Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 42
Текст из файла (страница 42)
Блеск и звездная величина Свет звезды, падая на земную поверхность, создает некоторую освещенность (см.ф 1, гл. 111). Астрономы называют освещенность площадки, перпендикулярной к лучам света, блеском звезды. С блеском связана и звездная величина. Чем больше блеск звезды, тем меньше ее звездная величина. Обозначим блеск звезды п-й величины через Е„, а т-й величины — через Е . Тогда их свя- зывает формула Е;„ 2 512л-'л (1я 2 512 0 400) (3 22) л Отсюда после логарифмирования получаем ( Е' г лт ~ !и ~ —,) = 0,4(и — т) или п — т = 2,51и ~ —.", ) ° (3.23) ~л ~':) Эта формула дает возможность определить разность звездных величин, но не саму звездную величину каждой из звезд. Для полного определения звездной величины надо ввести дополнитель- ное условие о нуль-пункте.
Его выбирают условно. В результате сравнения с физическими определениями освещенности оказалось, что освещенность за пределами земной атмосферы, равную одному люксу, создает звезда — Ч3,89 ~ 0,05 звездной вели- чины, Звездные величины зависят не только от источника излучения, но и от способа региатрации излучения. Если приемник излучения реагирует на всю энергшо падаю- щего на него излучения, то он измеряет бололетрическрю звезд- ную величину.
Такой прибор, который был бы одинаково чувствителен к излучениям всей длин волн, создать практически невозможно. Поэтому болометрическую звездную величину, играющую зна- чительную роль в теоретических работах, зная распределение энергии в епектре звезды, обычно вычисляют на основании со- вокупности измерений, полученных селективными приборами.
Таким образом, исходные данные для этих вычислений задаются в виде функции Е (Х), описывающей зависимость энергии излу- чения от длины волны. Умножая Е (Х) на соответствующий интервал длин волн н суммируя по всем длинам волн, получаем величину Н = ~ Е(Х)Ы. (3.24) 2!з Эта величина определяет полную мощность излучения звезды. Определив таким образом величины И, и Н, для двух звезд, используем формулу (3.23) для определения разности их боло- метрических величин. Остается только соответствующим образом определить нуль-пункт и учесть ряд поправок.
Дело в том, что излучение звезды, идущее к нам через межзвездное пространство, ослаблено космическим поглощением, которое ослабляет излучейие различных длин волн по-разному. Для его учета надо знать прозрачность межзвездной среды в зависимости от длины волны. Эта зависимость различна в-разных частях Галактики. Кроме того, излучение звезды проходит и через земную атмосферу, которая неодинаково прозрачна для излучений различных длин волн.
Это также надо учитывать. Только после введения этих поправок можно применять формулу (3.23). Визуальные звездные величины. Визуальный блеск звезды является мерой ощущения, возникающего в зрительном аппарате человека. Глаз человека неодинаково чувствителен к излучению различных длин волн, что описывается функцией р (Л). Таким образом, для определения воспринимаемой глазом интенсивности излучения, т. е. визуального-блеска звезды, надо составить сумму произведений. Р— ю Е' = ~ р(Л)Е(Л) ЬЛ. х=о, Используя затем формулу (3.23) и введя определенный условный нуль-пункт, мы получаем визуальные звездные величины.
Длп их характеристики надо указать, к каким длинам волн наиболее чувствителен приемник излучения. Человеческий глаз в среднем наиболее чувствителен к излучению, имеющему длину волны 530 нм (1 нм = 1 нанометр = 10' м). Однако следует заметить, что у разных людей чувствительновть глаз различна. У некоторых людей глаза чувствительнее к красным лучам, в то время как у других — к синим. Кроме того, кривая спектральной чувствительности глаза зависит и от интенсивности излучения наблюдаемого объекта. Если наблюдается яркий объект, то глаз, в среднем, наиболее чувствителен к -излучению, имеющему длину волны 560 нм. В ночное же время глаз меняет свело чувствительность.
Теперь наибольшая чувствительность приходится на долю излучения, имеющего длину волны 510 нм. Это приходится учитывать при визуальных фотометрических наблюдениях. Фотографические звездные величины. Фотографическим блеском звезды называется тот блеск, который воспринял бы наблюдатель при визуальных наблюдениях, если бы спектральная чувствительность его глаза совпадала со спектральной чувствительностью несенсибилизированиой фотографи- 216 ческой пластинки. Вводя в формулу (3.25) коэффициент р'(Х), характеризующий зависимость чувствительности фотографической пластинки от длины волны (его можно определить опытным путем для каждой Х), мы получим фотографический блеск звезды Еф.
Введя его в формулу (3.23), мы получим разность фотографических звездных величин двух наблюдавшихся звезд. Было принято, что звезды спектрального класса АО, имеющие звездные величины, заключенные в пределах от 5,5 до 6,5, обладают одинаковыми фотографическими и визуальными звездными величинами. Разность между фотографической и визуальной звездными величинами одной и той же звезды называется показателем цвета С = тф„— т,„,. (3.26) Красные звезды имеют положительные показатели цвета, а го. лубовятые — отрицательные. Если у визуальных звездных величин «эффективная» длина волны Х = 530 нм, то у фотографических она равна 425 нм. Получаемые из наблюдений звездные величины, как визуальные, так и фотографические, должны быть освобождены от влияния атмосферного земного поглощения.
От влияния межзвездного поглощения освободить их, без сложного исследования спектров, не удается. ФотовизуальнЫе звездные в е л и чины. Визуальные звездные величины определяются путем сравнения блеска звезд, определяемых при помощи фотометра. О блеске звезд судит глаз наблюдателя. Зги наблюдения. требуют большого количества времени и отягощены существенными систематическими ошибками.
Поэтому визуальные фотометрические наблюдения заменили фотовизуальными. Для этой цели подобрали соответствующие светофильтры и кривые спектральной чувствительности фотографических пластинок (ортохроматических) так, чтобы они в своем суммарном действии могли заменить глаз человека. Иными словами, кривая спектральной чувствительности созданной системы должна была совпадать с кривой спектральной чувствительности глаза. После этого по таким снимкам можно было определять звездные величины звезд, которые называются фотовизуальиыми.
Созданы фотометрические каталоги. и специальные каталоги стандартных областей, которые используют для «дифференциальных» привязок звездных величин определяемых звезд (см. э 6, гл. 1П). Звездные величины системы У, В, )г. Значительное увеличение точности фотометрических определений, вызванное внедрением фотоэлектрического способа наблюдений, потребовало пересмотра тех основных предпосылок, на которых были основаны созданные ранее визуальная и фотографическая системы звездных величин. Были разработаны стандартные типы фотоумножителей и подобраны соответствующие светофильтры.
217 История создания широкополосных систем звездных величин очень хорошо описана в главе В. Л. Страйжиса в книге «Методы исследования переменных звезд» (М.. Наука, 1971), к которой мы и отсылаем читателя. Из этой книги мы приводим данные об эффективных длинах волн и полуширннах соответствующих спектральных областей: Неемеееееиее системы и в Эффективная длина волны и се« Полуширина области в А 3640 4415 5505 440 960 830 Из этой таблички видно, что система У измеряет звездные величины в ультрафиолетовой области спектра, система  — в области, близкой к той, которую использует обычная фотографическая пластинка (величины В соответствуют величинам е „), а система У вЂ” в визуальной области (величины У примерно соответствуют обычным лт,и,). Эта система, хотя и не является идеальной, дает более подробную информацию об излучении авезды, чем описанные выше системы визуальных н фотографических величин, Вместо одного показателя цвета мы имеем теперь два.
Показатель цвета У вЂ” В позволяет сравнить интенсивности излучения в ультрафиолетовых и синих лучах, а показатель  — У вЂ” в синих и желтых. Как мы увидим дальше, по этим показателям цвета можно построить диаграмму, отложив на горизонтальной оси  — У, а на вертикальной У вЂ” В. Тогда каждая звезда изобразится на ней точкой, а совокупности звезд расположатся в виде определенных последовательностей, что позволяет сделать важные выводы о физических свойствах звездных оболочек и самих звезд. Кроме того, эта диаграмма позволяет судить о межзвездном поглощении света (см. $8 гл.
1П). Кроме системы У, В, У, разрабатывались и другие многоцветные системы, в которых определяются красные, близкие инфракрасные и далекие инфракранные звездные величины. За подробностями отсылаем читателя к упомянутой выше работе В.
Л. Страйжиса. В частности, наиболее научно обоснованная система узкополосных звездных величин разработана В. Л. Страйжисом и его сотрудниками. Итак, мы видим, что наиболее свободной от дополнительных условий является болометрическая система звездных величин. Кроме нее, иногда вводили радиометричиские звездные величины трав, которые определяли из наблюдений, производимых при помощи термоэлемента. Разность между визуальной звездной величиной и радиомегрической называется тплалоаым индексом. Разность между болометрической и визуальной звездными величинами называетвя боломелтрической поправкой ВС--= лае„— в т„,. Она зависит главным образом от спектрального класса 2ез звезды; вычислены таблицы боломегрнческнх поправок.
Труднее всего получить болометрнческне поправки для ннзкотемпературных звезд. Приводим нх значения в табл. Х1. Таблица Х! Главная последовательность. Заезды Н класса светнноста Гятанты. Звезды тн класса светнностн Спсктраль ный класс Спектральный класс Поправка Поправка — З,Π— 0,7 — 0,2 — 0,3 — 0,6 — 1,0 — 1,6 — 2,5 — 4,0 ВО АО ЕО СО 05 КО К5 МО М5 — 0,1 — 0,3 — 0,6 — 1,Π— !.7 — 3,0 Сао 05 КО К5 МО М5 Абсолютные звездные величины. Видимый блеск н видимая звездная величина звезды зависят от ее расстояння от наблюдателя г (его мы будем выражать в парсеках).
Чтобы освободнться от влияния расстояния, введено понятие об абсолютном блеске н абсолютной величине звезды. Абсолютным блеском звезды Ь называется тот блеск, который она имела бы, будучи удалена от наблюдателя на расстояние, равное 10 парсекам (однн парсек равен 3,055.10та см). Так как освещенность убывает обратно пропорцнонально квадрату расстояния, то абсолютный блеск н видимый блеск Е' связаны соотношением — = — = 2,512 1ОО (3.27) В зту формулу также введены следующие величины: видимая звездная величина звезды т н ее абсолютная звездная величина М, под которой понимают ту звездную величину, которую имела бы звезда, будучи удаленной на расстояние, равное 10 парсекам. Логарнфмнруя н произведя простые преобразования, полу- чаем М = т + 5 — 51п г. (3.25) Это очень важная формула, так как она позволяет вычислить абсолютную величину звезды, если известно расстояние, н вычислить расстояние, если известна абсолютная величина, по формуле !аг = +1.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
