diff options
Diffstat (limited to 'tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook')
| -rw-r--r-- | tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook | 148 |
1 files changed, 37 insertions, 111 deletions
diff --git a/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook b/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook index 9c775bbc30e..30324f4f2cd 100644 --- a/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook +++ b/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook @@ -2,136 +2,62 @@ <sect1info> -<author -><firstname ->Jasem</firstname -> <surname ->Mutlaq</surname -> <affiliation -><address> -</address -></affiliation> +<author><firstname>Jasem</firstname> <surname>Mutlaq</surname> <affiliation><address> +</address></affiliation> </author> </sect1info> -<title ->Цвета и температуры звёзд</title> -<indexterm -><primary ->Цвета и температуры звёзд</primary> -<seealso ->Излучение абсолютно чёрного тела</seealso -> <seealso ->Шкала звёздных величин</seealso -> </indexterm> - -<para ->На первый взгляд звёзды кажутся только белыми. Но, если приглядеться, можно различить цвета: голубой, белый, красный и даже золотой. В зимнем созвездии Ориона красивый контраст составляют красная звезда Бетельгейзе "под мышкой" у Ориона и голубая Беллатрикс на плече. Причина разнообразия цветовой окраски звёзд оставалась тайной до тех пор, пока двести лет назад физики не изучили в достаточной мере природу света и свойства материи при очень высоких температурах. </para> - -<para ->Именно физика <link linkend="ai-blackbody" ->излучения абсолютно черного тела</link -> дала нам возможность разобраться в разнообразии цветов звезд. Вскоре после изучения черного тела, было замечено, что спектры звезд весьма схожи с кривыми излучения абсолютно черного тела в диапазоне от нескольких тысяч градусов до примерно 50 000 градусов по Кельвину. И, как следствие, что звезды схожи с абсолютно черным телом, а различные температуры поверхностей приводят к различным цветам звезд. </para> - -<para ->Холодные звезды (например, спектрального класса K и M) излучают большую часть своей энергии в красном и инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра и потому кажутся красными, а излучение горячих звезд (например спектрального класса O и B) лежит в синем и ультрафиолетовом спектре, нам они кажутся голубыми или белыми. </para> - -<para ->Для оценки температуры звезды можно использовать известное соотношение между температурой абсолютно черного тела и длиной волны спектрального максимума. То есть если увеличить температуру черного тела, то его спектральный максимум сдвинется в более короткую (синюю) часть спектра. Это показано на рисунке 1, где яркость трех гипотетических звезд указана напротив длины волн. <quote ->Радуга</quote -> показывает часть спектра, видимую человеческому глазу. </para> +<title>Цвета и температуры звёзд</title> +<indexterm><primary>Цвета и температуры звёзд</primary> +<seealso>Излучение абсолютно чёрного тела</seealso> <seealso>Шкала звёздных величин</seealso> </indexterm> + +<para>На первый взгляд звёзды кажутся только белыми. Но, если приглядеться, можно различить цвета: голубой, белый, красный и даже золотой. В зимнем созвездии Ориона красивый контраст составляют красная звезда Бетельгейзе "под мышкой" у Ориона и голубая Беллатрикс на плече. Причина разнообразия цветовой окраски звёзд оставалась тайной до тех пор, пока двести лет назад физики не изучили в достаточной мере природу света и свойства материи при очень высоких температурах. </para> + +<para>Именно физика <link linkend="ai-blackbody">излучения абсолютно черного тела</link> дала нам возможность разобраться в разнообразии цветов звезд. Вскоре после изучения черного тела, было замечено, что спектры звезд весьма схожи с кривыми излучения абсолютно черного тела в диапазоне от нескольких тысяч градусов до примерно 50 000 градусов по Кельвину. И, как следствие, что звезды схожи с абсолютно черным телом, а различные температуры поверхностей приводят к различным цветам звезд. </para> + +<para>Холодные звезды (например, спектрального класса K и M) излучают большую часть своей энергии в красном и инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра и потому кажутся красными, а излучение горячих звезд (например спектрального класса O и B) лежит в синем и ультрафиолетовом спектре, нам они кажутся голубыми или белыми. </para> + +<para>Для оценки температуры звезды можно использовать известное соотношение между температурой абсолютно черного тела и длиной волны спектрального максимума. То есть если увеличить температуру черного тела, то его спектральный максимум сдвинется в более короткую (синюю) часть спектра. Это показано на рисунке 1, где яркость трех гипотетических звезд указана напротив длины волн. <quote>Радуга</quote> показывает часть спектра, видимую человеческому глазу. </para> <para> <mediaobject> <imageobject> <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/> </imageobject> -<caption -><para -><phrase ->Рисунок 1</phrase -></para -></caption> +<caption><para><phrase>Рисунок 1</phrase></para></caption> </mediaobject> </para> -<para ->Этот простой метод концептуально верен, но не может использоваться для получения точной температуры звёзд, потому что они <emphasis ->не</emphasis -> являются абсолютно чёрными телами. Присутствие различных элементов в атмосфере звезды приводит к поглощению определённой части спектра. Эти <firstterm ->линии поглощения</firstterm -> не распределены равномерно по спектру, в результате положение максимума может быть искажено. Более того, получение хорошего спектра занимает много времени и затруднительно для большого количества звёзд. </para> - -<para ->Альтернативный метод состоит в использовании <firstterm ->фотометрии</firstterm -> для измерения интенсивности света, проходящего через различные фильтры. Каждый из них пропускает <emphasis ->только</emphasis -> определённую часть спектра, поглощая остальные. Широко используется фотометрическая система <firstterm ->Johnson UBV</firstterm ->. Она включает в себя трёхполосный спектральный фильтр: U (<quote ->ультрафиолетовый</quote ->), B (<quote ->голубой</quote ->) и V (<quote ->видимый</quote ->). </para> - -<para ->В процессе UBV-фотометрии используются светочувствительные приборы (плёночная или ПЗС-камеры) и нацеленный на звезду телескоп для измерения яркости света, проходящего через каждый из фильтров. Так получают три различные яркости или <link linkend="ai-flux" ->потока</link -> (энергия на см^2 в секунду), обозначаемых как Fu, Fb, Fv. Отношения Fu/Fb и Fb/Fv являются количественной мерой <quote ->цвета</quote -> звезды и могут быть использованы для создания шкалы температур звёзд по принципу: чем больше эти отношения, тем выше температура поверхности звезды. </para> - -<para ->Например, у звезды Беллатрикс в Орионе Fb/Fv = 1,22, что означает, что она ярче через B-фильтр чем через V-фильтр. Более того, Fu/Fb, равное 2,22, означает, что она ярче всего через U-фильтр. А это значит, что звезда должна быть очень горяча, поскольку её спектральный максимум расположен в диапазоне U-фильтра или даже более коротких волн. Температура поверхности Беллатрикс (как определено из сравнения её спектра с моделями, учитывающими линии поглощения) — около 25 000 K. </para> - -<para ->Мы можем выполнить этот анализ и для Бетельгейзе. Для этой звезды отношения Fb/Fv и Fu/Fb равны 0,15 и 0,18 соответственно, то есть ее яркость максимальна в видимом свете и минимальна в ультрафиолете. Значит, её спектральный максимум лежит в видимом диапазоне или ещё более длинных волнах. И температура Бетельгейзе — около 2 400 град. K. </para> - -<para ->Астрономы предпочитают описывать цвета звёзд в терминах разницы <link linkend="ai-magnitude" ->звёздных величин</link ->, а не в отношениях <link linkend="ai-flux" ->потоков излучения</link ->. Тогда для голубой Беллатрикс мы получим индекс цвета как </para> - -<para ->B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 log * (1,22) = -0,22 </para> - -<para ->Для индекса цвета красной Бетельгейзе получаем </para> - -<para ->B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 * log (0,18) = 1,85 </para> - -<para ->Индексы цвета, такие как<link linkend="ai-magnitude" ->шкала звёздных величин</link ->, идут в противоположную сторону. <emphasis ->Горячие голубые</emphasis -> звёзды имеют<emphasis ->меньшие и даже отрицательные </emphasis -> значения B-V индекса, чем холодные и красные, как показано ниже. </para> - -<para ->Астроном может затем использовать полученные цветовые индексы для получения точной температуры звезды, откорректировав их сначала с учётом покраснения и межзвёздной экстинкции. Связь между этими индексами и температурой показана на рисунке 2. </para> +<para>Этот простой метод концептуально верен, но не может использоваться для получения точной температуры звёзд, потому что они <emphasis>не</emphasis> являются абсолютно чёрными телами. Присутствие различных элементов в атмосфере звезды приводит к поглощению определённой части спектра. Эти <firstterm>линии поглощения</firstterm> не распределены равномерно по спектру, в результате положение максимума может быть искажено. Более того, получение хорошего спектра занимает много времени и затруднительно для большого количества звёзд. </para> + +<para>Альтернативный метод состоит в использовании <firstterm>фотометрии</firstterm> для измерения интенсивности света, проходящего через различные фильтры. Каждый из них пропускает <emphasis>только</emphasis> определённую часть спектра, поглощая остальные. Широко используется фотометрическая система <firstterm>Johnson UBV</firstterm>. Она включает в себя трёхполосный спектральный фильтр: U (<quote>ультрафиолетовый</quote>), B (<quote>голубой</quote>) и V (<quote>видимый</quote>). </para> + +<para>В процессе UBV-фотометрии используются светочувствительные приборы (плёночная или ПЗС-камеры) и нацеленный на звезду телескоп для измерения яркости света, проходящего через каждый из фильтров. Так получают три различные яркости или <link linkend="ai-flux">потока</link> (энергия на см^2 в секунду), обозначаемых как Fu, Fb, Fv. Отношения Fu/Fb и Fb/Fv являются количественной мерой <quote>цвета</quote> звезды и могут быть использованы для создания шкалы температур звёзд по принципу: чем больше эти отношения, тем выше температура поверхности звезды. </para> + +<para>Например, у звезды Беллатрикс в Орионе Fb/Fv = 1,22, что означает, что она ярче через B-фильтр чем через V-фильтр. Более того, Fu/Fb, равное 2,22, означает, что она ярче всего через U-фильтр. А это значит, что звезда должна быть очень горяча, поскольку её спектральный максимум расположен в диапазоне U-фильтра или даже более коротких волн. Температура поверхности Беллатрикс (как определено из сравнения её спектра с моделями, учитывающими линии поглощения) — около 25 000 K. </para> + +<para>Мы можем выполнить этот анализ и для Бетельгейзе. Для этой звезды отношения Fb/Fv и Fu/Fb равны 0,15 и 0,18 соответственно, то есть ее яркость максимальна в видимом свете и минимальна в ультрафиолете. Значит, её спектральный максимум лежит в видимом диапазоне или ещё более длинных волнах. И температура Бетельгейзе — около 2 400 град. K. </para> + +<para>Астрономы предпочитают описывать цвета звёзд в терминах разницы <link linkend="ai-magnitude">звёздных величин</link>, а не в отношениях <link linkend="ai-flux">потоков излучения</link>. Тогда для голубой Беллатрикс мы получим индекс цвета как </para> + +<para>B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 log * (1,22) = -0,22 </para> + +<para>Для индекса цвета красной Бетельгейзе получаем </para> + +<para>B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 * log (0,18) = 1,85 </para> + +<para>Индексы цвета, такие как<link linkend="ai-magnitude">шкала звёздных величин</link>, идут в противоположную сторону. <emphasis>Горячие голубые</emphasis> звёзды имеют<emphasis>меньшие и даже отрицательные </emphasis> значения B-V индекса, чем холодные и красные, как показано ниже. </para> + +<para>Астроном может затем использовать полученные цветовые индексы для получения точной температуры звезды, откорректировав их сначала с учётом покраснения и межзвёздной экстинкции. Связь между этими индексами и температурой показана на рисунке 2. </para> <para> <mediaobject> <imageobject> <imagedata fileref="color_indices.png"/> </imageobject> -<caption -><para -><phrase ->Рисунок 2</phrase -></para -></caption> +<caption><para><phrase>Рисунок 2</phrase></para></caption> </mediaobject> </para> -<para ->Температура поверхности Солнца — 5 800 градусов по Kельвину, а её цветовой B-V индекс — 0,62. </para> +<para>Температура поверхности Солнца — 5 800 градусов по Kельвину, а её цветовой B-V индекс — 0,62. </para> </sect1> |