恒星为什么有一种颜色

Ⅰ 恒星和行星有颜色吗为什么

行星和恒星都有独特的颜色，行星的颜色可能取决于其大气层的浓度，如火星和水星，它们的大气层很薄，显示出自己的颜色。金星、木星、土星、天王星和海王星的大气层相对密集，根据其组成和反射誉或睁、吸收等效应，赋予它们五颜六色的颜色。恒星与行星不同，一些较亮的恒星的颜色非常容易辨别。

对于恒星来说，颜色从红色变成黄色，白色变成蓝色，主要是因为恒星的表面温度。当一根铁条被燃烧时，会发现随着铁条温度的升高，先是变成暗红色，然后是红色，然后是黄色，最后变成液态铁。随着进一步加热，熔融铁的颜色会变成白色。如果加热，无论团昌是否变成铁蒸气（成为气体），它的颜色都会变成白色甚至蓝色。都是电磁波，承载着电磁场的震荡。电磁场的波动类似于石头被扔进水里时产生的涟漪。决定光的颜色的是起伏的山峰之间的距离，物理学家称之为波长。

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Ⅱ 恒星为什么会有五彩斑斓的颜色呢

浅黄色的太阳是离大家很近的恒星，宇宙空间中的恒星并不全是浅黄色的，他们的颜色五彩斑斓，一颗恒星就可以变成首饰盒子了。

在宇宙空间里，一颗颗恒星如同蓝色宝石嵌入在上面一样，而其中一颗橘黄的则发出夺目的光辉。 恒星的颜色在于它们本身的温度，仅是以波的方式散播的，辐射源邻近波峰的中间的间距就称为光的波长。 电磁波很短的，短的到啥子水平呢？假如将一英寸分为25万分，那么一个电磁波的长短仅等同于在其中的多份加起来那么长。 但无论电磁波多么的短，他的转变却可以造成大家视觉上的较大差别。 由于波长的改变体现在人眼中，便是颜色的转变，例如红光的波长是高清蓝光的，约1.5倍，而各种各样的波长，也就是各种颜色的光，混和在一起便是白光灯。

日常生活中，我们可以发觉，当物件的温度更改的情况下，它的颜色也会更改。 例如一块冷的电烙铁是黑灰色的，把它放入炉子里，一会儿的时间，它的表层就变成了深红色，加温时间越长就越红。 假如再次加温，在融化以前，他会一次由红变为橘红、白黄，最终变为浅蓝色。 科学家早已看到了物体颜色与温度相互关系，温度越高的物件，来源于它的辐射源的动能越大，波长越少，蓝光的波长比彩光短，因此加温能发出高清蓝光的物件就一定比发彩光的物件热。 恒星中的热气体分子释放出光粒子，光量子气体温度越高，光子的能量越强，波长越少，因此最年轻恒星会发出浅蓝色的光，伴随着恒星上的燃料渐渐地消耗，他们的温度也渐渐地降下去，因此年老的恒星温度都非常低，通常会发出鲜红色的光，而处于彼此之间的中老年恒星便会发出白光，

例如太阳光。 太阳间距地球上仅有1.5亿千米，我们可以毫不费力地看得出太阳光的颜色。 可是有一些恒星间距地球上万亿千米，比日光远得多。 即使用于现阶段的较大倍率的望眼镜也难以区分出他们的颜色。 因而，专家让来源于恒星的光根据一种特有的过滤装置，或是根据一种称为滤光镜的光学设备，这种仪器设备可以显示自某个恒星的光里，每一种波长的光都各有是多少。 科学家们可以根据表明哪些光的波长、抗压强度最大来明确恒星的总体颜色。 只需知道恒星颜色，就可以运用简易的公式来推论恒星的表层温度，还能够进一步可能恒星的年纪。

Ⅲ 为什么恒星颜色不一样

淡黄色的太阳是离我们最近的恒星，宇宙中恒星可不都是淡黄色的，它们颜色五彩斑斓，一颗颗恒星就像珠宝盒里五颜六色的珠宝，

恒星的颜色取决于他们自身的温度，光以波的形式传播辐射，相邻波峰之间，距离就叫做光波的波长，光波很短，短到什么程度呢？如果将一英寸分成25万份，那么一个光波的长度，仅相当于其中几份加起来那么长！但无论光波多么短，她的变化却足以引起人们视觉上很大的差异，因为，波长的变化反映在人眼里就是颜色的变化，比如，红光的波长，约是蓝光的1.5倍，而各种波长，（|也就是各种颜色）的光混在一起就是白光，

日常生活中我们可以发现，等物体的温度改变的时候，它的颜色也会变化，比如，一块冷的烙铁是黑色的，把它放进火炉里，一会儿的功夫，他表面就变的呈暗红色，随着加热时间越来越长，它就会变得越来越红，如果继续加热，在融化之前，它会有红色变为橘红色，然后变为黄色，白色，最后会变成蓝白色，

Ⅳ 恒星为什么会有不同的颜色为什么没有绿色的恒星

由于恒星的表面温度不同,发出的光的成分也不一样,呈现不同的颜色.
红巨星,温度在3000°K左右,
黄色星,5000---6000°K,
白色星,10000°K以下,
蓝色星,10000°K以上.
红色星,如“大火”、“大角”、“参宿七”；
黄色星,如太阳；
白色星,如“牛郎”；
蓝色星,如“织女”、“天狼”.
宇宙中还有一种“蓝星”,温度在2000°K以上.
但是没有绿色的星.

Ⅳ 恒星为什么会有五彩斑斓的颜色

淡黄色的太阳是离我们最近的恒星。宇宙中的恒态绝星可不都是淡黄色的,它们的颜色五彩斑斓，一簇恒星就可以成为珠宝盒了。在宇宙里，一颗颗恒星就像蓝宝石镶嵌在上面一样，而当中一颗橘黄色的则发出耀眼的光芒。恒星的颜色取决于它们自身的温度。光是以波的形式传播的辐射，相邻波峰之间的距离就叫做光的波长。光波很短，短到什么程度呢？如果将1英寸分成25万份，那么一个光波的长度仅相当于其中的几份加起来那么长。但无论光波多么短，它的变化都足以引起人们视觉上的很大差异，因为波长的知世变化反映在人眼里就是颜色的变化。比如，红光的波长约是蓝光的1.5倍。

而各种波长（也就是各种颜色）的光混合在一起就是白光。日常生活中人们可以发现，当物体的温度发生改变的时候，它的颜色也会变化。比如，一块冷的烙铁是黑色的，把它放进火炉里，一会儿工夫，它的表面就变成暗红色—加热时间越长就越红。如果继续加热，在熔化之前，它会依次由红变成橘红、黄、白，最后变成蓝白色。科学家已经发现了物体颜色与温度之间的关系，即温度越高的物体，来自它辐射的能量越大，波长越短。人们知道蓝光的波长比红搭闭肢光短，所以加热能发出蓝光的物体就一定比发红光的物体热。恒星中的热气体原子发射出光粒子——光子。气体温度越高，光子的能量越强，波长越短。所以，最热、最年轻的恒星会发出蓝白色的光。

Ⅵ 宇宙中的恒星为什么有这么多种颜色

其实，恒星所表现出来的色彩与它们的表面温度有关。据科学家解释称，物质所呈现出来的颜色与它们自身的温度有关，温度越高则它们所辐射出来的能量就越大，而光波是通过波的方式进行辐射传播的，所辐射出来的能量越大，则波长就越短。
我们还可以通过日常生活中的事物，来解释物体的颜色与温度的关系，如一块金属铁在不同的温度下所呈现出来的颜色也是不一样的，常温状态下是呈现出黑色，随着温度的升高，依次转变为暗红色，橘红色，黄色，白色，蓝白色。
恒星之所以会呈现出五颜六色，也是因为这样的原理，恒星的颜色变化会随着恒星的温度的变化而变化。当它们的温度发生变化时，光波的长短随之发生变化，而光波长短的变化，会使得反映到人们眼中所看到的恒星的颜色发生变化。

Ⅶ 为什么有的恒星是蓝色的

温度高，恒星就可以呈蓝色。

恒星的颜色直接反映出恒星的表面温度，温度越低，颜色越红；温度越高，颜色越白，甚至是蓝色的。

我们都有这样的经验，烧一个铁块，初时是黑色的，随着温度升高，它开始依次变成暗红色、红色、橙色、黄腊带色。继续加热，它还会变成白色的。如果再加热，忽略铁的状态变化，它就会发出蓝色的光枯局备。

恒星也是一样的。红色恒星的表面温度一般在1500～2500℃；超过5000℃，就是橙色的。我们的太阳是橙黄色的，表面温度约5600℃。

表面温度超过6000℃，恒星就是黄色的。到8000～1万℃，恒星就会发出白色的光。到1.3万℃以上，恒星的颜色就会变成蓝色。蓝色越深，温度越高没毁，最高可超过3万℃。

赫罗图

Ⅷ 恒星为什么会有不同的颜色为什么没有绿色的恒星

恒星由于自身温度的不同表现出不同的颜色。温度最高的恒星是蓝色的，然后是白色，黄色（太阳），温度最低的恒星则呈现出红色。颜色跟恒星的大小没有关系，不过在两颗同等温度的恒星之间，大一点的恒星看起来更亮。亮度和温度是恒星的重要性质，科学家是用这两个标准来给恒星分类的。

Ⅸ 恒星为什么会有不同的颜色

光的本质是电磁波。无线电波、红外线、可见光、紫外线、X射线、γ射线都是电磁波，只不过波长有所不同。在可见光中，红光波长最长，蓝光波长最短。而波长较短的光由于有较高的频率，其光子能量较高，因为光子能量与频率成正比。按照物理学中的维恩位移定律，发光体的温度越高，其光强最大值处所在的波长就越短。因此，恒星所呈现出的不同颜色，代表了它们表面所处的不同温度。例如，蓝色的星温度较高，大约在10000K左右；红色的星温度较低，大约在3000K左右；黄色的星温度居中，大约在6000K左右。我们的太阳就属于后者。

然而，如果对星光进行更仔细的分析，还可以得到更多的信息。牛顿在17世纪60年代曾做了一项具有重大意义的工作。他让一束白光通过玻璃三棱镜，在棱镜后面的纸屏上观察到了红、橙、黄、绿、青、蓝、紫七色彩虹。他敏锐地意识到，白光原来是各种颜色的单色光混合而成的。牛顿称这种按顺序排列的单色光为光谱。1814年，德国人夫琅和费在太阳光中又有了新的发现。他本来是一位能干的光学仪器制造者，当时在研究一种精确测定不同成分、类型的玻璃对不同颜色光束折射率的方法。他听说另一位德国科学家沃拉斯顿曾经在太阳光谱中发现了某些暗的条纹，因此希望用这些暗线做他对玻璃折射率测量的标记，于是他着手重复牛顿和沃拉斯顿做过的实验。由于夫琅和费使用的仪器比他的前人完备得多，他得到的光谱被放大了很多倍而非常有利于仔细观察。夫琅和费数出了太阳光谱中的多达700条不等间隔的暗线（在现代条件下观察到的暗线已达约100万条）。直到今天，我们还称这些太阳光谱暗线为“夫琅和费线”。

但是，夫琅和费线是怎样形成的？它们究竟意味着什么？人们对此在一段时间内却茫然不知。到了1856年，化学家本生发明了燃烧煤气的“本生灯”。当他在灯的白色火焰中撒入不同的化学物质时，火焰会变得带有某种色彩。随后，本生和基尔霍夫开始通过棱镜来观察这些彩色的火焰。他们在棱镜后面看到了一条条的光谱线。而且，不同的化学物质所产生的光谱线在光谱中出现的位置也不相同。于是他们得出一个振奋人心的结论，即每一种化学物质都有它自己的特征谱线。这就有点像我们每个人都有与他人不同的特征指纹一样。天文学家们很快地接受了本生和基尔霍夫的研究成果。他们设想，用棱镜来分析来自天体的光，通过研究谱线的不同位置（即不同波长或说不同颜色），并将其与地球上实验室中得到的不同物质的特征谱线相比较，就有可能确定该天体中都含有哪些元素及含量的多少（含量与光谱线强度有关）。这样，一种崭新的天体光谱分析技术从此诞生了。

人们还发现，如果在实验室中通过棱镜直接观察一些炽热物体所发出的光，看到的是从红到紫的连续彩虹，其中并没有亮线和暗线。这种连续彩虹叫连续谱。但如果透过某种物质的气体或蒸气来观察炽热物体所发出的光时，在连续谱中就会出现暗线。而如果改在某个角度上观察这种气体或蒸气时，情况就又不同了，看到的是在暗背景上出现的亮线。科学家们进而认识到，暗线是由物质对特定波长的光能量吸收形成的，亮线是由物质对特定波长的光能量发射形成的。因此，暗线又称吸收线，亮线又称发射线。一种物质的特征谱线有时是亮线，有时是暗线，这取决于它所处的物理状态和观察的方式。但不管是吸收线还是发射线，其位置（即波长）在一般条件下总是不变的。用另一位科学家克希霍夫的话来说，就是“如果让产生连续谱的光源发出的光穿过比较冷的气体（或蒸气），那么气体就从光谱的全部光线中只吸收那些它自己在炽热状态下发射的光线”。

那么，一种物质为什么能发射或吸收一定波长的光呢？这是个不容易一下子弄清楚的问题，它使科学家们困惑了很多年。到了1931年，年轻的丹麦物理学家玻尔在英国科学家卢瑟福提出的原子模型基础上，结合夫琅和费、基尔霍夫和本生他们的工作，提出了一种新的原子理论。他认为，在一个原子内部，电子就像行星绕太阳旋转那样环绕原子核旋转。而越是靠近核的电子，具有的能量越低；离核远的电子能量更高些。这样，电子所在的轨道不同，所处的“能级”也不同。根据能量守恒定律，当电子从外部的轨道“跃迁”到离原子核更近些的轨道上时，它必然要释放出一部分能量。反之，电子也只有吸收了一部分能量后，才可能从内部的轨道跃迁到离原子核更远些的轨道上。但是，电子能级从低到高的结构方式，并不像是连续的“斜坡”，而更像是楼梯上的“台阶”。所以，在两个特定的“台阶”之间发生跃迁时，无论吸收还是发射，“台阶”之间的能量差总是固定的。还有，由于不同物质的原子中电子数目有多有少，能级“台阶”之间的能量差也不相同，所以吸收或发射光波长也就不同。玻尔的理论发表后，解释了很多先前的理论不能解释的现象，很快为科学家们所接受。原子光谱和光谱分析有了可靠的理论基础，人们完全摆脱了以前面对实验现象时那种“盲目”的感觉。

使用光谱分析的方法，人们终于开始了解遥远而可望不可及的天体上都有些什么化学元素了。原来，几乎所有的恒星表层大气中都具有大致相同的化学成分。最多的是氢，其次是氦，这两种元素占了总量的95％以上，其余的有钾、钠、钙、镁、铁、氧化钛等元素和化合物。天文学家根据不同的光谱类型对恒星进行了分类。如，A型星有很强的氢线，而B型星的氢线相对较弱，但出现了较强的氦线，F型星光谱中的金属线很强，M型星光谱中有明显的氧化钛分子线。因为分子的谱线较宽，人们也称之为“谱带”。太阳属于G型星，它的氢线较弱，金属线相对强，电离钙线很强。如果把各种恒星的光谱类型按温度从高到低排队，那就是O、B、A、F、G、K、M。有人为了方便记忆，还编了一句俏皮的英语，这就是：“Oh，BeAFairGirl，KissMe！”中文意思是：“啊，美丽的姑娘吻我吧！