Hur blir det röd
•
Kolla vädret idag – sök på din ort
Onsdagen den 27 november var det en ovanligt röd himmel på många håll i södra Sverige. SVT:s väderredaktion fick in många bilder från folk som varit ute och fotograferat det färgsprakande himlen. Orsaken till detta extra färgskådespel kom av den vädersituation som då rådde.
En varmfront hade passerat landet tidigare under dagen och eftersläpade en hel del moln. Framåt eftermiddagen när solen gick ned var det främst moln på lite högre höjd som låg kvar över norra Götaland och södra Svealand. Dessa blev då upplysta av solen underifrån och gav ett mycket imponerande intryck.
Varför så röd färg?
Den röda färgen beror på att när solen står lågt på himlen måste solstrålarna gå en längre väg i jordens atmosfär för att nå våra ögon. Ljuset, som består av många färger, filtreras på sin väg genom atmosfären och det röda ljuset är det som klarar sig bäst från att filtreras bort. Det blir alltså kvar mer av det röda ljuset än av de andra färgerna i so
•
En supermåne blir det när en full- eller nymåne inträffar vid perigeum, när månen är så nära jorden som den kommer på sin omloppsbana, vilket gör att månen ser extra stor och ljus ut. Det för även med sig något högre tidvatten än vanligt, dock endast några centimeter.
Skillnaden mellan en supermåne och en vanlig måne är inte så lätt att se med blotta ögat, och tydligast blir det när man jämför dem med varandra.
Men om en supermåne sammanträffar med en total månförmörkelse händer något extra spännande. Då blir månen extra stor, extra ljus och dessutom röd.
När månen helt täcks av jordens skugga blir den mörkare, men den blir inte helt svart. Istället får den en röd färg, och kallas ibland för röd måne eller blodmåne
•
Röd jätte
En röd jätte är huvudseriestjärna som intagit ett stadium där förbränningen växlat över från vätefusion till heliumfusion i stjärnans kärna, och är ett stadium på vägen till omvandling till vit dvärg.
Alla stjärnor utom de minsta i klassen under 10 M☉ (solmassor) kommer då att tillbringa en senare del på den asymptotiska jättegrenen.
Lätta stjärnor (< 0,4 M☉)
[redigera | redigera wikitext]Trycket och temperaturen i mycket lätta stjärnor, så kallade röda dvärgar, är för lågt för att starta fusion av helium. Stjärnan lever hela sitt liv som en röd dvärgstjärna och slocknar när förråden av väte tagit slut efter mer än 100 000 000 000 år.
Medeltunga stjärnor (0,4 - 9 M☉)
[redigera | redigera wikitext]I medeltunga stjärnor som Solen sker förbränningen genom att väte fusionerar till helium[1] i en proton-proton-reaktion. Gravitationen får stjärnan att dra sig samman och gör att trycket och temperaturen i kärnan ökar så mycket at