1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
114
115
116
117
118
119
120
121
122
123
124
125
126
127
128
129
130
131
132
133
134
135
136
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>
|
