diff options
Diffstat (limited to 'tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook')
| -rw-r--r-- | tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook | 137 |
1 files changed, 137 insertions, 0 deletions
diff --git a/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook b/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook new file mode 100644 index 00000000000..9c775bbc30e --- /dev/null +++ b/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/colorandtemp.docbook @@ -0,0 +1,137 @@ +<sect1 id="ai-colorandtemp"> + +<sect1info> + +<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> + +<para> +<mediaobject> +<imageobject> + <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/> +</imageobject> +<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> +<mediaobject> +<imageobject> + <imagedata fileref="color_indices.png"/> +</imageobject> +<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> +</sect1> |