Ето какъв всъщност е цветът на слънчевата светлина

Ако поговорката „да видиш, значи да повярваш“ е вярна, то това е съвсем точно, когато става дума за светлината, която прониква в очите ни. В края на краищата това е самото определение на това какво от човешка гледна точка означава да виждаме нещо. И все пак по някаква причина хората се хващат на много, много съмнителното твърдение, че Слънцето „наистина“ е звезда със зелен цвят.

Ако някога сте си отваряли очите, виждали сте Слънцето и наоколо е имало обекти със зелен цвят, от личен опит знаете, че Слънцето наистина не е зелено. Тогава как става така, че интелигентните хора си внушават, че Слънцето наистина има синьо-зелен оттенък?

В това абсурдно твърдение – а бъдете сигурни, че то е абсурдно – се крие мъничко зрънце истина: Слънцето съдържа най-много фотони на зелената светлина, отколкото фотони с каквато и да е друга дължина на вълната (т.е. на цвета). Но само наличието на максималната дължина на вълната в спектъра на светлината или максималният интензитет при дадена честота, или повече фотони в определен цветови диапазон – това съвсем не е достатъчно, за да се определи какъв цвят всъщност има един обект, дори обект като Слънцето. Слънцето, както ви показват очите, наистина е бяла звезда, както може да докаже един простичък експеримент.

Какво всъщност представлява този експеримент?

Той е много прост: вземете вещество, способно да отразява еднакво добре всички съществуващи дължини на светлинните вълни (видими за човека), осветете го със светлината, чийто цвят искате да определите, и след това използвайте очите си, за да определите какъв цвят виждате, когато тази светлина освети отразяващата ви повърхност.

Къде можете да намерите това мистично вещество, което отразява еднакво добре всички дължини на вълните на видимата светлина?

Това е много просто: всеки твърд, идеално бял предмет е подходящ. Ярко бял лист хартия, боядисана в бяло част от стена, бяла дъска или дори бяло цвете, кърпа или чаршаф ще се справят отлично.

Ако го осветите с червена светлина, то ще изглежда червено, защото отразява червената светлина. Ако го осветите със зелена, жълта, розова, лилава или оранжева светлина, резултатът ще е точно такъв, какъвто очаквате: той отразява цвета на светлината, с която го осветявате, и следователно сам придобива този цвят.

Ако проведете малко по-различен експеримент, например вземете бял лист хартия навън и го вдигнете така, че върху него да пада пряка слънчева светлина, простото наблюдение на видимия цвят на хартията ще ви подскаже какъв е цветът на Слънцето. Освен ако не гледате към него по време на изгрев или залез, по време на пълно слънчево затъмнение или когато небето е силно замърсено (напр. по време на сезона на горските пожари), цветът на хартията ще бъде недвусмислено бял – поне за вашите очи.

Всъщност астрономите често казват, че „зелени“ звезди не съществуват, именно поради тестовете от този тип. Ако направите подобен експеримент с която и да е звезда в познатата ни Вселена, ще установите, че съществува само ограничен набор от цветове на звездите.

Звездите с ниска маса, като червените джуджета, или дори по-хладните класове звезди (като класа на „неуспешните звезди“, известни като кафяви джуджета) се характеризират с гама от цветове, която зависи от тяхната температура: обектите с най-ниска температура 800-1600 К имат блед румено-кафяв цвят, който при по-високи температури (1600-2700 К) се променя в наситено, забележимо червено.

С преминаването към по-високи звездни маси (или по-еволюиралите звезди гиганти и свръхгиганти) можете да откриете звезди с температура ~2700-4000 К, които изглеждат червено-оранжеви в долната част и оранжево-жълти в горната част на диаграмата, каквито са например Арктур и Алдебаран.

Когато температурата на звездата е в диапазона ~4000-5000 К, цветът става по-жълт или жълто-бял, като например ярката звезда Полукс. Такива са светлинните условия, които се наблюдават на Земята в периодите, съответстващи на ранната сутрин и късната вечер: атмосферата блокира голяма част от светлината с най-къси дължини на вълните, оставяйки светлината с по-дълги дължини на вълните.

При температури от около 5000 до 6000 К, към които спада и нашето Слънце, както и подобните на него звезди, цветовата картина има жълтеникаво-бял до бял вид, към който спада не само Слънцето, но и редица ярки звезди, включително Капела.

След това, колкото по-висока от 6000 К е температурата на звездата, цветът започва да придобива първо син, а след това по-ярък синкав оттенък, каквито са ярките звезди Кастор, Ригел и най-ярката видима от Земята звезда – Сириус.

Двойната звезда Албирео, показана по-долу, е отличен пример за две много близки звезди с много различни цветово-температурни характеристики: по-малко ярката синя звезда е с температура около 13 000 К, докато нейната по-ярка жълта звезда е с температура само около 4 400 К.

Това е всичко. Когато става въпрос за звезди, има само кафявочервени, червени, оранжеви, жълти, бели, синкавобели, сини и никакви други възможности. Това са единствените цветове на звездите, които изобщо съществуват, без да има по-екзотични цветове, на които да се разчита. Не съществуват звезди с никакъв друг цвят – било то лилаво, зелено, розово, пурпурно, бордо, шартрьоз, аквамарин и много други.

Причината, поради която толкова много хора грешат – и дори, ако потърсите достатъчно усърдно, можете да намерите страници на НАСА, на които това също е погрешно указано е, че те смесват две явления: цвета на даден обект и дължината на светлинната вълна, съответстваща на някакъв „пик“ в спектъра на обекта.

Съществува физическо обстоятелство, при което е възможно директно да се съпостави „дължината на вълната на светлината“ с „цвета“, но това е сравнително рядко обстоятелство: само при наличие на монохроматична светлина или когато всички фотони (или частици светлина), излъчвани от източника на светлина, имат една и съща, точна дължина на вълната. Това обстоятелство често възниква, когато става въпрос за лазерна светлина или някои класове светодиоди, които могат да имат една-единствена дължина на вълната за червен, жълт, зелен, син, виолетов и други цветове, но обикновено това не е така при светлината, идваща от звездите.

За разлика от лазерите и другите източници на монохромна светлина, светлината на истинските звезди се състои от излъчване с огромен диапазон от дължини на вълните в зависимост от температурата на звездата.

Всеки обект, нагрят до определена температура, изпуска лъчение с различни дължини на вълната и честоти, като с увеличаване на температурата на обекта интензивността на излъчването достига максимум при по-късите дължини на вълната, по-високите енергии генерират по-високите честоти. Ето защо метална тенджера, нагрята на котлон, ще бъде гореща много преди да видите, че свети, защото пикът на интензивността на излъчването е в инфрачервения спектър, който ние усещаме като топлина.

С повишаването на температурата обектът става по-нагорещен и пиковата дължина на вълната, която излъчва, се измества към по-късите вълни – видимата част на спектъра. Интересно е, че по-топлите обекти продължават да излъчват повече от по-хладните обекти при всички дължини на вълната, дори в диапазона на дължините на вълната, където по-хладният обект има пик на интензивността. Колкото повече топлина съдържа един обект, толкова повече енергия излъчва той във всички дължини на вълната и толкова по-къс е пикът на интензивността му. В най-идеализирания газ този обект също така би бил перфектен абсорбатор на цялото външно излъчване. В този случай излъчването му ще има ясно изразен спектър – спектърът на абсолютно черното тяло, който служи като отлично приближение за спектъра на повечето звезди.

За да доразвием темата, се оказва, че Слънцето (или която и да е друга звезда) не е истинско абсолютно черно тяло, тъй като няма твърда, идеално поглъщаща радиацията повърхност. Вместо това звездите имат фотосфери, които са полупрозрачни за светлината; те поглъщат добре светлината, но имат ниски градиенти на плътността и температурата. С отдалечаването от центъра на звездата, толкова по-студена е тя, което е важно за бавно въртящите се звезди като Слънцето, но още повече за бързо въртящите се звезди като близката ярка звезда Вега.

Само малка част от енергията, която получаваме от Слънцето, се излъчва от самия край на фотосферата; по-голямата част от светлината, която възприемаме, идва от дълбоките слоеве на Слънцето на няколкостотин или дори хиляди километра надолу. Тъй като там е по-топло, светлината на Слънцето се държи не като едно „черно тяло“ с една-единствена температура, а като сума от черни тела в температурния диапазон от ~5700 К до почти 7000 К дълбоко в Слънцето.

Край на първа част. Във втората част ще се спрем на реалната светлина на Слънцето и при какви условия можем да видим, че то наистина изглежда наситено зелено.