Показатели цвета

Показатель цвета (в астрометрии) — разность звёздных величин астрономического объекта, обычно звезды, измеренная в двух спектральных диапазонах.

Показатель цвета (Color Index) характеристика спектра излучения звезды; выражается разностью звездных величин, измеренных в двух диапазонах спектра. Впервые был введен в начале ХХ в., когда выяснилось, что относительная яркость звезд на фотопластинках отличается от наблюдаемой визуально (поскольку глаз человека наиболее чувствителен к желтым лучам, а фотопластинка - к синим). Более холодные - желтые и красные - звезды выглядят ярче для глаза, а более горячие - белые и голубые - ярче получаются на фотопластинке. Следовательно, цвет звезды указывает ее температуру.

Вначале показатель цвета определили как разность между фотографической и визуальной звездными величинами объекта: CI = mph-mvis. Введение трехцветной фотометрической системы UBV позволило использовать два независимых показателя цвета: (B-V) и (U-B). Поскольку фильтр V (visual) близок к диапазону чувствительности глаза, а фильтр B (blue) - к диапазону фотопластинки, то значения показателей CI и (B-V) почти совпадают. Шкала звездных величин установлена так, что (B-V)=0 и (U-B)=0 для звезд спектрального класса A0 с температурой поверхности около 10000 К. Красные звезды с низкой температурой поверхности имеют показатель цвета от +1.0m до +2.0m, а у горячих бело-голубых звезд он отрицательный до -0.3m. Продвижение в инфракрасный диапазон спектра привело к введению новых стандартных фильтров (I, J, K,...) и соответствующих им показателей цвета.

Для звезд, спектр которых не искажен межзвездным поглощением света, используется понятие нормальный цвет (или нормальный показатель цвета). Поскольку он, как и спектральный класс звезды, почти однозначно связан с ее температурой, по виду спектра можно определить нормальный цвет звезды, даже если ее наблюдаемый цвет искажен межзвездным поглощением. Разность наблюдаемого и нормального цветов называют избытком цвета (Color Excess): например, EB-V = (B-V) - (B-V)0. Его значение как раз и указыва ет на степень межзвездного поглощения света звезды и позволяет учесть его. В каждом спектральном диапазоне полное поглощение (A) обычно считают пропорциональным избытку цвета. Например, в фильтре V с успехом можно принимать AV =3.0 EB-V.

Показатель цвета

- разность звёздных величин m, измеренных в двух спектр, диапазонах (i и k). П. ц. можно записать как:

Здесь - распределение энергии в спектре звезды; - кривые спектр. чувствительности, вид к-рых зависит от св-в применяемых фильтров и светоприёмников. Ф-ция учитывает также пропускание атмосферы. Набор кривых спектр. чувствительности задаёт фотометрич. систему, в к-рой и определяется конкретный П. ц. (см. рис. 1 в ст. Астрофотометрия). В зависимости от числа спектр, интервалов система паз. двухцветной (га = 2), в ней может быть задан один П. ц., трёхцветной (п = 3) - два П. ц. и т. д. Константа С обычно выбирается так, чтобы П. ц. равнялся нулю для звёзд определённого спектрального класса (чаще AOV).

16. Нормальные цвета, избытки цвета

Избыток цвета

Разность между наблюдаемым показателем цвета звезды и нормальным, свойственным ее спектральному классу. Служит мерой покраснения звездного света в результате рассеяния ее голубых лучей межзвездной пылью.
Все виды звездных величин в системе UBVRI... звезд A0V, блеск которых не искажен межзвездным поглощением, совпадают, т. е. все показатели цвета этих звезд равны нулю.

Сопоставление на одном графике показателей U — В и В — V звезд дает так называемую двуцветную диаграмму, представляющую большой интерес, так как на ней проявляется влияние различия светимостей, межзвездного поглощения (см. ниже), химического состава и т. д. Линия нормальных цветов (U — В)0 и (В—V)0 на двуцветной диаграмме строится для звезд, цвет которых заведомо не искажен поглощением. Если же нанести на эту диаграмму цвета звезд одного и того же спектрального класса, находящихся на разных от нас расстояниях и поэтому испытывающих разное межзвездное поглощение, то точки лягут на линию нарастающего покраснения. В первом приближении это прямые линии, параллельные друг другу; лишь при больших значениях поглощения они несколько искривляются.
Разности измеренного и нормального цветов называются избытками цвета, соответственно, в системах U — В и В — V. Если есть готовая двуцветная диаграмма с нанесенными на нее линиями нормальных цветов и линиями нарастающего покраснения, то представляется возможность по данным одной лишь UBV-фотометрии звезды определить ее спектр, избыток цвета и по нему полное поглощение света в первом приближении принимается постоянной для данной фотометрической системы. Изменение наклона отражает зависимость закона поглощения от различной ориентации пылинок несферической формы в различных частях Галактики под влиянием ее магнитных полей.
В некоторой области диаграммы линии нарастающего покраснения пересекают кривую нормальных цветов более одного раза. Только независимое от фотометрии знание поможет выбрать нужную точку пересечения. Более строгое рассмотрение показывает, что величина может считаться постоянной лишь для монохроматических или узкополосных кривых реакций. В этом случае она, действительно, зависит лишь от средних длин волн и закона межзвездного поглощения. В случае средне- или широкополосных кривых величина R становится зависимой от спектра звезды и ее избытка цвета, иначе говоря, от распределения энергии в наблюдаемом спектре звезды.

В 1948—1949 гг. В. Хилтнер и Д. Холл (США) и В. А. Домбров-ский (Россия) независимо обнаружили поляризацию света звезд. Найденная затем корреляция между поляризацией и избытком цвета, характеризующим полное поглощение света, говорит о межзвездной природе поляризации света звезд.
Галактические магнитные поля, одинаково ориентируя частицы межзвездной пыли удлиненной формы, вызывают различную поляризацию света в разных направлениях и тем самым изменяют рассеяние света на межзвездных пылинках, которое лежит в основе сложного явления, называемого межзвездным поглощением света.
В Вильнюсской фотометрической системе целям спектральной классификации служат так называемые «диаграммы QQ».
Двухиндексные (двуцветные) диаграммы Вильнюсской фотометрической системы позволяют точно определить избытки цвета, когда уже определены классы светимости звезд. Кроме того, по диаграмме можно предварительно разделить все звезды по спектральным классам, независимо от величины межзвездного покраснения.
Вильнюсская система может также служить для обнаружения весьма тесных двойных звезд, у которых имеется заметное различие спектров компонентов при малом различии светимостей.
Согласно теории Дэвиса и Гринстайна большие оси удлиненных ферромагнитных частиц располагаются перпендикулярно линиям магнитного поля. Если луч зрения параллелен магнитным линиям, то поляризация света звезд мала и ориентировка оси поляризации не выражена; большая поляризация в приблизительно параллельных направлениях соответствует лучу зрения, перпендикулярному линиям магнитного поля. Межзвездная поляризация света (доля поляризованного излучения) обычно не превышает нескольких процентов.
Некоторые красные переменные звезды имеют пылевые оболочки, которые вызывают дополнительную и переменную поляризацию. В системах тесных двойных звезд свет частично поляризуется из-за рассеяния на имеющихся в них газовых потоках и расширяющихся оболочках. В атмосферах белых карликов сильные магнитные поля вызывают частичную поляризацию излучения.

17. Фотометрические стандарты

Северный полярный ряд (англ. North Polar Sequence) - группа звёзд вблизи Северного полюса мира, для которых точно промеряны фотометрические характеристики. С 1922 и по внедрение вастрономии ПЗС-матриц использовалась в качестве основного фотометрического стандарта.

Северный полярный ряд создавался с 1906 по 1922 гг. во многих крупнейших мировых обсерваториях. Основной вклад в создание каталога внесли обсерватории Маунт Вилсон, Гринвичская иГарвардская. В окончательный каталог, утвержденный на I съезде Международного Астрономического союза в 1922 году, вошло 96 звезд с фотографическими звездными величинами от 2^m,55 до 20^m,10 (обозначаются IPg), с точностью ±0^m,02. Для 79 из этих звезд также были определены фотовизуальные звездные величины (IPv от 2^m,08 до 20^m,10) и, таким образом, показатели цвета (обознач. C). Однако, эти величины не были утверждены МАС. С меньшей точностью были определены звёздные величины ещё 617 тусклых звёзд, не вошедшие в каталог.

Впоследствии оказалось, что величины IPg содержат ошибки, доходящие до 0^m,19, и фотометрическим стандартом могут быть только звёзды в интервале от 6^m до 15^m. Однако, официально ошибочные значения исправлены не были.

18. Болометрические величины и светимости звезд

Болометрические звездные величины

Из наблюдений на поверхности Земли можно получить звездную величину только в определенном интервале длин волн. Регистрация излучения на всем протяжении спектра невозможна. Фотометрическая система болометрических величин звезд является системой, учитывающей все излучение звезды, как если бы не существовало атмосферной экстинкции и поглощения в оптике, а приемник радиации был бы одинаково чувствителен к излучению во всех длинах волн). Болометрические величины получаются с помощью вычислений, основанных на предположении, что звезды представляют собой абсолютно черные тела, излучение которых подчиняется закону Планка. Спектры имеют большое количество темных линий. Поэтому их излучение лишь приближенно является планковским. Одни звезды светят более мощно, другие – слабее. Мощность излучения звезды называется светимостью. Светимость – это полная энергия, излучаемая звездой за 1 секунду. Светимость в астрономии - полная энергия, излучаемая астрономическим объектом (планетой, звездой, галактикой и т. п.) в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах (СИ — Вт; СГС— эрг/с) либо в единицах светимости Солнца (Lʘ = 3,86·1033 эрг/с). [1] Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина. Светимость — одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр — светимость», «масса — светимость». Светимость звезды можно рассчитать по формуле: Земному наблюдателю даже без телескопа одни звёзды кажутся более яркими, а другие более тусклыми. Однако о светимости звёзд по визуальным признакам судить трудно, так как причиной разной яркости может быть также огромная разница в расстояниях между ними. Светимость звезды характеризует поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, и имеет размерность мощности Дж/с или Вт. Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными инструментальными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Абсолютная звездная величина Солнца во всем диапазоне излучения (болометрическая величина) M = 4,72, его светимость L = 3,86∙10²⁶ Вт. Зная абсолютную звездную величину, можно найти светимость: lg L/L = 0,4•(M – M). Исследования показали, что светимость звёзд измеряется в достаточно широких приделах: существуют звёзды, светимость которых в полмиллиона раз превышает солнечную, а у некоторых светимость в 500 тысяч раз меньше, чем у нашего светила. Иногда определения светимости звёзд используют характеризующую её абсолютную звездную величину. В этом случае звёзды условно располагают на одном и том же расстоянии от точки измерения (в качестве стандарта берётся расстояние 10 пс). Звёздная величина М, которой обладает звезда на данном условном расстоянии, называется абсолютной звездной величиной. С реальной видимой звёздной величиной m она связана следующей зависимостью (r-реальное расстояние до звезды): M = m + 5 - 5lg r Светимости других звезд определяют в относительных единицах, сравнивая со светимостью Солнца. Известны звезды, излучающие в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. А звезда S Золотой Рыбы, видимая только в странах южного полушария Земли как звездочка 8-й звездной величины (не видимая невооруженным глазом!), в миллион раз ярче Солнца, ее абсолютная звездная величина М = –10,6. По светимости звезды могут отличаться в миллиард раз. Среди звезд очень высокой светимости выделяют гиганты и сверхгиганты. Большинство гигантов имеет температуру 3 000–4 000 К, поэтому их называют красными гигантами.

19. Болометрические поправки

Болометрическая поправка - разность между болометрической звёздной величиной и звёздной величиной, определённой в одной из фотометрических систем (U, В или V, см. Астрофотометрия). Б. п. позволяет найти болометрич. величину звезды, к-рая непосредственно из наблюдений обычно не определяется (т. к. часть излучения в УФ- и ИК-областях спектра поглощается земной атмосферой). В случае, когда фотометрич. система не указывается, под Б. п. имеют в виду разность между болометрич. звёздной величиной и визуальной величиной V. Б. п. явл. ф-цией эффективной температуры звезды (Т_э). Условно принимают, что болометрич. звёздная величина звёзд спектральных классов F3 - F5 с T_э>6500 -7000 К равна их звёздной величине V, т. е. у этих звёзд Б.п.=0. Для звёзд всех остальных спектр. классов, как более ранних, так и более поздних, Б. п. отрицательна. Для Солнца она равна -0,08^m (T_э = 5785 К), для горячих звёзд спектр. класса В0 Б.п.>-2,8^m (T_э = 28 000 К), а для холодных красных сверхгигантов М5 Б. п.>-3,4^m (T_э = 2800К).

Покажем, как можно определить болометрические поправки из наблюдений. Полное количество световой энергии звезды, регистрируемой вне атмосферы Земли, есть:

где Iv - распределение энергии в спектре звезды как функция частоты излучения. Болометрическую поправку определим как разность болометрической абсолютной звёздной величины и звёздной величины MV, хотя можно использовать и величины в других участках спектра. При этом болометрическую поправку можно вычислить по формуле:

20. Шкала эффективных температур

Обычно под температурой звезды понимают ее эффективную температуру. Для определения последней необходимо знать полный поток излучения и радиус звезды. Достаточно точно обе эти величины, а потому и эффективные температуры могут быть измерены лишь для немногих звезд. Для остальных звезд эффективные температуры находят косвенными методами на основании изучения их спектров или показателей цвета с помощью шкалы эффективных звездных температур.

Шкалой эффективных температур называется зависимость цветовых характеристик излучения звезд, например спектрального класса или показателя цвета, от эффективных температур.

Аналогично вводится шкала цветовых температур. Если известна шкала температур, то, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цвета данной звезды, легко найти ее температуру. Температурная шкала определяется эмпирически по звездам с известными, например, эффективными температурами, а также для звезд некоторых типов теоретически.

Дата добавления: 2015-10-13