뜨겁고 따뜻한 별과 차가운 별. 색상별 별의 차이 예, 여러 색상의 별. 그래서 필요하다

별은 우주에서 가장 뜨거운 물체 중 하나입니다. 지구를 가능하게 한 것은 우리 태양의 열기였습니다. 그러나 오랫동안 별이 그렇게 강하게 가열 된 이유는 사람들에게 알려지지 않았습니다.

비밀을 풀다 높은 온도별은 그 안에 있습니다. 이것은 빛의 구성뿐만 아니라 문자 그대로 별의 전체 빛이 내부에서 나옵니다. - 이것은 가장 강력한 핵반응인 열핵융합반응이 일어나는 별의 뜨거운 심장이다. 이 과정은 전체 발광체에 대한 에너지의 원천입니다. 중심에서 열이 바깥쪽으로 상승한 다음 우주 공간으로 방출됩니다.

따라서 별의 온도는 측정 위치에 따라 크게 달라집니다. 예를 들어, 우리 코어 중심의 온도는 섭씨 1,500만 도에 이르고 이미 표면의 광구에서는 열이 5,000도까지 떨어집니다.

별의 온도는 왜 이렇게 다를까?

수소 원자의 1차 결합은 핵융합 과정의 첫 번째 단계입니다.

실제로, 별의 핵과 그 표면의 가열 차이는 놀랍습니다. 태양 핵의 모든 에너지가 별 전체에 고르게 분포되어 있다면 우리 별의 표면 온도는 섭씨 수백만도가 될 것입니다! 다른 스펙트럼 유형의 별 사이의 온도 차이는 그다지 눈에 띄지 않습니다.

문제는 별의 온도가 두 가지 주요 요인, 즉 코어의 수준과 복사 표면의 면적에 의해 결정된다는 것입니다. 그것들을 더 자세히 고려해 봅시다.

핵에서 에너지 방출

코어는 최대 1,500만 도까지 가열되지만 이 에너지가 모두 인접 레이어로 전달되는 것은 아닙니다. 열핵 반응에서 받은 열만 복사됩니다. 에너지는 그 힘에도 불구하고 코어 안에 남아 있습니다. 따라서 별의 상층부의 온도는 중심핵에서의 열핵반응의 세기에 의해서만 결정된다.

여기서의 차이점은 질적 및 양적일 수 있습니다. 코어가 충분히 크면 더 많은 수소가 "타는" 것입니다. 이러한 방식으로 태양 크기의 젊고 성숙한 별뿐만 아니라 청색 거성과 초거성도 에너지를 받습니다. 적색 거성과 같은 거대한 별은 수소뿐만 아니라 헬륨, 심지어 탄소와 산소도 핵 "로"에서 보냅니다.

무거운 원소의 핵을 가진 핵융합 과정은 훨씬 더 많은 에너지를 제공합니다. 열핵융합 반응에서 에너지는 연결 원자의 과잉 질량에서 얻습니다. 태양 내부에서 일어나는 시간 동안 6개의 수소 핵은 원자 질량 1개는 질량이 4인 하나의 헬륨 핵으로 결합됩니다. 대략적으로 말하면 2개의 추가 수소 핵이 에너지로 변환됩니다. 그리고 탄소가 "타면" 질량이 이미 12인 핵이 충돌하므로 에너지 출력이 훨씬 더 큽니다.

방사 표면적

그러나 별은 에너지를 생성할 뿐만 아니라 소비하기도 합니다. 따라서 별이 방출하는 에너지가 많을수록 온도가 낮아집니다. 그리고 방출되는 에너지의 양은 주로 복사 표면의 면적을 결정합니다.

이 규칙의 진실은 일상 생활에서도 확인할 수 있습니다. 린넨은 밧줄에 더 넓게 걸면 더 빨리 마릅니다. 그리고 별의 표면은 핵을 확장합니다. 밀도가 높을수록 온도가 높아집니다. 특정 막대에 도달하면 항성 코어 외부의 백열광에서 수소가 점화됩니다.

별은 뜨거운 가스의 거대한 덩어리입니다. 그들은 주로 수소와 헬륨의 두 가지 유형의 가스로 구성됩니다. 수소와 헬륨의 융합으로 인해 별이 너무 밝고 뜨거워지는 에너지 방출이 발생하며 아마도 이것이 우리에게 흰색으로 보이는 이유일 것입니다. 그리고 가장 유명한 스타는 어떻습니까? 더 이상 흰색으로 보이지 않고 노란색처럼 보입니다. 그리고 빨간색, 갈색, 파란색 별이 있습니다.

별이 다른 색으로 나타나는 이유를 이해하려면 전체를 추적해야 합니다. 삶의 길별은 태어날 때부터 완전히 소멸할 때까지.

나이젤 하우의 사진

이제 각 별은 다른 발달 경로를 거치며 크기, 색상, 밝기, 온도가 끊임없이 변한다는 것을 이해합니다. 따라서 별의 종류는 매우 다양합니다. 가장 작은 별은 빨간색입니다. 중간 별은 우리 태양과 같은 노란색입니다. 더 큰 별은 파란색, 그들은 가장 밝은 별. 갈색 왜성은 에너지가 거의 없으며 방사선으로 손실된 에너지를 보상할 수 없습니다. 백색 왜성은 서서히 냉각되어 곧 보이지 않고 어두워지는 별입니다.

우리의 유일한 별 태양계, 태양은 "황색 왜성"의 유형에 속합니다. 선원들의 길을 알려주는 북극성은 청색초거성이다. 태양에 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리는 적색 왜성이다. 우주에 있는 대부분의 별도 적색 왜성입니다. 그리고 우리는 모든 별을 흰색으로 봅니다. 그 이유는 무엇입니까? 그 이유는 별과 우리의 시야가 흐릿하기 때문임이 밝혀졌습니다. 그러한 별의 다양한 색상을 포착할 만큼 선명하지 않습니다. 하지만 무엇보다 색상이 밝은 별우리는 여전히 분별할 수 있습니다.

이제 별이 흰색일 뿐만 아니라 작업에 쉽게 대처할 수 있다는 것을 알고 있습니다.

운동:

1. 다채로운 별이 가득한 하늘을 그립니다. 이것은 우리가 더 예리한 비전을 가지고 있다면 정확히 볼 수 있는 종류의 하늘입니다.

우리가 관찰하는 별은 색과 밝기가 모두 다릅니다. 별의 밝기는 질량과 거리에 따라 다릅니다. 그리고 빛의 색은 표면의 온도에 따라 다릅니다. 가장 차가운 별은 빨간색입니다. 그리고 가장 뜨거운 것은 푸른빛이 도는 색조입니다. 흰색과 파란색 별은 가장 뜨겁고 온도는 태양의 온도보다 높습니다. 우리 별 태양은 노란색 별 등급에 속합니다.

하늘에는 몇 개의 별이 있습니까?
우리에게 알려진 우주 부분의 별 수를 최소한 대략적으로 계산하는 것은 실제로 불가능합니다. 과학자들은 "은하수"라고 불리는 우리 은하에는 약 1,500억 개의 별이 있을 수 있다고 말할 수 있습니다. 하지만 다른 은하들도 있습니다! 그러나 훨씬 더 정확하게, 사람들은 육안으로 지구 표면에서 볼 수 있는 별의 수를 알고 있습니다. 그러한 별은 약 4500개 있습니다.

스타는 어떻게 탄생하는가?
별이 빛나면 필요로 하는 사람이 있습니까? 무한한 우주 공간에는 항상 우주에서 가장 단순한 물질인 수소 분자가 있습니다. 수소가 적은 곳, 더 많은 곳이 있습니다. 상호 인력의 작용으로 수소 분자는 서로 끌립니다. 이러한 매력의 과정은 수백만 년, 심지어 수십억 년 동안 매우 오랫동안 지속될 수 있습니다. 그러나 조만간 수소 분자는 서로 너무 가까이 끌어당겨 가스 구름이 형성됩니다. 더 많은 인력으로 이러한 구름 중심의 온도가 상승하기 시작합니다. 수백만 년이 더 지나면 가스 구름의 온도가 너무 높아져서 반응이 시작될 것입니다. 열핵융합- 수소가 헬륨으로 변하기 시작하고 하늘에 새로운 별이 나타납니다. 모든 별은 뜨거운 가스 덩어리입니다.

별의 수명은 매우 다양합니다. 과학자들은 새로 태어난 별의 질량이 클수록 수명이 짧아진다는 것을 발견했습니다. 별의 수명은 수억 년에서 수십억 년까지 다양합니다.

광년
광년은 빛의 광선이 초당 300,000km의 속도로 이동하는 거리입니다. 그리고 1년은 31536000초입니다! 그래서 우리에게 가장 가까운 프록시마 센타우리라는 별에서 한 줄기 빛이 4년(4.22광년) 이상 날아갑니다! 이 별은 태양보다 270,000 배 더 멀리 있습니다. 그리고 나머지 별들은 훨씬 더 멀리 떨어져 있습니다. 수십, 수백, 수천, 심지어 수백만 광년 떨어져 있습니다. 이것이 별이 우리에게 아주 작게 보이는 이유입니다. 그리고 가장 강력한 망원경에서도 행성과 달리 항상 점으로 보입니다.

"별자리"란 무엇입니까?
고대부터 사람들은 별을 보고 밝은 별 무리, 동물 이미지 및 신화적 영웅을 형성하는 기이한 형상을 보았습니다. 하늘의 그러한 인물은 별자리라고 불리기 시작했습니다. 그리고 하늘에서는 특정 별자리에 속한 사람들이 포함하는 별들이 시각적으로 서로 옆에 있지만, 우주 공간에서는 이 별들이 서로 상당한 거리에 있을 수 있습니다. 가장 유명한 별자리는 큰곰자리와 작은곰자리입니다. 사실은 우리 행성 지구의 북극으로 표시된 북극성이 별자리 Ursa Minor에 들어갑니다. 그리고 하늘에서 북극성을 찾는 방법을 알고 있으면 모든 여행자와 네비게이터는 북쪽이 어디에 있는지 확인하고 지형을 탐색할 수 있습니다.

초신성
수명이 다한 일부 별은 갑자기 평소보다 수천 배 더 밝게 빛나기 시작하고 엄청난 양의 물질을 주변 공간으로 던집니다. 초신성 폭발이 일어난다고 말하는 것이 관례입니다. 초신성의 빛은 점차 사라지고 결국에는 그러한 별 대신 빛나는 구름 만 남습니다. 비슷한 초신성 폭발이 고대 천문학자들에 의해 관측되었다. 극동 1054년 7월 4일. 이 초신성의 붕괴는 21개월 동안 지속되었습니다. 이제 이 별 대신에 많은 천문학 애호가들에게 알려진 게 성운이 있습니다.

이 섹션을 요약하면 다음과 같습니다.

V. 별의 종류

별의 주요 분광 분류:

갈색 왜성

갈색 왜성은 핵 반응이 방사선으로 손실된 에너지를 보상할 수 없는 별 유형입니다. 오랫동안 갈색 왜성은 가상의 물체였습니다. 그들의 존재는 별이 형성되는 동안 일어나는 과정에 대한 아이디어를 기반으로 20 세기 중반에 예측되었습니다. 그러나 2004년에 갈색 왜성이 처음 발견되었습니다. 현재까지 이러한 유형의 별이 많이 발견되었습니다. 그들의 스펙트럼 등급은 M - T입니다. 이론적으로 Y로 표시되는 또 하나의 등급이 구별됩니다.

백색 왜성

헬륨 플래시 직후 탄소와 산소가 "점등"합니다. 이러한 각각의 사건은 별의 강력한 재배열과 Hertzsprung-Russell 다이어그램을 따라 빠른 움직임을 유발합니다. 항성 대기의 크기는 더욱 커지고, 팽창하는 항성풍류의 형태로 집중적으로 가스를 잃기 시작합니다. 별의 중심 부분의 운명은 전적으로 초기 질량에 달려 있습니다. 별의 핵심은 진화의 후반 단계에서 질량이 찬드라세카르 한계를 초과하면 백색 왜성(저질량 별)으로 진화를 끝낼 수 있습니다. ~처럼 중성자별(펄서), 그러나 질량이 Oppenheimer의 한계를 초과하면 - Volkov - 어떻게 블랙홀. 마지막 두 경우에 별의 진화가 완료되면 초신성 폭발이라는 치명적인 사건이 수반됩니다.
태양을 포함한 대다수의 별은 축퇴 전자의 압력이 중력과 균형을 이룰 때까지 수축함으로써 진화를 끝냅니다. 이 상태에서 별의 크기가 100분의 1로 줄어들고 밀도가 물보다 100만배 높아지면 그 별을 백색왜성이라고 한다. 그것은 에너지원을 빼앗기고 점차 냉각되어 어두워지고 보이지 않게 됩니다.

붉은 거인

적색 거성과 초거성은 유효 온도가 다소 낮지만(3000~5000K) 광도가 큰 별입니다. 그러한 물체의 전형적인 절대 항성 등급은 3m-0m(광도 I 및 III 등급)입니다. 그들의 스펙트럼은 분자 흡수 밴드의 존재를 특징으로 하며 최대 방출은 적외선 범위에 속합니다.

변광성

변광성은 관측의 전체 역사에서 밝기가 적어도 한 번 변경된 별입니다. 변동성에 대한 많은 이유가 있으며 내부 프로세스와 관련될 수 있을 뿐만 아니라 별이 이중이고 시선이 시야에 놓이거나 작은 각도에 있으면 하나의 별이 원반을 통과합니다. 별은 그것을 능가할 것이며 별의 빛이 강한 중력장을 통과하면 밝기도 변할 수 있습니다. 그러나 대부분의 경우 변동성은 불안정한 내부 프로세스와 관련이 있습니다. 에 최신 버전변광성의 일반 카탈로그에는 다음과 같은 구분이 있습니다.
분출하는 변광성- 이들은 채층과 코로나의 격렬한 과정과 플레어로 인해 밝기가 변하는 별입니다. 광도의 변화는 일반적으로 외피의 변화 또는 다양한 강도의 항성풍 형태의 질량 손실 및/또는 성간 매질과의 상호작용으로 인한 것입니다.
맥동하는 변광성표층의 주기적인 팽창과 수축을 보이는 별들이다. 맥동은 방사형이거나 방사형이 아닐 수 있습니다. 별의 방사형 맥동은 모양을 구형으로 유지하는 반면 비방사형 맥동은 별의 모양을 구형에서 벗어나게 하고 별의 인접한 영역은 반대 위상에 있을 수 있습니다.
회전하는 변광성- 이들은 표면에 대한 밝기 분포가 균일하지 않거나 타원체가 아닌 형태를 갖는 별이며, 그 결과 별이 회전할 때 관찰자가 변동성을 수정합니다. 표면 밝기의 불균일성은 반점이나 온도 또는 화학적 불균일성으로 인해 발생할 수 있습니다. 자기장, 축이 별의 회전 축과 일치하지 않습니다.
대격변(폭발성 및 신성 유사) 변광성. 이 별들의 변동성은 표면층(신성)이나 깊은 곳(초신성)의 폭발 과정에 의해 발생하는 폭발로 인해 발생합니다.
이클립스 이진 시스템.
하드 X선을 이용한 광학 가변 바이너리 시스템
새로운 변수 유형- 카탈로그 발행 중에 발견되어 이미 발행된 클래스에 포함되지 않은 가변성 유형.

새로운

신성은 일종의 대격변 변수입니다. 그들의 밝기는 초신성의 밝기만큼 급격하게 변하지 않습니다(진폭은 9m일 수 있음). 최대값이 되기 며칠 전에 별은 2m만 더 희미해집니다. 그러한 일 수에 따라 별이 속한 신성 등급이 결정됩니다.
이 시간(t2라고 함)이 10일 미만이면 매우 빠릅니다.
빠른 - 11 매우 느림: 151 매우 느리며 수년 동안 최대값에 가깝습니다.

노바의 최대 밝기는 t2에 의존합니다. 때때로 이 관계는 별까지의 거리를 결정하는 데 사용됩니다. 플레어 최대값은 범위에 따라 다르게 동작합니다. 가시 범위에서 방사선 감소가 이미 관찰되면 자외선에서 증가가 계속됩니다. 적외선 범위에서도 플래시가 관찰되면 자외선의 밝기가 감소하기 시작한 후에야 최대값에 도달합니다. 따라서 플레어 중 볼로메트릭 광도는 꽤 오랫동안 변하지 않은 상태로 유지됩니다.

우리 은하에서는 두 개의 신성 그룹을 구별할 수 있습니다. 새로운 원반(평균적으로 더 밝고 빠름)과 약간 느리고 그에 따라 약간 약한 새로운 팽대부입니다.

초신성

초신성은 치명적인 폭발 과정에서 진화를 끝내는 별입니다. "초신성"이라는 용어는 소위 "새로운 별"보다 훨씬 더 강하게 (크기에 따라) 타오르는 별을 가리키는 데 사용되었습니다. 사실, 둘 중 어느 것도 물리적으로 새로운 것이 아니며 이미 존재하는 별은 항상 타오르고 있습니다. 그러나 여러 역사적 사례에서 이전에는 하늘에서 거의 또는 완전히 보이지 않던 별들이 타오르면서 새로운 별이 나타나는 효과를 낳았습니다. 초신성의 유형은 플레어 스펙트럼에서 수소선의 존재에 의해 결정됩니다. 그렇다면 II형 초신성, 그렇지 않다면 I형 초신성

초신성

극초신성(Hypernova) - 더 이상 열핵 반응을 뒷받침할 근원이 없는 매우 무거운 별의 붕괴. 즉, 그것은 매우 큰 초신성입니다. 1990년대 초반부터 이러한 강력한 별의 폭발이 관측되어 폭발의 위력은 일반 초신성 폭발의 위력을 약 100배, 폭발 에너지는 1046줄을 초과했습니다. 또한 이러한 폭발의 대부분은 매우 강력한 감마선 폭발을 동반했습니다. 하늘을 집중적으로 조사한 결과 초신성의 존재를 지지하는 몇 가지 주장이 발견되었지만, 지금까지 초신성은 가상의 대상입니다. 오늘날 이 용어는 100에서 150 또는 그 이상의 태양 질량을 가진 별의 폭발을 설명하는 데 사용됩니다. 초신성은 이론적으로 강력한 방사능 플레어로 인해 지구에 심각한 위협이 될 수 있지만 현재로서는 그러한 위험을 초래할 수 있는 지구 근처에 별이 없습니다. 일부 보고서에 따르면 4억 4천만 년 전에 지구 근처에서 초신성 폭발이 있었습니다. 아마도 이 폭발의 결과로 수명이 짧은 니켈 56Ni 동위원소가 지구에 충돌했을 것입니다.

중성자별

태양보다 무거운 별에서 축퇴 전자의 압력은 핵의 붕괴를 억제할 수 없으며, 대부분의 입자가 너무 촘촘하게 채워진 중성자로 변하여 별의 크기가 킬로미터 단위로 측정되고 밀도가 다음과 같을 때까지 계속됩니다. 280조. 물의 밀도의 배. 이러한 물체를 중성자별이라고 합니다. 평형은 퇴화 중성자 물질의 압력에 의해 유지됩니다.

다른 색상의 별

우리 태양은 옅은 노란색 별입니다. 일반적으로 별의 색상은 놀랍도록 다양한 색상 팔레트입니다. 별자리 중 하나는 "보석 상자"라고 합니다. 밤하늘의 검은 벨벳에 사파이어 블루 별이 흩어져 있습니다. 그들 사이의 별자리 한가운데에는 밝은 주황색 별이 있습니다.

별 색깔의 차이

별 색깔의 차이는 별의 온도가 다르기 때문에 설명됩니다. 그것이 일어나는 이유입니다. 빛은 파동입니다. 한 파동의 마루 사이의 거리를 길이라고 합니다. 빛의 파장은 매우 짧습니다. 얼마나 많이? 1인치를 250,000등분으로 나누어 보십시오(1인치는 2.54센티미터). 이러한 부분 중 몇 가지는 광파의 길이를 구성합니다.

이처럼 미미한 파장의 빛에도 불구하고, 빛의 파장의 미세한 차이는 우리가 관찰하는 영상의 색을 극적으로 변화시킵니다. 이것은 길이가 다른 광파가 우리에게 다른 색상으로 인식된다는 사실 때문입니다. 예를 들어, 빨간색의 파장은 파란색의 파장보다 1.5배 더 깁니다. 흰색은 길이가 다른 광자, 즉 다른 색상의 광선으로 구성된 광선입니다.

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불꽃 색깔

우리는 일상의 경험을 통해 몸의 색이 온도에 따라 달라진다는 것을 압니다. 아이언 포커를 불에 올려 놓으십시오. 가열하면 처음에는 빨간색으로 변합니다. 그러자 그녀는 더욱 얼굴을 붉혔다. 포커를 녹이지 않고 더 가열할 수 있다면, 포커는 빨간색에서 주황색으로, 그 다음에는 노란색으로, 그런 다음 흰색으로, 마지막으로 청백색으로 변할 것입니다.

태양은 노란색 별입니다. 표면의 온도는 섭씨 5,500도입니다. 가장 뜨거운 푸른 별의 표면 온도는 33,000도를 초과합니다.

색과 온도의 물리 법칙

과학자들은 색과 온도와 관련된 물리 법칙을 공식화했습니다. 몸체가 뜨거울수록 표면에서 방출되는 복사 에너지는 더 커지고 방출되는 파동의 길이는 짧아집니다. 파란색은 빨간색보다 파장이 짧습니다. 따라서 물체가 파란색 파장 범위에서 방출하면 빨간색 빛을 방출하는 물체보다 더 뜨겁습니다. 별의 뜨거운 가스 원자는 광자라고 불리는 입자를 방출합니다. 가스가 뜨거울수록 광자 에너지는 높아지고 파장은 짧아집니다.

카르포프 드미트리

MOU 25호 중학교 1학년 학생의 연구 작품입니다.

공부의 목적: 하늘의 별이 왜 다른 색으로 나오는지 알아보세요.
방법 및 기술:관찰, 실험, 관찰 결과의 비교 및 ​​분석, 천문관 견학, 다양한 정보 출처와의 작업.

데이터 수신 됨:별은 뜨거운 가스 덩어리입니다. 우리에게 가장 가까운 별은 태양입니다. 모든 별은 다른 색상입니다. 별의 색은 표면의 온도에 따라 달라집니다. 실험 덕분에 나는 가열된 금속이 처음에는 붉은 빛으로 빛나기 시작하고, 그 다음에는 노란색으로 빛나고, 온도가 증가함에 따라 마지막으로 흰색으로 빛난다는 것을 알 수 있었습니다. 그것도 별과 함께. 빨간색이 가장 춥고 흰색(또는 심지어 파란색!)이 가장 덥습니다. 무거운 별은 뜨겁고 흰색이며 가볍고 질량이 없는 별은 빨간색이며 상대적으로 차갑습니다. 별의 나이는 또한 별의 색으로 결정할 수 있습니다. 젊은 스타들이 가장 핫하다. 그들은 흰색과 파란색 빛으로 빛납니다. 오래된 냉각 별은 붉은 빛을 방출합니다. 그리고 중년의 별은 노란색으로 빛납니다. 별이 방출하는 에너지는 너무 커서 수십, 수백, 수천 광년 떨어진 거리에서 별을 볼 수 있습니다!
결론:
1. 별이 다채롭다. 별의 색은 표면의 온도에 따라 달라집니다.

2. 별의 색으로 나이와 질량을 알 수 있습니다.

3. 우리는 별이 방출하는 엄청난 에너지 덕분에 별을 볼 수 있습니다.

다운로드:

시사:

XIV시 학생 과학 및 실습 회의

"과학의 첫걸음"

별 색깔이 다른 이유는?

G. 소치.

머리: Mukhina Marina Viktorovna, 초등학교 교사

MOU 중등학교 №25

소치

2014

소개

당신은 영원히 별을 존경 할 수 있습니다, 그들은 신비하고 매력적입니다. 고대부터 사람들은 이러한 천체를 매우 중요하게 여겼습니다. 고대부터 현재까지의 천문학자들은 특별한 방식으로 하늘에 있는 별의 위치가 인간 생활의 거의 모든 측면에 영향을 미친다고 선언합니다. 별은 날씨를 결정하고 운세와 예측을 하며 잃어버린 배는 공해에서 길을 찾습니다. 이 빛나는 빛나는 점들은 과연 무엇일까요?

별이 빛나는 하늘의 신비는 예외없이 모든 어린이에게 흥미 롭습니다. 과학자들과 천문학자들은 많은 연구를 했고 많은 비밀을 밝혀냈습니다. 많은 책이 별에 대해 쓰여지고 많은 교육 영화가 촬영되었지만 많은 아이들이 별이 빛나는 하늘의 모든 비밀을 알지 못합니다.

나에게 별이 빛나는 하늘은 미스터리로 남아 있습니다. 별을 바라볼수록 궁금한 것이 많아졌다. 그 중 하나는 이 반짝거리고 요염한 별들은 무슨 색이었습니다.

공부의 목적:하늘의 별 색깔이 다른 이유를 설명하십시오.

작업, 내가 스스로 설정한 것: 1. 질문에 대한 답을 찾고, 어른들과 대화하고, 백과사전, 책, 인터넷 자료를 읽습니다.

2. 맨눈으로 망원경으로 별을 관찰한다.

3. 별의 색깔이 온도에 의존한다는 것을 실험으로 증명하십시오.

4. 반 친구들에게 별이 빛나는 세계의 다양성에 대해 이야기하십시오.

연구 대상- 천체(별).

연구 주제별의 매개변수입니다.

연구 방법:

• 특수 문헌 읽기 및 인기 있는 과학 프로그램 시청
• 망원경과 특수 소프트웨어를 사용한 별이 빛나는 하늘 탐사
• 온도에 대한 물체의 색상 의존성을 연구하는 실험.

결과 내 작업은 내 급우들 사이에서이 주제에 대한 관심의 출현입니다.

1장

나는 종종 많은 발광 점으로 구성된 별이 빛나는 하늘을 보았습니다. 별은 특히 밤과 구름이 없는 날씨에 볼 수 있습니다. 그들은 항상 특별하고 매혹적인 광채로 내 관심을 끌었다. 점성가들은 그들이 사람의 운명과 미래에 영향을 미칠 수 있다고 믿습니다. 그러나 그들이 무엇인지에 대한 질문에 대답할 수 있는 사람은 거의 없습니다.

참고 문헌을 연구한 결과, 별은 열핵 반응이 일어나는 천체, 즉 거대한 발광 가스 공이라는 것을 알아냈습니다.

별은 우주에서 가장 흔한 물체입니다. 기존 별의 수는 상상하기 매우 어렵습니다. 우리 은하에만 2000억 개 이상의 별이 있으며 우주에는 엄청난 수의 은하가 있다는 것이 밝혀졌습니다. 맨눈으로 하늘에 약 6,000개의 별을 볼 수 있으며 각 반구에는 3,000개의 별이 있습니다. 별은 지구에서 아주 멀리 떨어져 있습니다.

우리에게 가장 가까운 가장 유명한 별은 물론 태양입니다. 그것이 우리에게 그것이 나머지 발광체에 비해 매우 큰 것처럼 보이는 이유입니다. 낮에는 그 빛으로 다른 모든 별보다 빛나므로 우리는 그들을 볼 수 없습니다. 태양이 지구에서 1억 5천만 킬로미터 떨어진 곳에 있다면 나머지 별보다 더 가까운 또 다른 별인 켄타우로스(Centaur)는 이미 우리로부터 42,000억 킬로미터 떨어져 있습니다.

태양은 어떻게 나타났습니까? 문헌을 공부한 후 나는 다른 별들과 마찬가지로 태양이 우주의 가스와 먼지가 쌓여서 나타난다는 것을 깨달았습니다. 이러한 성단을 성운이라고 합니다. 가스와 먼지가 15,000,000 켈빈의 온도까지 가열된 조밀한 덩어리로 압축되었습니다. 이것은 태양 중심의 온도입니다.

따라서 나는 별이 우주의 가스 볼이라는 것을 알아낼 수 있었습니다. 그런데 왜 그들은 다른 색으로 빛날까요?

제 2 장

먼저 가장 밝은 별을 찾기로 결정했습니다. 나는 가장 밝은 별이 태양이라고 가정했다. 특별한 장비가 없기 때문에 맨눈으로 별의 광도를 측정한 다음 망원경을 사용하여 측정했습니다. 망원경에서 별은 세부 사항 없이 다양한 밝기의 점을 볼 수 있습니다. 태양은 특수 필터를 통해서만 관찰할 수 있습니다. 그러나 망원경으로도 모든 별을 볼 수 있는 것은 아니어서 정보원에 눈을 돌렸습니다.

나는 다음과 같은 결론을 내렸습니다. 가장 밝은 별은 다음과 같습니다. 1. 거성 R136a12(별 형성 영역 30 Doradus) ; 2. 자이언트 스타 VY SMA(큰개자리 별자리)3. 데네브(성좌에서α 백조); 넷. 리겔(별자리 β에서 오리온); 5. 베텔게우스(별자리 α 오리온자리). 별들의 이름은 아버지가 iPhone용 Star Rover 앱을 사용하는 데 도움을 주셨습니다. 동시에, 처음 세 개의 별은 푸른 빛을 띠고, 네 번째는 흰색 파란색이며, 다섯 번째 별은 붉은 주황색입니다. 과학자들은 다음의 도움으로 가장 밝은 별을 발견했습니다.NASA의 허블 우주 망원경.

연구하는 동안 별의 밝기가 색상에 따라 다르다는 사실을 알게 되었습니다. 그런데 왜 모든 별이 다른가?

맨눈으로 볼 수 있는 별인 태양을 생각해 봅시다. 이 별은 실제로 노란색이기 때문에 어린 시절부터 노란색으로 묘사합니다. 나는 이 별의 성질을 연구하기 시작했다.표면의 온도는 약 6000도입니다.백과사전과 인터넷에서 나는 다른 별들에 대해 배웠다. 모든 별의 색이 다르다는 것이 밝혀졌습니다. 그들 중 일부는 흰색, 다른 일부는 파란색, 다른 일부는 주황색입니다. 흰색과 빨간색 별이 있습니다. 별의 색깔은 표면의 온도에 달려 있다는 것이 밝혀졌습니다. 가장 뜨거운 별은 우리에게 흰색과 파란색으로 보입니다. 표면의 온도는 10~100,000도입니다. 중간 온도의 별은 노란색 또는 주황색입니다. 가장 차가운 별은 빨간색입니다. 표면의 온도는 약 3,000도입니다. 그리고 이 별들은 불꽃보다 몇 배나 더 뜨겁습니다.

부모님과 나는 다음과 같은 실험을 했습니다. 우리는 가스 버너에서 쇠바늘을 가열했습니다. 처음에는 바늘이 회색이었습니다. 가열 후, 그것은 빛나고 붉게 변했습니다. 그녀의 체온이 올라갔다. 냉각 후 바늘이 다시 회색으로 변했습니다. 나는 온도가 증가함에 따라 별의 색깔이 변한다는 결론을 내렸습니다.그리고 별은 사람과 같지 않습니다. 사람들은 일반적으로 더울 때 얼굴이 붉어지고 추울 때 파랗습니다. 그러나 별의 경우 그 반대가 사실입니다. 별이 뜨거울수록 더 푸르고 차가울수록

아시다시피, 가열된 금속은 처음에는 빨간색으로 빛나기 시작하고, 그 다음에는 노란색으로, 마지막으로 온도가 증가함에 따라 흰색으로 빛납니다. 그것도 별과 함께. 빨간색이 가장 춥고 흰색(또는 심지어 파란색!)이 가장 덥습니다.

3 장 별의 질량과 색. 스타 나이.

내가 6살 때 엄마와 나는 옴스크시에 있는 천문관에 갔다. 그곳에서 나는 모든 별의 크기가 다르다는 것을 배웠습니다. 어떤 것은 크고, 어떤 것은 작고, 어떤 것은 무겁고, 어떤 것은 가볍습니다. 어른들의 도움을 받아 공부한 별들을 가장 가벼운 것부터 가장 무거운 것까지 나열해 보았습니다. 그리고 그것이 내가 주목한 것입니다! 파란색은 흰색, 흰색 - 노란색, 노란색 - 주황색, 주황색 - 빨간색보다 무겁습니다.

별의 나이는 또한 별의 색으로 결정할 수 있습니다. 젊은 스타들이 가장 핫하다. 그들은 흰색과 파란색 빛으로 빛납니다. 오래된 냉각 별은 붉은 빛을 방출합니다. 그리고 중년의 별은 노란색으로 빛납니다.

별이 방출하는 에너지는 너무 커서 수십, 수백, 수천 광년 떨어진 거리에서 별을 볼 수 있습니다!

우리가 별을 볼 수 있으려면 별의 빛이 지구 대기의 공기층을 통과해야 합니다. 진동하는 공기층은 직접적인 빛의 흐름을 다소 굴절시키고 별이 반짝이는 것처럼 보입니다. 사실, 직접적인 연속 빛은 별에서 옵니다.

태양은 가장 큰 별이 아니라 황색 왜성(Yellow Dwarf)이라는 별에 속합니다. 이 별에 불이 붙었을 때, 그것은 수소로 이루어져 있었습니다. 그러나 열핵 반응의 영향으로이 물질은 헬륨으로 변하기 시작했습니다. 이 발광체가 존재하는 동안(약 50억년), 수소의 약 절반이 타버렸습니다. 따라서 태양은 이미 존재하는 한 "살아있는" 상태로 남아 있습니다. 수소가 거의 모두 소진되면 이 별은 크기가 커져 적색거성이 됩니다. 이것은 지구에 큰 영향을 미칠 것입니다. 참을 수 없는 더위가 우리 행성에 올 것이고, 바다는 끓어오르고, 삶은 불가능해질 것입니다.

결론

따라서 연구 결과 나와 반 친구들은 별이 무엇인지, 무엇이 별의 온도와 색을 결정하는지에 대한 새로운 지식을 얻었습니다.

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