Модуль расстояния

разность между видимой (m) и абсолютной (М) звёздными величинами небесного светила, применяемая в астрономии для описания расстояний до звёзд и звёздных систем. В то время как М зависит только от собственной светимости звезды, m зависит также и от расстояния r (в пс) до неё: m — М = 5 lgr — 5.

10. Спектральное распределение энергии звезд

(1.7)

(1.8)

(1.9)

Рассмотрим подробнее первый сомножитель в подынтегральном выражении основных формул (1.7)-(1.9): функцию для звезд разных спектральных классов и классов светимости. В этом нам помогут спектрофотометрические данные о распределении энергии

Для ``нормальных'', т.е. освобожденных от влияния межзвездного покраснения, распределений эти данные в достаточном для нас объеме содержатся в уже упомянутой статье Свидерскене. Страйжис и Свидерскене начали эту работу еще в 60-х годах. По всему доступному библиографическому материалу были собраны спектрофотометрические данные о распределениях энергии в спектрах различных звезд. Все сведения были внимательно просмотрены и представлены для набора 50-ангстремных интервалов. В необходимых случаях в распределениях энергии были исправлены искажения, вносимые небольшим межзвездным поглощением, хотя авторы и старались отбирать звезды, для которых поглощение пренебрежимо мало. Потом эти данные были усреднены для всех рассмотренных звезд данного типа и представлены в нескольких каталогах. Наиболее полный вариант такого каталога вышел в 1988г. Рассмотрим кривые для некоторых из этих распределений энергии, обращая внимание на различия между ними по существу.

Начнем со спектра непокрасненной звезды спектрального класса O (рис.2.2).

Рис.2.2: Относительно-абсолютное распределение энергии в спектре звезд O V, B3 и A0V. Данные из каталога З.Свидерскене. Спектры этого каталога нормированы на 100 для

Страйжис и Свидерскене усреднили распределения энергии для нескольких звезд, для которых в литературе даны спектральные классы от O6 до O9. Поэтому они называют этот тип просто O V-го класса светимости. Напомним, что обычно для звезд O иных классов светимости не различают, а разделение на спектральные подклассы затруднено и далеко не всегда можно уверенно сказать, что такое O5V или O8V. Спектральные подклассы еще можно различить по отношениям интенсивностей некоторых спектральных линий, но с точки зрения спектрофотометрии, т.е. с учетом усреднения распределения энергии по стандартным интервалам в , различия между ними очень малы. Хорошо видно, что спектр выглядит гладким, деталей, вызываемых спектральными линиями и полосами, в этом спектре почти не видно. Глубины этих деталей малы. А вот перепад удельных освещенностей велик и составляет около 80 раз. Итак, спектр OV очень крутой и практически не содержит спектральных линий. Максимум излучения приходится на ультрафиолетовую область вне рассматриваемого спектрального интервала. Сходно с этим выглядит распределение энергии в спектре абсолютно черного тела с температурой порядка 100000 .

Подобные простые и гладкие спектры очень удобно использовать для подстановки в основные формулы (1.7), (1.8), когда нужно определять параметры, не связанные с самим распределением энергии, например, параметры атмосферной экстинкции. Чем проще вид спектра , тем менее вероятно, что в нашу спектральную полосу будут входить участки с большими градиентами.

Рассмотрим теперь спектр B3V (см. рис.2.2). Перепад удельных освещенностей от до в два раза меньше, чем у спектра O. Кроме того, гладкость этого спектра уже нарушена. Появился бальмеровский скачок при . Если спектр O-звезды был очень похож на распределение энергии в спектре абсолютно черного тела, то бальмеровский скачок и появившиеся бальмеровские и другие спектральные линии явно искажают эту картину. Из формул излучения абсолютно черного тела следует линейная зависимость между различными (чернотельными) показателями цвета. Детали в спектрах реальных звезд, появляющиеся вследствие спектрального перераспределения энергии в звездных атмосферах, делают взаимные зависимости этих показателей цвета нелинейными и немонотонными. Применяемые обратные функции становятся при этом неоднозначными, что сильно затрудняет все редукции, связанные с необходимостью приводить результаты наблюдений в инструментальных фотометрических полосах в систему со стандартными полосами.

Прокомментируем теперь общий вид распределения энергии в спектре звезды A0V. Первое, что бросается в глаза, это громадная амплитуда бальмеровского скачка и великолепно развитые бальмеровские линии. Это хорошо видно даже с низким спектральным разрешением . Но, в общем, спектр еще достаточно ровный, и использовать его для исследования атмосферных функций вполне приемлемо. Общий перепад удельных освещенностей в 2 раза меньше, чем у звезд B3V, и максимум излучения уже попадает в спектральный интервал и находится около .

11. Фотометрические системы и их виды

В астрономии, под Фотометрической системой понимают набор хорошо изученных спектральных полос (фильтров) с известной чувствительностью к падающему излучению. Чувствительность обычно зависит от используемых оптических систем, детекторов и фильтров. Для каждой фотометрической системы определен набор первичных фотометрических стандартов - звезд с «точно» известной звездной величиной в каждой полосе.

В применении к астрономическим объектам перед фотометрией ставится две основные задачи:

1.Определение звездных величин светил. На основании этого проводится поиск переменных звезд, определение их амплитуд и периодов.

2.Восстановление исходного распределения энергии в спектре исследуемого объекта

В зависимости от поставленных задач применяют фотометрическую систему с нужным набором фотометрических полос и стандартов.

Любой прибор имеет разную чувствительность в различных диапазонах спектра. Зависимость чувствительности прибора от длины волны называют кривой реакции прибора. Если прибор настроен для работы в какой-то полосе фотометрической системы, говорят о кривой реакции фотометрической полосы.

Б. Стрёмгрен в начале 60-х годов XX в. предложил использовать следующее деление фотометрических систем:

*широкополосные;

*среднеполосные;

*узкополосные.

Критерием была выбрана полуширина (ширина на уровне 50% пропускания по отношению к максимуму). Для широкополосных систем эта величина превышает 300Å, для узкополосных она меньше 100Å.

Широкополосные системы возникли как реализация естественных фотометрических полос, таких как кривая видности глаза, кривая чувствительности фотопластинки и т.д. К достоинствам таких систем относят высокую проницающую способность, поскольку при фотографировании требуют меньших затрат времени. Их общим недостатком является то, что на большом интервале спектра встречается может встречаться множество различных особенностей, которые усредняются при измерении. Наиболее известной широкополосной системой является UBV.

Граница узкополосных систем выбрана таким образом, чтобы свойства излучения в каждом фильтре мало отличалось от монохроматического. Такие полосы называются квазимонохроматическими.

Среднеполосные системы пользуются большой популярностью за то, что позволяют совместить достоинства широко- и узкополосных систем. С одной стороны, их полосы достаточно широки, чтобы можно было провести измерения достаточно слабых звёзд за разумное время, с другой, полосы достаточно узки, чтобы можно было измерить только нужные участки спектра, необходимые для решения поставленных задач.

Дата добавления: 2015-10-13