahřívání schránek (zejména fotosféry) na určité teploty. Skutečná barva se může lišit od viditelné, ale rozdíl je obvykle malý.

Dnes se po celém světě používá Harvardská spektrální klasifikace hvězd. Je teplotní a je založen na tvaru a relativní intenzitě spektrálních čar. Každá třída odpovídá hvězdám určité barvy. Klasifikace byla vyvinuta na Harvardské observatoři v letech 1890-1924.

Jeden vyholený Angličan žvýká datle jako mrkev

Existuje sedm hlavních spektrálních tříd: O-B-A-F-G-K-M. Tato sekvence odráží postupný pokles teploty (z O na M). Pro zapamatování existují speciální mnemotechnické vzorce. V ruštině jeden z nich zní takto: "Jeden vyholený Angličan žvýkal datle jako mrkev." K těmto třídám se přidávají další dvě. Písmena C a S označují studená svítidla s pásy oxidů kovů ve spektru. Zvažte hvězdné třídy podrobněji:

Třída O se vyznačuje nejvyšší povrchovou teplotou (od 30 do 60 tisíc Kelvinů). Hvězdy tohoto typu převyšují hmotnost Slunce o 60 a v poloměru - 15krát. Jejich viditelná barva je modrá. Pokud jde o svítivost, jsou před naší hvězdou více než milionkrát. Modrá hvězda HD93129A, patřící do této třídy, se vyznačuje jednou z nejvyšších svítivosti mezi známými vesmírnými tělesy. Podle tohoto ukazatele je před Sluncem 5 milionůkrát. Modrá hvězda se nachází ve vzdálenosti 7,5 tisíce světelných let od nás.
Třída B má teplotu 10-30 tisíc Kelvinů, hmotnost 18krát větší než stejný parametr Slunce. Jedná se o bílo-modré a bílé hvězdy. Jejich poloměr je 7krát větší než poloměr Slunce.
Třída A se vyznačuje teplotou 7,5-10 tisíc Kelvinů, poloměrem a hmotností přesahující 2,1krát a 3,1krát podobné parametry Slunce. Jsou to bílé hvězdy.
Třída F: teplota 6000-7500 K. Hmotnost je 1,7krát větší než Slunce, poloměr je 1,3. Ze Země vypadají takové hvězdy také bílé, jejich skutečná barva je žlutavě bílá.
Třída G: teplota 5-6 tisíc Kelvinů. Do této třídy patří Slunce. Viditelná a skutečná barva takových hvězd je žlutá.
Třída K: teplota 3500-5000 K. Poloměr a hmotnost jsou menší než sluneční, jsou 0,9 a 0,8 odpovídajících parametrů hvězdy. Barva těchto hvězd viděných ze Země je žlutooranžová.
Třída M: teplota 2-3,5 tisíce Kelvinů. Hmotnost a poloměr - 0,3 a 0,4 od podobných parametrů Slunce. Z povrchu naší planety vypadají červenooranžově. Beta Andromedae a Alpha Lišky patří do třídy M. Jasně rudá hvězda, kterou mnozí znají, je Betelgeuse (Alpha Orionis). Nejlepší je hledat ho v zimě na obloze. Červená hvězda se nachází nahoře a mírně vlevo od Orionova pásu.

Každá třída je rozdělena do podtříd od 0 do 9, tedy od nejteplejších po nejchladnější. Počty hvězd ukazují příslušnost k určitému spektrálnímu typu a stupeň zahřívání fotosféry ve srovnání s ostatními svítidly ve skupině. Například Slunce patří do třídy G2.

vizuální bílé

Třídy hvězd B až F tak mohou ze Země vypadat bíle. A toto zbarvení mají ve skutečnosti pouze předměty patřící do A-typu. Hvězda Saif (souhvězdí Orion) a Algol (beta Perseus) se tedy pozorovateli, který není vyzbrojen dalekohledem, bude zdát bílá. Patří do spektrální třídy B. Jejich pravá barva je modrobílá. Bílé jsou také Mythrax a Procyon, nejjasnější hvězdy na nebeských kresbách Persea a Malého psa. Jejich skutečná barva se však blíží žluté (třída F).

Proč jsou hvězdy pro pozemského pozorovatele bílé? Barva je zkreslená kvůli obrovské vzdálenosti oddělující naši planetu od podobných objektů a také kvůli objemným oblakům prachu a plynu, které se často nacházejí ve vesmíru.

třída A

Bílé hvězdy se vyznačují ne tak vysokou teplotou jako zástupci tříd O a B. Jejich fotosféra se zahřívá až na 7,5-10 tisíc Kelvinů. Hvězdy spektrální třídy A jsou mnohem větší než Slunce. Větší je i jejich svítivost - asi 80x.

Ve spektrech hvězd A jsou silně výrazné vodíkové čáry Balmerovy řady. Linie ostatních prvků jsou znatelně slabší, ale při přechodu z podtřídy A0 do A9 nabývají na významu. Obři a veleobri patřící do spektrální třídy A se vyznačují o něco méně výraznými vodíkovými čarami než hvězdy hlavní posloupnosti. V případě těchto svítidel jsou linie těžkých kovů znatelnější.

Mnoho zvláštních hvězd patří do spektrální třídy A. Tento termín označuje svítidla, která mají znatelné vlastnosti ve spektru a fyzikálních parametrech, což ztěžuje jejich klasifikaci. Například spíše vzácné hvězdy typu Bootes lambda se vyznačují nedostatkem těžkých kovů a velmi pomalou rotací. Mezi zvláštní svítidla patří také bílí trpaslíci.

Třída A zahrnuje takové jasné objekty na noční obloze jako Sirius, Menkalinan, Aliot, Castor a další. Pojďme je lépe poznat.

Alpha Canis major

Sirius je nejjasnější, i když ne nejbližší hvězda na obloze. Vzdálenost k němu je 8,6 světelných let. Pro pozemského pozorovatele se zdá být tak jasný, protože má působivou velikost a přesto není tak vzdálený jako mnoho jiných velkých a jasných objektů. Nejbližší hvězda ke Slunci je Alfa Centauri. Sirius v tomto seznamu je na pátém místě.

Patří do souhvězdí Velkého psa a je to systém dvou složek. Sirius A a Sirius B jsou od sebe odděleny 20 astronomickými jednotkami a rotují s periodou necelých 50 let. První složka systému, hvězda hlavní posloupnosti, patří ke spektrálnímu typu A1. Jeho hmotnost je dvakrát větší než hmotnost Slunce a jeho poloměr je 1,7krát větší. Lze jej pozorovat pouhým okem ze Země.

Druhou složkou systému je bílý trpaslík. Hvězda Sirius B se hmotností téměř rovná našemu svítidlu, což není pro takové objekty typické. Typicky se bílí trpaslíci vyznačují hmotností 0,6-0,7 hmotností Slunce. Zároveň jsou rozměry Sirius B blízké pozemským. Předpokládá se, že fáze bílého trpaslíka začala pro tuto hvězdu asi před 120 miliony let. Když byl Sirius B umístěn na hlavní posloupnosti, bylo to pravděpodobně svítidlo o hmotnosti 5 hmotností Slunce a patřilo do spektrální třídy B.

Sirius A se podle vědců přesune do další fáze evoluce asi za 660 milionů let. Pak se promění v červeného obra a o něco později - v bílého trpaslíka, jako jeho společník.

Alfa orel

Stejně jako Sirius je mnoho bílých hvězd, jejichž jména jsou uvedena níže, dobře známých nejen lidem, kteří mají rádi astronomii, kvůli jejich jasu a častému zmiňování na stránkách sci-fi literatury. Altair je jedním z těch svítidel. Alpha Eagle najdeme například u Ursuly le Guinové a Stevena Kinga. Na noční obloze je tato hvězda dobře viditelná díky své jasnosti a relativně těsné blízkosti. Vzdálenost oddělující Slunce a Altair je 16,8 světelných let. Z hvězd spektrální třídy A je nám blíže pouze Sirius.

Altair je 1,8krát hmotnější než Slunce. Jeho charakteristickým znakem je velmi rychlá rotace. Hvězda udělá jednu rotaci kolem své osy za méně než devět hodin. Rychlost rotace v blízkosti rovníku je 286 km/s. V důsledku toho bude „hbitý“ Altair z kůlů zploštělý. Navíc díky eliptickému tvaru klesá teplota a jas hvězdy od pólů k rovníku. Tento efekt se nazývá „gravitační ztmavení“.

Dalším rysem Altairu je, že se jeho lesk v průběhu času mění. Patří mezi proměnné typu Delta Shield.

Alfa Lyrae

Vega je po Slunci nejstudovanější hvězdou. Alfa Lyrae je první hvězdou, jejíž spektrum bylo určeno. Stala se také druhým svítidlem po Slunci, zachyceném na fotografii. Vega byla také mezi prvními hvězdami, ke kterým vědci měřili vzdálenost pomocí metody parlax. Po dlouhou dobu byla jasnost hvězdy brána jako 0 při určování velikostí jiných objektů.

Lyřina alfa je dobře známá amatérským astronomům i prostým pozorovatelům. Je pátou nejjasnější mezi hvězdami a je zahrnuta do asterismu Letního trojúhelníku spolu s Altairem a Denebem.

Vzdálenost od Slunce k Vega je 25,3 světelných let. Její rovníkový poloměr a hmotnost jsou 2,78krát a 2,3krát větší než podobné parametry naší hvězdy. Tvar hvězdy má k dokonalé kouli daleko. Průměr na rovníku je znatelně větší než na pólech. Důvodem je obrovská rychlost otáčení. Na rovníku dosahuje 274 km / s (pro Slunce je tento parametr o něco více než dva kilometry za sekundu).

Jednou z vlastností Vega je prachový disk, který ji obklopuje. Pravděpodobně vznikl v důsledku velkého počtu srážek komet a meteoritů. Prachový kotouč obíhá kolem hvězdy a je zahříván jejím zářením. V důsledku toho se zvyšuje intenzita infračerveného záření Vega. Není to tak dávno, co byly na disku objeveny asymetrie. Jejich pravděpodobné vysvětlení je, že hvězda má alespoň jednu planetu.

Alfa Blíženci

Druhým nejjasnějším objektem v souhvězdí Blíženců je Castor. Stejně jako předchozí svítidla patří do spektrální třídy A. Castor je jednou z nejjasnějších hvězd noční oblohy. V odpovídajícím seznamu je na 23. místě.

Castor je vícenásobný systém skládající se ze šesti komponent. Dva hlavní prvky (Castor A a Castor B) se točí kolem společného těžiště s periodou 350 let. Každá ze dvou hvězd je spektrální dvojhvězda. Komponenty Castor A a Castor B jsou méně jasné a pravděpodobně patří ke spektrálnímu typu M.

Castor C nebyl okamžitě připojen k systému. Zpočátku byla označena jako nezávislá hvězda YY Gemini. V procesu výzkumu této oblasti oblohy vyšlo najevo, že toto svítidlo bylo fyzicky spojeno se systémem Castor. Hvězda obíhá kolem těžiště společného všem složkám s periodou několika desítek tisíc let a je také spektrální dvojhvězdou.

Beta Aurigae

Nebeská kresba Charioteer obsahuje přibližně 150 "bodů", mnoho z nich jsou bílé hvězdy. Jména svítidel člověku daleko od astronomie neřeknou málo, ale to neubírá na jejich významu pro vědu. Nejjasnějším objektem v nebeském vzoru, který patří do spektrální třídy A, je Mencalinan neboli Beta Aurigae. Jméno hvězdy v arabštině znamená „rameno majitele otěží“.

Mencalinan je ternární systém. Jeho dvě složky jsou podobry spektrální třídy A. Jas každého z nich převyšuje podobný parametr Slunce 48krát. Jsou od sebe vzdáleny 0,08 astronomické jednotky. Třetí složkou je červený trpaslík ve vzdálenosti 330 AU od dvojice. E.

Epsilon Ursa Major

Nejjasnějším „bodem“ snad nejznámějšího souhvězdí severní oblohy (Ursa Major) je Aliot, rovněž patřící do třídy A. Zdánlivá magnituda je 1,76. V seznamu nejjasnějších svítidel je hvězda na 33. místě. Alioth vstupuje do asterismu Velkého vozu a je umístěn blíže k misce než ostatní svítidla.

Aliotovo spektrum se vyznačuje neobvyklými liniemi, které kolísají s periodou 5,1 dne. Předpokládá se, že rysy jsou spojeny s vlivem magnetického pole hvězdy. Kolísání spektra podle posledních údajů může nastat kvůli blízkosti vesmírného tělesa o hmotnosti téměř 15 hmotností Jupiteru. Zda tomu tak je, je stále záhadou. Její, stejně jako jiná tajemství hvězd, se astronomové snaží každý den pochopit.

bílých trpaslíků

Příběh o bílých hvězdách bude neúplný, pokud se nezmíníme o té fázi vývoje hvězd, která je označována jako „bílý trpaslík“. Takové objekty dostaly své jméno díky tomu, že první objevené z nich patřily do spektrální třídy A. Jednalo se o Sirius B a 40 Eridani B. Bílí trpaslíci jsou dnes nazýváni jednou z možností závěrečné fáze života hvězdy.

Podívejme se podrobněji na životní cyklus svítidel.

Evoluce hvězd

Hvězdy se nerodí během jedné noci: každá z nich prochází několika fázemi. Nejprve se oblak plynu a prachu začne zmenšovat vlivem vlastních gravitačních sil. Pomalu nabývá tvaru koule, přičemž se gravitační energie mění v teplo – teplota předmětu stoupá. V okamžiku, kdy dosáhne hodnoty 20 milionů Kelvinů, začíná reakce jaderné fúze. Tato fáze je považována za začátek života plnohodnotné hvězdy.

Slunce tráví většinu času v hlavní sekvenci. V jejich hlubinách neustále probíhají reakce cyklu vodíku. Teplota hvězd se může lišit. Když všechen vodík v jádře skončí, začíná nová etapa evoluce. Nyní je palivem helium. Současně se hvězda začíná rozšiřovat. Zvyšuje se jeho svítivost, zatímco povrchová teplota naopak klesá. Hvězda opustí hlavní sekvenci a stane se červeným obrem.

Hmota heliového jádra se postupně zvětšuje a začíná se vlastní vahou zmenšovat. Etapa rudého obra končí mnohem rychleji než ta předchozí. Cesta, kterou se bude další vývoj ubírat, závisí na počáteční hmotnosti objektu. Nízkohmotné hvězdy na stupni rudého obra začínají bobtnat. V důsledku tohoto procesu se objekt zbavuje svých skořápek. Vzniká planetární mlhovina a holé jádro hvězdy. V takovém jádru jsou všechny fúzní reakce dokončeny. Říká se tomu héliový bílý trpaslík. Masivnější červení obři (do určité hranice) se vyvíjejí v uhlíkově bílé trpaslíky. Ve svých jádrech mají těžší prvky než helium.

Charakteristika

Bílí trpaslíci - tělesa s hmotností zpravidla velmi blízko Slunci. Jejich velikost přitom odpovídá zemi. Kolosální hustota těchto vesmírných těles a procesy probíhající v jejich hlubinách jsou z pohledu klasické fyziky nevysvětlitelné. Tajemství hvězd pomohla odhalit kvantovou mechaniku.

Látkou bílých trpaslíků je elektronově-jaderné plazma. Navrhnout to ani v laboratoři je téměř nemožné. Proto mnoho charakteristik takových objektů zůstává nepochopitelných.

I když budete hvězdy studovat celou noc, bez speciálního vybavení nebudete schopni odhalit alespoň jednoho bílého trpaslíka. Jejich svítivost je mnohem menší než u slunce. Podle vědců tvoří bílí trpaslíci přibližně 3 až 10 % všech objektů v Galaxii. Dosud však byly nalezeny pouze ty z nich, které se nenacházejí dále než 200–300 parseků od Země.

Bílí trpaslíci se nadále vyvíjejí. Ihned po vzniku mají vysokou povrchovou teplotu, ale rychle chladnou. Pár desítek miliard let po vzniku se podle teorie bílý trpaslík promění v černého trpaslíka – těleso, které nevyzařuje viditelné světlo.

Bílá, červená nebo modrá hvězda se pro pozorovatele liší především barvou. Astronom se dívá hlouběji. Barva pro něj okamžitě napoví hodně o teplotě, velikosti a hmotnosti předmětu. Modrá nebo jasně modrá hvězda je obří horká koule, která je ve všech ohledech daleko před Sluncem. Bílá svítidla, jejichž příklady jsou popsány v článku, jsou poněkud menší. Hvězdná čísla v různých katalozích řeknou profesionálům také hodně, ale ne všechno. Velké množství informací o životě vzdálených vesmírných objektů buď dosud nebylo vysvětleno, nebo zůstává dokonce neobjeveno.

jakou barvu mají hvězdy? a proč?

Hvězdy přicházejí ve všech barvách duhy. Protože mají různé teploty a složení.
http://www.pockocmoc.ru/color.php
Hvězdy mají různé barvy. Arcturus má žlutooranžový odstín, Rigel je bílomodrý, Antares jasně červený. Dominantní barva ve spektru hvězdy závisí na teplotě jejího povrchu. Plynový obal hvězdy se chová téměř jako ideální zářič (absolutně černé těleso) a zcela se řídí klasickými radiačními zákony M. Plancka (18581947), J. Stefana (18351893) a V. Wiena (18641928), které se týkají teplota těla a charakter jeho záření. Planckův zákon popisuje rozložení energie ve spektru tělesa. Uvádí, že s rostoucí teplotou se celkový tok záření zvyšuje a maximum ve spektru se posouvá směrem ke krátkým vlnám. Vlnová délka (v centimetrech), která odpovídá maximálnímu záření, je určena Wienovým zákonem: lmax = 0,29/T. Právě tento zákon vysvětluje červenou barvu Antares (T = 3500 K) a namodralou barvu Rigelu (T = 18000 K).
HARVARDSKÁ SPEKTRÁLNÍ KLASIFIKACE

Spektrální třída Efektivní teplota, KColor
O———————————————2600035000 ——————Modrá
B ———————————————1200025000 ———-Bílo-modrá
A ————————————————800011000 ———————Bílá
F ————————————————-62007900 ———-Žlutá bílá
G ————————————————50006100 ——————-Žlutá
K —————————————————35004900 ————-Oranžová
M —————————————————26003400 ——————Červená
Naše slunce je světle žlutá hvězda. Obecně platí, že hvězdy mají širokou škálu barev a jejich odstínů. Rozdíly v barvě hvězd jsou způsobeny tím, že mají různé teploty. A tady je důvod, proč se to děje. Světlo, jak víte, je vlnové záření, jehož vlnová délka je velmi malá. Pokud se však i jen nepatrně změní délka tohoto světla, pak se dramaticky změní barva obrazu, který pozorujeme. Například vlnová délka červené je jedenapůlkrát větší než vlnová délka modré.
Shluk různobarevných hvězd

Vědci formulovali fyzikální zákony, které se týkají barvy a teploty. Čím je těleso teplejší, tím větší je energie záření z jeho povrchu a tím kratší je délka vyzařovaného vlnění. Pokud tedy těleso vyzařuje v modrém rozsahu vlnových délek, pak je teplejší než těleso, které vyzařuje červeně.
Atomy horkých plynů hvězd emitují fotony. Čím je plyn teplejší, tím vyšší je energie fotonů a tím kratší je jejich vlna. Proto nejžhavější nové hvězdy vyzařují v modrobílém rozsahu. Jak se jejich jaderné palivo spotřebovává, hvězdy se ochlazují. Proto staré chladící hvězdy vyzařují v červené oblasti spektra. Hvězdy středního věku, jako je Slunce, vyzařují ve žlutém pásmu.
Naše Slunce je relativně blízko nás, a proto jasně vidíme jeho barvu. Jiné hvězdy jsou od nás tak daleko, že ani s pomocí výkonných dalekohledů nemůžeme s jistotou říci, jakou mají barvu. K objasnění této problematiky vědci používají spektrograf – zařízení pro detekci spektrálního složení hvězdného světla.
Závisí na teplotě Nejžhavější bílé a modré barvy jsou nejstudenější červené, ale i tak mají teplotu vyšší než jakýkoli roztavený kov
je slunce bílé?
Vnímání barev je čistě subjektivní, závisí na reakci sítnice oka pozorovatele.
na obloze? Vím, že jsou modré, žluté a bílé. naše slunce je žlutý trpaslík
Hvězdy přicházejí v různých barvách. Modré mají vyšší teplotu než červené a více energie záření z jejich povrchu. Dodávají se také v bílé, žluté a oranžové barvě a téměř všechny jsou vyrobeny z vodíku.
Hvězdy mají různé barvy, téměř všechny barvy duhy (například: naše Slunce je žluté, Rigel je bílo-modrý, Antares je červený atd.)
Rozdíly v barvě hvězd jsou způsobeny tím, že mají různé teploty. A tady je důvod, proč se to děje. Světlo, jak víte, je vlnové záření, jehož vlnová délka je velmi malá. Pokud se však i jen nepatrně změní délka tohoto světla, pak se dramaticky změní barva obrazu, který pozorujeme. Například vlnová délka červené je jedenapůlkrát větší než vlnová délka modré.

Jak víte, jak teplota stoupá, zahřátý kov začne nejprve svítit červeně, pak žlutě a nakonec bíle. Hvězdy svítí stejně. Červené jsou nejstudenější, zatímco bílé (nebo dokonce modré!) jsou nejžhavější. Nově praskající hvězda bude mít barvu odpovídající energii uvolněné v jejím jádru a intenzita tohoto uvolnění zase závisí na hmotnosti hvězdy. V důsledku toho jsou všechny normální hvězdy tím chladnější, čím jsou, abych tak řekl, červenější. "Těžké" hvězdy jsou horké a bílé, zatímco "lehké", nehmotné jsou červené a relativně studené. Teploty nejžhavějších a nejchladnějších hvězd jsme již pojmenovali (viz výše). Nyní víme, že nejvyšší teploty odpovídají modrým hvězdám, nejnižší pak červeným. Upřesněme, že v tomto odstavci jsme mluvili o teplotách viditelných povrchů hvězd, protože ve středu hvězd (v jejich jádrech) je teplota mnohem vyšší, ale je také nejvyšší u masivních modrých hvězd.

Spektrum hvězdy a její teplota úzce souvisí s barevným indexem, tedy s poměrem jasnosti hvězdy ve žluté a modré oblasti spektra. Planckův zákon, který popisuje rozložení energie ve spektru, dává výraz pro barevný index: C.I. = 7200/T 0,64. Studené hvězdy mají vyšší barevný index než horké, to znamená, že studené hvězdy jsou ve žlutých paprscích relativně jasnější než v modrých. Horké (modré) hvězdy vypadají jasnější na konvenčních fotografických deskách, zatímco studené hvězdy se zdají jasnější pro oko a speciální fotografické emulze, které jsou citlivé na žluté paprsky.
Vědci formulovali fyzikální zákony, které se týkají barvy a teploty. Čím je těleso teplejší, tím větší je energie záření z jeho povrchu a tím kratší je délka vyzařovaného vlnění. Pokud tedy těleso vyzařuje v modrém rozsahu vlnových délek, pak je teplejší než těleso, které vyzařuje červeně.
Atomy horkých plynů hvězd emitují fotony. Čím je plyn teplejší, tím vyšší je energie fotonů a tím kratší je jejich vlna. Proto nejžhavější nové hvězdy vyzařují v modrobílém rozsahu. Jak se jejich jaderné palivo spotřebovává, hvězdy se ochlazují. Proto staré chladící hvězdy vyzařují v červené oblasti spektra. Hvězdy středního věku, jako je Slunce, vyzařují ve žlutém pásmu.
Naše Slunce je relativně blízko nás, a proto jasně vidíme jeho barvu. Jiné hvězdy jsou od nás tak daleko, že ani s pomocí výkonných dalekohledů nemůžeme s jistotou říci, jakou mají barvu. K objasnění této problematiky vědci používají spektrograf – zařízení pro detekci spektrálního složení hvězdného světla.
HARVARDSKÁ SPEKTRÁLNÍ KLASIFIKACE udává teplotní závislost barvy hvězdy, např.: 35004900 - oranžová, 800011000 bílá, 2600035000 modrá atd. http://www.pockocmoc.ru/color.php

A další důležitý fakt: závislost barvy záře hvězdy na hmotnosti.
Hmotnější normální hvězdy mají vyšší povrchovou a vnitřní teplotu. Rychle spalují své jaderné palivo - vodík, který se obecně skládá z téměř všech hvězd. Která ze dvou normálních hvězd je hmotnější, lze posoudit podle její barvy: modré jsou těžší než bílé, bílé jsou žluté, žluté oranžové, oranžové červené.

Hvězdy, které pozorujeme, se liší barvou i jasem. Jasnost hvězdy závisí jak na její hmotnosti, tak na její vzdálenosti. A barva záře závisí na teplotě na jejím povrchu. Nejchladnější hvězdy jsou červené. A ty nejžhavější mají namodralý odstín. Bílé a modré hvězdy jsou nejžhavější, jejich teplota je vyšší než teplota Slunce. Naše hvězda Slunce patří do třídy žlutých hvězd.

Kolik hvězd je na obloze?
Spočítat byť alespoň přibližně počet hvězd v nám známé části Vesmíru je prakticky nemožné. Vědci mohou pouze říci, že v naší Galaxii, která se nazývá „Mléčná dráha“, může být asi 150 miliard hvězd. Ale existují i jiné galaxie! Mnohem přesněji ale lidé znají počet hvězd, které lze z povrchu Země spatřit pouhým okem. Takových hvězd je asi 4,5 tisíce.

Jak se rodí hvězdy?
Pokud svítí hvězdy, potřebuje to někdo? V neomezeném kosmickém prostoru jsou vždy molekuly nejjednodušší látky ve vesmíru – vodíku. Někde je vodíku méně, někde více. Působením sil vzájemné přitažlivosti se molekuly vodíku k sobě přitahují. Tyto procesy přitažlivosti mohou trvat velmi dlouho - miliony a dokonce miliardy let. Ale dříve nebo později se molekuly vodíku přitahují tak blízko k sobě, že se vytvoří oblak plynu. S dalším přitahováním začne teplota ve středu takového mraku stoupat. Uplynou další miliony let a teplota v oblaku plynu může stoupnout natolik, že začne reakce termojaderné fúze – vodík se začne měnit na helium a na obloze se objeví nová hvězda. Každá hvězda je horká koule plynu.

Životnost hvězd se velmi liší. Vědci zjistili, že čím větší je hmotnost novorozené hvězdy, tím kratší je její životnost. Životnost hvězdy se může pohybovat od stovek milionů let až po miliardy let.

Světelný rok
Světelný rok je vzdálenost, kterou urazí paprsek světla za rok rychlostí 300 000 kilometrů za sekundu. A to je 31536000 sekund za rok! Takže od hvězdy, která je nám nejblíže, jménem Proxima Centauri, letí paprsek světla déle než čtyři roky (4,22 světelných let)! Tato hvězda je od nás 270 tisíckrát dále než Slunce. A zbytek hvězd je mnohem dál – desítky, stovky, tisíce a dokonce miliony světelných let od nás. To je důvod, proč se nám hvězdy zdají tak malé. A i v tom nejvýkonnějším dalekohledu jsou na rozdíl od planet vždy viditelné jako body.

Co je to "souhvězdí"?
Od pradávna se lidé dívali na hvězdy a viděli v nich bizarní postavy, které tvoří skupiny jasných hvězd, obrazy zvířat a mýtických hrdinů. Takovým postavám na obloze se začalo říkat souhvězdí. A přestože na obloze jsou hvězdy zahrnuté lidmi v určitém souhvězdí vizuálně vedle sebe, ve vesmíru mohou být tyto hvězdy od sebe ve značné vzdálenosti. Nejznámější souhvězdí jsou Ursa Major a Ursa Minor. Faktem je, že Polárka, která je označena severním pólem naší planety Země, vstupuje do souhvězdí Malé medvědice. A s vědomím, jak najít Polárku na obloze, bude každý cestovatel a navigátor schopen určit, kde je sever, a procházet terénem.

supernovy
Některé hvězdy na konci svého života najednou začnou zářit tisíckrát a milionkrát jasněji než obvykle a vrhají obrovské masy hmoty do okolního prostoru. Je zvykem říkat, že dojde k výbuchu supernovy. Záře supernovy postupně slábne a nakonec na místě takové hvězdy zůstane jen svítící mrak. Podobnou explozi supernovy pozorovali starověcí astronomové z Blízkého a Dálného východu 4. července 1054. Rozpad této supernovy trval 21 měsíců. Nyní se na místě této hvězdy nachází Krabí mlhovina, známá mnoha milovníkům astronomie.

Shrneme-li tuto část, poznamenáváme

proti. Typy hvězd

Hlavní spektrální klasifikace hvězd:

hnědé trpaslíky

Hnědí trpaslíci jsou typem hvězdy, ve které jaderné reakce nikdy nemohou kompenzovat energii ztracenou zářením. Po dlouhou dobu byli hnědí trpaslíci hypotetickými objekty. Jejich existence byla předpovězena v polovině 20. století na základě představ o procesech probíhajících při vzniku hvězd. V roce 2004 byl však poprvé objeven hnědý trpaslík. K dnešnímu dni bylo objeveno mnoho hvězd tohoto typu. Jejich spektrální třída je M - T. Teoreticky se rozlišuje ještě jedna třída - označovaná Y.

bílých trpaslíků

Krátce po záblesku helia se uhlík a kyslík „rozsvítí“; každá z těchto událostí způsobuje silné přeskupení hvězdy a její rychlý pohyb podél Hertzsprung-Russellova diagramu. Velikost atmosféry hvězdy se ještě zvětší a začne intenzivně ztrácet plyn v podobě rozpínajících se proudů hvězdného větru. Osud centrální části hvězdy zcela závisí na její počáteční hmotnosti: jádro hvězdy může ukončit svůj vývoj jako bílý trpaslík (hvězdy s nízkou hmotností), pokud jeho hmotnost v pozdějších fázích vývoje překročí Chandrasekharovu mez - jako neutronová hvězda (pulsar), pokud hmotnost překročí Oppenheimer-Volkovovu mez, je jako černá díra. V posledních dvou případech provázejí dokončení vývoje hvězd katastrofické události – výbuchy supernov.
Naprostá většina hvězd včetně Slunce končí svůj vývoj smršťováním, dokud tlak degenerovaných elektronů nevyrovná gravitaci. V tomto stavu, kdy se velikost hvězdy stokrát zmenší a hustota se stane milionkrát vyšší než hustota vody, se hvězda nazývá bílý trpaslík. Je zbaven zdrojů energie a postupným ochlazováním se stává temným a neviditelným.

rudí obři

Rudí obři a veleobri jsou hvězdy s poměrně nízkou efektivní teplotou (3000 - 5000 K), ale s obrovskou svítivostí. Typická absolutní hvězdná velikost takových objektů? 3m-0m (třída svítivosti I a III). Jejich spektrum je charakterizováno přítomností molekulárních absorpčních pásů a emisní maximum spadá do infračervené oblasti.

proměnné hvězdy

Proměnná hvězda je hvězda, jejíž jasnost se za celou historii jejího pozorování alespoň jednou změnila. Existuje mnoho důvodů pro variabilitu a mohou být spojeny nejen s vnitřními procesy: pokud je hvězda dvojitá a zorná přímka leží nebo je v malém úhlu k zornému poli, pak jedna hvězda procházející diskem hvězda ji zastíní a jas se také může změnit, pokud světlo z hvězdy bude procházet silným gravitačním polem. Ve většině případů je však variabilita spojena s nestabilními vnitřními procesy. V nejnovější verzi obecného katalogu proměnných hvězd je přijato následující rozdělení:
Eruptivní proměnné hvězdy- jedná se o hvězdy, které mění svou jasnost v důsledku prudkých procesů a záblesků v jejich chromosférách a korónách. Změna svítivosti je obvykle způsobena změnami obalu nebo ztrátou hmoty ve formě hvězdného větru různé intenzity a/nebo interakcí s mezihvězdným prostředím.
Pulzující proměnné hvězdy jsou hvězdy vykazující periodickou expanzi a kontrakci jejich povrchových vrstev. Pulsace mohou být radiální nebo neradiální. Radiální pulsace hvězdy zanechávají její tvar kulový, zatímco neradiální pulsace způsobují, že se tvar hvězdy odchyluje od sférického a sousední zóny hvězdy mohou být v opačných fázích.
Rotující proměnné hvězdy- jedná se o hvězdy, u kterých je rozložení jasu po povrchu nerovnoměrné a/nebo mají neelipsoidní tvar, v důsledku čehož při rotaci hvězd pozorovatel zafixuje jejich proměnlivost. Nehomogenity povrchové jasnosti mohou být způsobeny přítomností skvrn nebo tepelných či chemických nepravidelností způsobených magnetickými poli, jejichž osy se neshodují s osou rotace hvězdy.
Kataklyzmatické (výbušné a nově podobné) proměnné hvězdy. Proměnlivost těchto hvězd je způsobena výbuchy, které jsou způsobeny explozivními procesy v jejich povrchových vrstvách (novy) nebo hluboko v jejich hloubkách (supernovy).
Zákrytové binární soustavy.
Optické proměnné binární systémy s tvrdým rentgenovým zářením
Nové typy proměnných- typy variability objevené při vydávání katalogu a tudíž nezařazené do již publikovaných tříd.

Nový

Nova je typ kataklyzmatické proměnné. Jejich jasnost se nemění tak prudce jako u supernov (ačkoli amplituda může být 9 m): pár dní před maximem je hvězda jen o 2 m slabší. Počet takových dnů určuje, do které třídy nov hvězda patří:
Velmi rychle, pokud je tato doba (označovaná jako t2) kratší než 10 dní.
Rychle - 11 Velmi pomalé: 151 Extrémně pomalé, roky se blížily maximu.

Existuje závislost maximální jasnosti novy na t2. Někdy se tento vztah používá k určení vzdálenosti ke hvězdě. Maximum vzplanutí se v různých rozsazích chová odlišně: když je již pozorován pokles záření ve viditelné oblasti, nárůst stále pokračuje v ultrafialovém. Pokud je záblesk pozorován také v infračervené oblasti, pak bude maxima dosaženo až poté, co jas v ultrafialovém záření začne klesat. Bolometrická svítivost během vzplanutí tedy zůstává nezměněna po poměrně dlouhou dobu.

V naší Galaxii lze rozlišit dvě skupiny nov: nové disky (v průměru jsou jasnější a rychlejší) a nové vybouleniny, které jsou o něco pomalejší, a tedy o něco slabší.

supernovy

Supernovy jsou hvězdy, které končí svůj vývoj v katastrofickém výbušném procesu. Termín „supernovy“ se používal k označení hvězd, které vzplanuly mnohem (o řády) silněji než takzvané „nové hvězdy“. Ve skutečnosti ani jedno, ani druhé není fyzicky nové, již existující hvězdy vždy vzplanou. Ale v několika historických případech se ty hvězdy, které byly dříve téměř nebo úplně neviditelné na obloze, rozzářily, což vytvořilo efekt vzhledu nové hvězdy. Typ supernovy je určen přítomností vodíkových čar ve spektru vzplanutí. Pokud ano, pak supernova typu II, pokud ne, pak typ I

Hypernovy

Hypernova - kolaps výjimečně těžké hvězdy poté, co již nemá zdroje pro podporu termonukleárních reakcí; jinými slovy, je to velmi velká supernova. Od počátku 90. let byly pozorovány tak silné exploze hvězd, že síla exploze přesáhla sílu běžné exploze supernovy asi 100krát a energie exploze přesáhla 1046 joulů. Mnohé z těchto explozí byly navíc doprovázeny velmi silnými gama záblesky. Intenzivní průzkum oblohy našel několik argumentů ve prospěch existence hypernov, ale zatím jsou hypernovy hypotetické objekty. Dnes se tento termín používá k popisu výbuchů hvězd o hmotnostech od 100 do 150 nebo více hmotností Slunce. Hypernovy by teoreticky mohly kvůli silné radioaktivní erupci vážně ohrozit Zemi, ale v současnosti se v blízkosti Země nenacházejí žádné hvězdy, které by takové nebezpečí mohly představovat. Podle některých zpráv došlo před 440 miliony let k výbuchu hypernovy poblíž Země. Pravděpodobně v důsledku této exploze zasáhl Zemi krátkodobý izotop niklu 56Ni.

neutronové hvězdy

U hvězd hmotnějších než Slunce nemůže tlak degenerovaných elektronů zabránit zhroucení jádra a pokračuje, dokud se většina částic nepromění v neutrony sbalené tak těsně, že se velikost hvězdy měří v kilometrech a hustota je 280 bilionů. krát hustota vody. Takový objekt se nazývá neutronová hvězda; jeho rovnováha je udržována tlakem degenerované neutronové hmoty.

Jakákoli hvězda - žlutá, modrá nebo červená - je žhavá koule plynu. Moderní klasifikace svítidel je založena na několika parametrech. Patří mezi ně povrchová teplota, velikost a jas. Barva hvězdy viděné za jasné noci závisí především na prvním parametru. Nejžhavější svítidla jsou modrá nebo dokonce modrá, nejchladnější jsou červená. Žluté hvězdy, jejichž příklady jsou uvedeny níže, zaujímají střední pozici na teplotní stupnici. Slunce je jedním z těchto svítidel.

Rozdíly

Tělesa zahřátá na různé teploty vyzařují světlo s různými vlnovými délkami. Na tomto parametru závisí barva určená lidským okem. Čím kratší je vlnová délka, tím je tělo žhavější a jeho barva se blíží bílé a modré. To platí i pro hvězdy.

Červená svítidla jsou nejchladnější. Jejich povrchová teplota dosahuje pouhých 3 tisíc stupňů. Hvězda je žlutá, jako naše Slunce, již rozpálená. Jeho fotosféra se zahřívá až na 6000º. Bílá svítidla jsou ještě teplejší - od 10 do 20 tisíc stupňů. A nakonec, modré hvězdy jsou nejžhavější. Teplota jejich povrchu dosahuje od 30 do 100 tisíc stupňů.

Obecná charakteristika

Vlastnosti žlutého trpaslíka

Svítidla malých rozměrů se vyznačují působivou životností. tento parametr je 10 miliard let. Slunce se nyní nachází přibližně v polovině svého životního cyklu, to znamená, že mu zbývá asi 5 miliard let, než opustí Hlavní posloupnost a stane se červeným obrem.

Hvězda, žlutá a patřící k „trpasličímu“ typu, má rozměry podobné jako u slunce. Zdrojem energie pro taková svítidla je syntéza helia z vodíku. Do další fáze vývoje přecházejí poté, co vodík skončí v jádře a začne spalování helia.

Kromě Slunce patří mezi žluté trpaslíky A, Alpha Northern Corona, Mu Bootes, Tau Ceti a další svítidla.

Žlutí podobri

Hvězdy podobné Slunci se po vyčerpání vodíkového paliva začnou měnit. Když se helium v jádře zapálí, hvězda se roztáhne a změní se v. Tato fáze však nenastane okamžitě. Jako první začnou hořet vnější vrstvy. Hvězda již opustila hlavní sekvenci, ale ještě se nerozšířila - je ve fázi podobra. Hmotnost takové hvězdy se obvykle pohybuje od 1 do 5

Hvězdy, které jsou svou velikostí působivější, mohou také projít fází žlutého podobra. U nich je však tato fáze méně výrazná. Nejznámějším podobrem současnosti je Procyon (Alpha Canis Minor).

Skutečná vzácnost

Žluté hvězdy, jejichž jména byla uvedena výše, patří k poměrně běžným typům ve vesmíru. U hypergiantů je situace jiná. Jedná se o skutečné obry, považované za nejtěžší, nejjasnější a největší a zároveň mající nejkratší délku života. Většina známých hypergiantů jsou jasně modré proměnné, ale jsou mezi nimi bílé, žluté a dokonce i červené hvězdy.

Mezi taková vzácná vesmírná tělesa patří například Rho Cassiopeia. Jedná se o žlutého hyperobra, ve svítivosti 550 tisíckrát před Sluncem. Od naší planety je vzdálená 12 000 m. Za jasné noci je viditelná pouhým okem (viditelná jasnost je 4,52 m).

veleobrů

Hypergianti jsou zvláštním případem veleobrů. K tomu druhému patří také žluté hvězdy. Podle astronomů jsou přechodným stádiem ve vývoji svítidel od modrých k červeným veleobrům. Přesto ve stadiu žlutého veleobra může hvězda existovat poměrně dlouho. V této fázi evoluce svítidla zpravidla neumírají. Za celou dobu studia vesmíru byly zaznamenány pouze dvě supernovy generované žlutými veleobry.

Mezi taková svítidla patří Canopus (Alpha Carina), Rastaban (Beta Dragon), Beta Aquarius a některé další objekty.

Jak vidíte, každá hvězda, žlutá jako Slunce, má specifické vlastnosti. Každý má však něco společného – jde o barvu, která je výsledkem zahřívání fotosféry na určité teploty. Kromě jmenovaných mezi taková svítidla patří Epsilon Shield a Beta Crow (jasní obři), Delta of the Southern Triangle a Beta Giraffe (supergianti), Capella a Vindemiatrix (obři) a mnoho dalších vesmírných těles. Je třeba poznamenat, že barva uvedená v klasifikaci objektu se nemusí vždy shodovat s barvou viditelnou. To se děje proto, že skutečná barva světla je zkreslena plynem a prachem a také po průchodu atmosférou. Astrofyzici používají k určení barvy spektrograf: poskytuje mnohem přesnější informace než lidské oko. Právě díky němu vědci dokážou rozlišit modré, žluté a červené hvězdy, vzdálené od nás na velké vzdálenosti.