Jasem Mutlaq

Цвета и температуры звёзд Излучение абсолютно чёрного тела Шкала звёздных величин 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. Именно физика излучения абсолютно черного тела 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. 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. 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. Радуга показывает часть спектра, видимую человеческому глазу. Рисунок 1 Этот простой метод концептуально верен, но не может использоваться для получения точной температуры звёзд, потому что они не являются абсолютно чёрными телами. Присутствие различных элементов в атмосфере звезды приводит к поглощению определённой части спектра. Эти линии поглощения 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. Альтернативный метод состоит в использовании фотометрии для измерения интенсивности света, проходящего через различные фильтры. Каждый из них пропускает только определённую часть спектра, поглощая остальные. Широко используется фотометрическая система Johnson UBV. Она включает в себя трёхполосный спектральный фильтр: U (ультрафиолетовый), B (голубой) и V (видимый). 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 потока (энергия на см^2 в секунду), обозначаемых как Fu, Fb, Fv. Отношения Fu/Fb и Fb/Fv являются количественной мерой цвета звезды и могут быть использованы для создания шкалы температур звёзд по принципу: чем больше эти отношения, тем выше температура поверхности звезды. 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. 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. Астрономы предпочитают описывать цвета звёзд в терминах разницы звёздных величин, а не в отношениях потоков излучения. Тогда для голубой Беллатрикс мы получим индекс цвета как B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 log * (1,22) = -0,22 Для индекса цвета красной Бетельгейзе получаем B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 * log (0,18) = 1,85 Индексы цвета, такие какшкала звёздных величин, идут в противоположную сторону. Горячие голубые звёзды имеютменьшие и даже отрицательные значения B-V индекса, чем холодные и красные, как показано ниже. 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. Рисунок 2 Температура поверхности Солнца — 5 800 градусов по Kельвину, а её цветовой B-V индекс — 0,62.