별은 왜 색깔이 다른가요?

고대 사람들은 별을 사람의 영혼, 살아있는 존재, 하늘을 떠받치고 있는 못이라고 생각했습니다. 그들은 밤에 별이 빛나는 이유에 대해 많은 설명을 내놓았고, 태양은 오랫동안 별과 전혀 다른 물체로 여겨졌습니다.

일반적으로 별과 특히 우리에게 가장 가까운 별인 태양에서 발생하는 열 반응 문제는 많은 과학 분야의 과학자들을 오랫동안 걱정해 왔습니다. 물리학자, 화학자, 천문학자들은 무엇이 강력한 방사선과 함께 열 에너지를 방출하는지 알아내려고 노력했습니다.

화학자들은 별에서 발열 화학 반응이 일어나서 다음과 같은 물질이 방출된다고 믿었습니다. 큰 수열. 물리학자들은 이러한 우주 물체에서 물질 간의 반응이 발생한다는 데 동의하지 않았습니다. 왜냐하면 수십억 년 동안 어떤 반응도 그렇게 많은 빛을 생성할 수 없기 때문입니다.

Mendeleev는 언제 그의 유명한 테이블을 시작했습니까? 새로운 시대공부하다 화학 반응– 방사성 원소가 발견되었고 곧 방사성 붕괴 반응이 일어났습니다. 주된 이유별로부터의 방사선.

거의 모든 과학자들이 이 이론이 가장 적합하다고 인식하면서 논쟁은 잠시 중단되었습니다.

항성 방사선에 관한 현대 이론

1903년 스웨덴 과학자 스반테 아레니우스(Svante Arrhenius)는 별이 빛나고 열을 방출하는 이유에 대해 이미 정립된 개념을 뒤집었습니다. 전해 해리. 그의 이론에 따르면, 별의 에너지원은 수소 원자이며, 수소 원자는 서로 결합하여 더 무거운 헬륨 핵을 형성합니다. 이러한 과정은 강한 가스 압력, 높은 밀도 및 온도(약 섭씨 1500만도)에 의해 발생하며 별의 내부 영역에서 발생합니다. 이 가설은 다른 과학자들에 의해 연구되기 시작했으며, 그들은 그러한 핵융합 반응이 별이 생성하는 엄청난 양의 에너지를 방출하기에 충분하다는 결론에 도달했습니다. 또한 수소 핵융합으로 인해 별이 수십억 년 동안 빛날 가능성도 있습니다.

일부 별에서는 헬륨 합성이 종료되었지만 충분한 에너지가 있는 한 계속해서 빛납니다.

별의 내부에서 방출되는 에너지는 가스의 외부 영역, 즉 별의 표면으로 전달되어 빛의 형태로 방출되기 시작합니다. 과학자들은 광선이 별의 핵에서 표면까지 수만 년, 심지어 수십만 년 동안 이동한다고 믿습니다. 그 후 방사선은 지구에 도달하는데, 이 역시 많은 시간이 걸립니다. 따라서 태양의 방사선은 8분 만에 우리 행성에 도달하고, 두 번째로 가까운 별인 프록시마 켄트라우리의 빛은 4년 넘게 우리에게 도달하며, 육안으로 볼 수 있는 많은 별들의 빛은 몇 킬로미터를 여행했습니다. 수천 년, 심지어 수백만 년.

우리는 우리 행성 외에, 태양계 외에 다른 생명체가 있을지도 모른다고 결코 생각하지 않습니다. 아마도 파란색, 흰색, 빨간색, 또는 노란색 별을 공전하는 행성 중 하나에 생명체가 있을 수도 있습니다. 아마도 이와 같은 행성에 같은 사람들이 살고 있지만 우리는 아직 그것에 대해 아무것도 모릅니다. 우리의 위성과 망원경은 생명체가 있을 수 있는 수많은 행성을 발견했지만, 이 행성들은 수만 광년, 심지어 수백만 광년 떨어져 있습니다.

청색 낙오성(Blue 낙오성)은 파란색을 띠는 별이다.

성단에서 발견된 별 공 유형는 일반 별보다 온도가 높고 비슷한 광도를 갖는 성단 별보다 스펙트럼이 파란색 영역으로 크게 이동하는 특징을 갖는 별을 청색 낙오성이라고 합니다. 이 기능을 사용하면 Hertzsprung-Russell 다이어그램에서 이 성단의 다른 별에 비해 눈에 띄게 됩니다. 그러한 별의 존재는 별의 진화에 관한 모든 이론을 반박하며, 그 핵심은 같은 기간에 발생한 별이 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램의 잘 정의된 영역에 위치할 것으로 예상된다는 것입니다. 이 경우 별의 정확한 위치에 영향을 미치는 유일한 요소는 초기 질량입니다. 위 곡선 외부에 파란색 낙오자가 자주 나타나는 것은 변칙적인 항성 진화와 같은 것이 존재함을 확인할 수 있습니다.

발생의 본질을 설명하려는 전문가들은 몇 가지 이론을 제시했습니다. 그 중 가장 가능성이 높은 것은 이 별들을 나타냅니다. 파란색과거에는 이중이었는데, 그 이후에 그들은 합병 과정을 겪기 시작했거나 지금 합병 과정을 겪고 있습니다. 두 별이 합쳐지면 같은 나이의 별보다 질량, 밝기, 온도가 훨씬 더 큰 새로운 별이 탄생합니다.

이 이론이 어떻게든 옳다는 것이 입증될 수 있다면 항성 진화 이론에는 청색 낙오자 문제가 없을 것입니다. 결과 별에는 다음이 포함됩니다. 더젊은 별과 비슷하게 행동하는 수소. 이 이론을 뒷받침하는 사실이 있습니다. 관찰에 따르면 낙오자가 가장 자주 발생하는 것으로 나타났습니다. 중앙 지역구형 클러스터. 단위 부피 별의 수가 많기 때문에 가까운 통로나 충돌이 발생할 가능성이 더 높아집니다.

이 가설을 검증하려면 청색 낙오자의 맥동을 연구할 필요가 있습니다. 합쳐진 별과 일반적으로 맥동하는 변광성의 천체지진학적 특성 사이에는 약간의 차이가 있을 수 있습니다. 맥동을 측정하는 것이 매우 어렵다는 점은 주목할 가치가 있습니다. 이 과정은 또한 별이 빛나는 하늘의 과밀화, 파란색 낙오자의 맥동의 작은 변동 및 변수의 희귀성으로 인해 부정적인 영향을 받습니다.

합병의 한 가지 예는 2008년 8월에 관찰되었으며, 그러한 사건은 V1309 물체에 영향을 미쳤으며, 발견 후 밝기가 수만 배 증가했으며 몇 달 후에 다시 원래 값. 6년간의 관찰 결과, 과학자들은 이 물체가 서로의 공전 주기가 1.4일인 두 개의 별이라는 결론에 도달했습니다. 이러한 사실로 인해 과학자들은 2008년 8월에 두 별이 합쳐지는 과정이 일어났다고 믿게 되었습니다.

파란색 낙오자는 높은 토크가 특징입니다. 예를 들어, 큰부리자리 47개 성단의 중앙에 위치한 별의 회전 속도는 태양의 회전 속도보다 75배 빠릅니다. 가설에 따르면, 그 질량은 성단에 있는 다른 별들의 질량보다 2~3배 더 큽니다. 또한 연구를 통해 파란색 별이 다른 별과 가까이 있으면 다른 별의 산소와 탄소 비율이 이웃 별보다 낮다는 사실이 밝혀졌습니다. 아마도 별은 궤도를 따라 움직이는 다른 별에서 이러한 물질을 끌어 당겨 밝기와 온도가 증가합니다. "강탈된" 별에서는 원래 탄소가 다른 원소로 변환되는 과정이 발생한 장소가 발견됩니다.

푸른 별의 이름 - 예

리겔, 감마 파루스, 알파 기린, 제타 오리오니스, 타우 큰 개자리, 제타 푸피스

하얀 별은 하얀 별이다

쾨니히스베르크 천문대(Königsberg Observatory)의 책임자였던 프리드리히 베셀(Friedrich Bessel)은 1844년에 흥미로운 발견을 했습니다. 과학자는 하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스가 하늘을 가로지르는 궤적에서 약간 벗어나는 것을 발견했습니다. 천문학자는 시리우스에 위성이 있다고 제안했으며 질량 중심 주위의 별의 대략적인 회전 기간(약 50년)을 계산했습니다. 베셀은 다른 과학자들로부터 적절한 지원을 찾지 못했습니다. 그 질량은 시리우스와 비슷했어야 했지만 누구도 위성을 감지할 수 없었습니다.

그리고 불과 18년 후, 테스트에 참여한 Alvan Graham Clark 최고의 망원경그 때 시리우스 근처에서 희미한 빛이 발견되었습니다 하얀 별, 시리우스 V라고 불리는 그의 위성으로 밝혀졌습니다.

이 별의 표면 하얀색최대 25,000켈빈까지 가열되며 반경은 작습니다. 이를 고려하여 과학자들은 다음과 같은 결론을 내렸습니다. 고밀도위성(106g/cm 3 수준, 시리우스 자체의 밀도는 약 0.25g/cm 3 , 태양의 밀도는 1.4g/cm 3 ). 55년 후(1917년), 그것을 발견한 과학자의 이름을 딴 또 다른 백색 왜성이 발견되었습니다. 물고기자리 별자리에 위치한 반 마넨의 별입니다.

하얀 별의 이름 - 예

거문고자리의 베가, 독수리자리의 알타이르(여름과 가을에 볼 수 있음), 시리우스, 카스토르.

노란색 별 - 노란색 별

황색 왜성은 일반적으로 질량이 태양 질량(0.8-1.4) 내에 있는 작은 주계열성이라고 불립니다. 이름으로 판단하면 그러한 별은 빛을 발합니다. 노란색, 이는 수소에서 헬륨으로의 열핵융합 과정에서 방출됩니다.

그러한 별의 표면은 5~6,000켈빈의 온도까지 가열되며 스펙트럼 등급은 G0V에서 G9V 사이입니다. 황색왜성은 약 100억년 동안 산다. 별에서 수소가 연소되면 크기가 배가되어 적색 거성이 됩니다. 적색거성의 한 예는 알데바란이다. 이러한 별은 외부 가스층을 방출하여 행성상 성운을 형성할 수 있습니다. 이 경우 핵은 밀도가 높은 백색왜성으로 변한다.

Hertzsprung-Russell 다이어그램을 고려하면 노란색 별이 주 계열의 중앙 부분에 위치합니다. 태양은 전형적인 황색왜성이라고 할 수 있으므로, 그 모델은 황색왜성의 일반모델을 고려하는데 매우 적합하다. 그러나 하늘에는 이름이 Alhita, Dabikh, Toliman, Khara 등인 다른 특징적인 노란색 별이 있습니다. 이 별들은 그다지 밝지 않습니다. 예를 들어 Proxima Centauri를 고려하지 않으면 태양에 가장 가까운 동일한 Toliman은 크기가 0이지만 동시에 밝기는 모든 황색 왜성 중에서 가장 높습니다. 이 별은 Centaurus 별자리에 위치하고 있으며 링크이기도합니다. 복잡한 시스템, 별 6개가 포함되어 있습니다. Toliman의 스펙트럼 등급은 G입니다. 그러나 우리로부터 350광년 떨어진 Dabih는 스펙트럼 등급 F에 속합니다. 그러나 그 높은 밝기는 스펙트럼 등급인 A0에 속하는 인근 별의 존재로 인해 발생합니다.

Toliman 외에도 스펙트럼 등급 G에는 주계열에 위치한 HD82943이 있습니다. 이 별은 화학적 구성과 태양과 유사한 온도로 인해 두 개의 행성도 가지고 있습니다. 큰 사이즈. 그러나 이 행성들의 궤도 모양은 원형과 거리가 멀기 때문에 HD82943에 대한 접근이 비교적 자주 발생합니다. 현재 천문학자들은 이전에 이 별이 많은 것을 가지고 있었음을 증명할 수 있었습니다. 더 큰 숫자행성이지만 시간이 지남에 따라 모두 흡수되었습니다.

노란색 별의 이름 - 예

Toliman, 스타 HD 82943, Hara, Dabih, Alhita

빨간 별은 빨간 별이다

당신의 인생에서 적어도 한 번은 망원경의 렌즈를 통해 검은 배경에 타오르는 하늘의 붉은 별을 본 적이 있다면, 그 기억은 이 순간이 기사에서 쓰여질 내용을 더 명확하게 상상하는 데 도움이 될 것입니다. 이전에 이런 별을 본 적이 없다면 다음번에는 꼭 찾아보세요.

아마추어 망원경으로도 쉽게 찾을 수 있는 하늘에서 가장 밝은 붉은 별들의 목록을 작성해 보면, 그것들이 모두 탄소별이라는 것을 알게 될 것입니다. 최초의 붉은 별은 1868년에 발견되었습니다. 이러한 적색 거성의 온도는 낮고, 외층은 엄청난 양의 탄소로 채워져 있습니다. 이전에 유사한 별이 두 개의 스펙트럼 클래스(R과 N)로 구성되었다면 이제 과학자들은 이를 하나의 일반 클래스(C)로 정의했습니다. 각 스펙트럼 클래스에는 9에서 0까지의 하위 클래스가 있습니다. 이 경우 클래스 C0은 별이 높은 등급을 가짐을 의미합니다. 온도는 낮지만 C9급 별보다 붉은색이 덜합니다. 모든 탄소 중심 별이 본질적으로 가변성(장주기, 반정규 또는 불규칙)이라는 점도 중요합니다.

또한 이 목록에는 적색 준정규 변광성이라고 불리는 두 개의 별이 포함되어 있는데, 그 중 가장 유명한 것은 m Cephei입니다. 윌리엄 허셜(William Herschel)은 석류의 특이한 붉은색에 관심을 갖게 되었고 석류에 "석류"라는 이름을 붙였습니다. 이러한 별은 광도의 불규칙한 변화가 특징이며, 이는 수십 일에서 수백 일까지 지속될 수 있습니다. 그런 가변성 M 등급(표면 온도가 2400~3800K인 차가운 별)에 속합니다.

등급에 포함된 별표가 모두 변수라는 점을 고려하면 표기법을 좀 더 명확하게 할 필요가 있습니다. 붉은 별의 이름은 두 개로 구성된 것으로 일반적으로 인정됩니다. 구성 요소– 라틴 알파벳 문자 및 변수 별자리 이름(예: T Hare). 주어진 별자리에서 발견된 첫 번째 변수에는 문자 R이 할당되고, 이런 식으로 문자 Z까지 할당됩니다. 이러한 변수가 많은 경우 라틴 문자의 이중 조합(RR에서 ZZ까지)이 제공됩니다. 이 방법을 사용하면 334개의 개체에 "이름을 지정"할 수 있습니다. 또한 일련번호(V228 Cygnus)와 문자 V를 조합하여 별을 지정할 수 있습니다. 등급의 첫 번째 열은 변수 지정을 위해 예약되어 있습니다.

표의 다음 두 열은 2000.0 기간의 별 위치를 나타냅니다. 천문학 애호가들 사이에서 Uranometria 2000.0 지도책의 인기가 높아짐에 따라 등급의 마지막 열에는 등급에 있는 각 별에 대한 검색 차트 번호가 표시됩니다. 이 경우 첫 번째 숫자는 볼륨 번호 표시이고 두 번째 숫자는 카드의 일련 번호입니다.

등급에는 최대값도 표시됩니다. 최소값별 등급의 광채. 밝기가 최소인 별에서는 붉은 색의 채도가 더 높다는 것을 기억할 가치가 있습니다. 변동 주기가 알려진 별의 경우 일수로 표시되지만, 주기가 정확하지 않은 천체는 Irr로 표시됩니다.

탄소별을 찾으려면 많은 기술이 필요하지 않습니다. 망원경의 성능만으로 이를 볼 수 있습니다. 크기는 작아도 뚜렷한 붉은색이 시선을 사로잡는다. 그러므로 즉시 감지할 수 없다고 해서 화를 내서는 안 됩니다. 가까운 곳을 찾으려면 아틀라스를 사용하는 것으로 충분합니다. 밝은 별, 그런 다음 빨간색으로 이동합니다.

관찰자마다 탄소별을 다르게 봅니다. 어떤 사람들에게는 그것이 루비나 멀리서 타고 있는 불씨처럼 보입니다. 다른 사람들은 그러한 별에서 진홍빛이나 핏빛 붉은 색조를 봅니다. 우선, 등급에는 가장 밝은 6개의 붉은 별 목록이 있으며, 일단 발견하면 그 아름다움을 충분히 즐길 수 있습니다.

붉은 별의 이름 - 예

별 색상 차이

형용할 수 없을 만큼 다양한 별이 존재합니다. 색조. 그 결과 한 별자리에도 '보석상자'라는 이름이 붙게 되었는데, 그 바탕에는 파란색과 사파이어 별로 구성되어 있으며, 그 중심에는 밝게 빛나는 주황색 별이 있습니다. 태양을 생각하면 옅은 노란색을 띠고 있습니다.

별 사이의 색상 차이에 영향을 미치는 직접적인 요인은 표면 온도입니다. 이것은 간단하게 설명됩니다. 빛은 본질적으로 파동 형태의 방사선입니다. 파장은 마루 사이의 거리이며 매우 작습니다. 상상하려면 1cm를 10만 개의 동일한 부분으로 나누어야 합니다. 이 입자 중 몇몇은 빛의 파장을 구성합니다.

이 숫자가 아주 작은 것으로 밝혀졌다는 점을 고려하면, 이 숫자의 모든, 심지어 가장 사소한 변화도 우리가 관찰하는 그림이 바뀌는 이유가 될 것입니다. 결국 우리의 시각은 다양한 길이의 광파를 다음과 같이 인식합니다. 다른 색상. 예를 들어 파란색에는 빨간색보다 길이가 1.5배 짧은 파동이 있습니다.

또한 우리 중 거의 모든 사람은 온도가 신체 색상에 매우 직접적인 영향을 미칠 수 있다는 것을 알고 있습니다. 예를 들어, 금속 물체를 가져다가 불에 붙일 수 있습니다. 가열하는 동안 빨간색으로 변합니다. 불의 온도가 크게 증가하면 물체의 색상이 빨간색에서 주황색으로, 주황색에서 노란색으로, 노란색에서 흰색으로, 마지막으로 흰색에서 청백색으로 변합니다.

태양의 표면 온도는 약 55000C이므로 전형적인 예노란색 별. 그러나 가장 뜨거운 푸른 별은 최대 33,000도까지 가열될 수 있습니다.

색상과 온도는 물리 법칙을 사용하여 과학자들에 의해 연결되었습니다. 신체의 온도는 방사선에 정비례하고 파장에 반비례합니다. 파도 파란색더 가지고 짧은 길이빨간색과 비교되는 파도. 뜨거운 가스는 광자를 방출하며, 그 에너지는 온도에 정비례하고 파장에 반비례합니다. 이것이 바로 가장 뜨거운 별이 청청색 방출 범위를 갖는 것이 특징인 이유입니다.

별의 핵연료는 무제한이 아니기 때문에 소모되는 경향이 있으며 이로 인해 별이 냉각됩니다. 따라서 중년 별은 노란색으로 보이고, 오래된 별은 빨간색으로 보입니다.

태양은 우리 행성과 매우 가깝기 때문에 그 색깔을 정확하게 설명할 수 있습니다. 그러나 백만 광년 떨어진 별의 경우 작업이 더욱 복잡해집니다. 이것이 바로 분광기라는 장치가 사용되는 이유입니다. 과학자들은 별에서 방출되는 빛을 통과시켜 거의 모든 별을 스펙트럼 분석하는 것이 가능합니다.

또한, 별의 색깔을 이용하여 그 나이를 알 수 있습니다. 수학 공식스펙트럼 분석을 사용하여 별의 온도를 결정하면 나이를 쉽게 계산할 수 있습니다.

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별은 우리에게 보이는 우주의 주요 대상입니다. 우주 세계는 특별하고 다양합니다. 보편적인 유명인의 주제는 무궁무진합니다. 태양은 낮 동안 빛나도록 창조되었고, 별들은 밤에 인간의 지상 길을 비추도록 창조되었습니다. 이 기사에서는 우리가 보는 놀라운 천체에서 나오는 빛이 어떻게 형성되는지 논의할 것입니다.

기원

별의 탄생과 소멸은 밤하늘에서 시각적으로 볼 수 있습니다. 천문학자들은 오랫동안 이러한 현상을 관찰해 왔으며 이미 많은 발견을 했습니다. 그들 모두는 특수 과학 문헌에 설명되어 있습니다. 별은 엄청나게 큰 크기의 빛나는 불 덩어리입니다. 그런데 왜 그것들은 서로 다른 색깔로 빛나고, 깜박이고, 반짝거리는 걸까요?

이 천체는 밀도가 높은 층의 중력 압축과 자체 중력의 영향으로 인해 확산된 가스 및 먼지 환경에서 탄생합니다. 성간 물질의 구성은 주로 고체 광물 입자의 먼지와 함께 가스(수소 및 헬륨)입니다. 우리의 주요 조명은 태양이라는 별입니다. 그것이 없으면 지구상의 모든 것의 생명은 불가능합니다. 흥미롭게도 많은 별들은 태양보다 훨씬 큽니다. 왜 우리는 그들의 영향을 느끼지 못하고, 그들 없이도 침착하게 존재할 수 있습니까?

우리의 열과 빛의 원천은 지구 가까이에 있습니다. 그러므로 우리는 그 빛과 따뜻함을 크게 느낄 수 있습니다. 별은 태양보다 더 뜨겁고 크기도 더 크지만 거리가 너무 멀기 때문에 우리는 그 빛만 관찰할 수 있고 밤에만 볼 수 있습니다.

그것들은 밤하늘에 깜빡이는 점들처럼 보입니다. 낮에는 왜 볼 수 없나요? 별빛은 손전등의 광선과 같아서 낮에는 거의 볼 수 없지만 밤에는 그것 없이는 할 수 없습니다. 길을 잘 비춥니다.

언제 가장 밝으며 밤하늘에 별들이 빛나는 이유는 무엇입니까?

8월이 가장 많아 가장 좋은 달별 관찰을 위해. 연중 이맘때는 저녁은 어둡고 공기는 맑습니다. 손이 닿으면 하늘에 닿을 것 같은 느낌이다. 하늘을 올려다보는 아이들은 항상 “별은 왜 빛나고 어디로 떨어지는가?”라고 궁금해합니다. 사실 8월에는 사람들이 별똥별을 자주 봅니다. 이것은 우리의 눈과 영혼을 매료시키는 놀라운 광경입니다. 별똥별을 보면 반드시 소원을 빌어야 한다는 믿음이 있습니다.

그러나 흥미로운 점은 실제로 별이 떨어지는 것이 아니라 유성이 타오르는 것이라는 점입니다. 어쨌든 이 현상은 매우 아름답습니다! 시간이 흐르고 여러 세대의 사람들이 서로를 교체하지만 하늘은 여전히 아름답고 신비합니다. 우리와 마찬가지로 우리의 조상들도 그것을 보고 성단에 있는 다양한 신화 속 인물과 사물의 형상을 추측하고 소원을 빌며 꿈을 꾸었습니다.

빛은 어떻게 나타나는가?

별이라고 불리는 우주 물체는 엄청나게 많은 양의 열 에너지를 방출합니다. 에너지 방출은 강한 빛의 방사를 동반하며, 그 중 특정 부분은 지구에 도달하며 우리는 그것을 관찰할 기회를 갖습니다. 이것은 "왜 별은 하늘에서 빛나고 모든 천체는 별의 것입니까? "라는 질문에 대한 짧은 대답입니다. 예를 들어 달은 지구의 위성이고 금성은 행성입니다. 태양계. 우리는 자신의 빛을 볼 수 없고, 반사된 빛만을 볼 수 있습니다. 별 자체는 에너지 방출로 인한 빛 복사의 원천입니다.

일부 천체에는 흰색 빛이 있고 다른 천체에는 파란색 또는 주황색 빛이 있습니다. 다양한 색조로 반짝이는 것들도 있습니다. 이것은 무엇과 관련이 있으며 별은 왜 다른 색으로 빛납니까? 사실 그들은 매우 뜨거운 덩어리로 구성된 거대한 공입니다. 고온가스 이 온도가 변동함에 따라 별의 광도도 달라집니다. 가장 뜨거운 것은 파란색이고 그 다음은 흰색, 더 차가운 노란색, 주황색, 빨간색 순입니다.

깜박임

많은 사람들이 관심을 갖고 있습니다. 별은 왜 밤에 빛나고 빛이 깜박이는 걸까요? 우선, 깜박거리지 않습니다. 그것은 우리에게만 보인다. 사실 별빛은 지구 대기의 두께를 통과합니다. 그렇게 먼 거리를 커버하는 광선은 다음과 같은 영향을 받습니다. 많은 수굴절과 변화. 우리에게는 이러한 굴절이 깜박이는 것처럼 보입니다.

별은 자신만의 것이 있다 수명주기. ~에 다른 단계이 사이클에서는 다르게 빛납니다. 수명이 다하면 점차 적색 왜성으로 변하기 시작해 냉각된다. 죽어가는 별의 방사선이 맥동합니다. 이는 깜빡이는(깜빡이는) 느낌을 줍니다. 낮에는 별빛이 어디에서도 사라지지 않지만 너무 밝고 가까운 햇빛에 가려져 있습니다. 그러므로 밤에는 태양 광선이 없기 때문에 우리는 그것들을 봅니다.

각 별은 우리 태양처럼 거대하고 빛나는 가스 공입니다. 별은 엄청난 양의 에너지를 방출하기 때문에 빛납니다. 이 에너지는 소위 열핵반응의 결과로 생성됩니다.

각 별은 우리 태양처럼 거대하고 빛나는 가스 공입니다. 별은 엄청난 양의 에너지를 방출하기 때문에 빛납니다. 이 에너지는 소위 열핵반응의 결과로 생성됩니다.각 별에는 많은 화학 원소가 포함되어 있습니다. 예를 들어, 태양에서는 최소 60개의 원소가 발견되었습니다. 그중에는 수소, 헬륨, 철, 칼슘, 마그네슘 등이 있습니다.
우리는 왜 태양을 그렇게 작게 보나요? 네, 왜냐하면 그곳은 우리와 아주 멀리 떨어져 있기 때문입니다. 별은 왜 그렇게 작게 보일까요? 우리의 거대한 태양이 우리에게 얼마나 작게 보이는지 기억하십시오. 단지 축구공 크기입니다. 그 이유는 우리와 너무 멀리 떨어져 있기 때문입니다. 그리고 별들은 훨씬 더 멀리 떨어져 있습니다!
우리 태양과 같은 별은 주변 우주를 비추고 주변 행성을 따뜻하게 하며 생명을 줍니다. 왜 밤에만 빛을 내나요? 아니요, 아니요, 낮에도 빛나기 때문에 볼 수 없습니다. 낮에는 태양이 광선으로 지구의 푸른 대기를 비추기 때문에 마치 커튼 뒤에 있는 것처럼 공간이 숨겨져 있습니다. 밤에는 이 커튼이 열리고 우리는 별, 은하계, 성운, 혜성 및 우주의 다른 많은 불가사의 등 우주의 모든 광채를 볼 수 있습니다.

전자기 방사선의 스펙트럼에 따라 스펙트럼 클래스로 구분됩니다. 그것으로부터 당신은 다음과 같은 것을 얻을 수 있습니다 중요한 정보온도와 압력과 같은 우주체에 대해 상위 레이어, 화학 성분및 기타 물리적 특성.

간단한 경우 스펙트럼은 다음과 같이 얻을 수 있습니다. 물체에서 방출된 스펙트럼은 프리즘이 있는 좁은 구멍을 통과합니다. 후자는 빛을 굴절시켜 스크린이나 특수 사진 필름으로 향하게 합니다. 결과 이미지는 보라색에서 빨간색까지 부드러운 색상 그라데이션으로 나타납니다. 검은색 선이 없는 스펙트럼을 연속이라고 합니다. 백열등과 같은 고체 또는 액체 물체에서 빛이 방출되는 경우에도 유사한 그림이 관찰됩니다.

고려해 봅시다 다음 사건: 일정한 양의 소금을 넣은 불꽃에 버너를 두십시오. 설명된 경우 불꽃에 비추면 밝은 노란색이 관찰됩니다. 그리고 이러한 증발을 살펴보면 밝은 노란색 선이 보입니다. 이는 가열된 나트륨 증기가 노란색 파장의 빛을 방출한다는 것을 의미합니다. 이 부동산기체 상태의 모든 물질에 내재되어 있으며 그 스펙트럼을 선 스펙트럼이라고합니다.

독일의 안경사인 Joseph Fraunhofer는 태양을 관찰하면서 태양의 연속 방출 스펙트럼에 얇은 검은색 선이 있다는 사실을 발견했습니다. 나중에 구스타프 키르히호프(Gustav Kirchhoff)는 모든 희박 가스가 빛 상태에 있을 때 방출하는 파장의 광선을 정확하게 흡수한다는 사실을 확인했습니다. 연속스펙트럼에서 얻은 검은색 선을 흡수선이라 한다. 언급된 법칙을 에 적용함으로써 과학자들은 별의 화학적 구성을 확인할 수 있었습니다. 대기 중의 가스는 특정 파장의 방사선을 흡수하기 때문입니다.