Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 45
Текст из файла (страница 45)
щадки, размеры которых около 3', всесторонним йсояедоваииям. В частности, астрономы Бергедорфской обсерватории определили спектральные классы и фотографические звездные величины всех а» 227 звезд вплоть до 12 — 13 зв. вел., входящие в северные площадки ЗА. Это работа типа обозрения. Советские астрономы, главным образом из Абастумани, определили для многих звезд, входящих в ЗА, фотовизуальные звездные величины с целью определения показателей цвета и изучения межзвездного поглощения.
Эти подробные звездные каталоги также полезны для привязки к ним неизвестных определяемых звездных величин. Фотоэлектрическим способом были созданы прекрасные стандарты звездных величин в системе (7, В н 'г' в Плеядах, Гиадах, Яслях, Волосах Вероники и в окрестностях многих звездных скоплений. Эти стандарты воспроизведены в книге П. Г. Куликовского «Справочник любителя астрономиям Там же приведен наилучший каталог звездных величин ярких звезд.
В заключение заметим, что очень ценный и полный компилятивный каталог, содержащий не только звездные величины, но и другие важные сведения, такие как собственные движения, лучевые скорости и т. п., составлен А. Бечваржем и издан Академией наук Чехословакии. Недавно вышел в свет «Фотометрический и спектральный каталог ярких звездэ (Киев: Наукова думка, 1979), составленный Н. С. Комаровым, А. В. Драгуновой, В.
Ф. Карамышом, Л. Ф. Орловой и В. А. Позигуном. В каталоге содержатся сведения о 6531 яркой звезде, основанные на фотоэлектрических и спектральных наблюдениях. По содержанию каталог сходен с каталогом Бечваржа, но гораздо точнее его. С р а в н е н и е ф от о м е т р и ч ее к и х к а т а л о г о в. Каждый из каталогов звездных величин обладает ббльшими или меньшими систематическими ошибками.
Они могут быть выявлены путем сравнения каталогов между собой. Для этого нужно, чтобы в двух сравниваемых каталогах содержались данные об общих звездах. Тогда для общих звезд образуются разности 6, = т„— — тео где через т„, обозначены звездные величины, взятые из первого каталога, а через т„— нз второго. Разность 6, — функция двух аргументов: показателя цвета С, и звездной величины. Эту функцию можно с достаточной степенью точности представить первыми членами разложения 6; = а+ Ьт„+ сС,, (3.38) где а, Ь и с — подлежащие определению неизвестные параметры. Член а — поправка нуль-пункта, член Ьтм — уравнение блеска и член сС, — цветовое уравнение.
Например, сравнение Потсдамского каталога (РР) с Гарвардским (НЙР) привело к формуле Р0 — НКР 0,27 + 0,025 (НКР— 6,5) — 0,22С. Здесь 0,27 — поправка нуль-пункта, 0,025 (НКР— 6,5) — уравнение блеска, — 0,22С вЂ” уравнение цвета. Подобные формулы позволяют преобразовывать звездные величины из системы одного каталога в систему другого. 226 Подробное изложение вопроса о шкалах звездных величин можно найти в статье П. П. Паренаго в 1Ч томе «Успехов астрономических наук» (1948 г.). Более подробное описание проблемы фотоэлектрических стандартов дано в главе А. С. Шарова в книге «Методы исследования переменных звезд> (М.: Наука, 1971), а достаточно полный перечень фотоэлектрических стандартов и пх описание содержатся в статье А. С.
Шарова и Н. Н. Якимовой, опубликованной в Трудах Государственного астрономического института им. П. К, Штернберга, том 40, 1970 г. 9 7. Температуры звезд Распределение энергии в спектре звезды или ее показатель цвета позволяют приближенно решить вопрос о температуре фото- сферы. В основу этих рассуждений положено предположение о том, что в ограниченном участке спектра излучение звезды может быть представлено формулой Вина (3.21). Обозначим через Е; блеск звезды, отнесенный к эффективной длине волны )ь а через Е' — блеск звезды, отнесенный к эффективной длине волны Х«. Обозначим через Я площадь фотосферы, а через К, и К, — коэффициенты, зависящие от спектральной чувствительности приемника излучения (глаза, пластинки, фотоэлемента).
Так как яркость фотосферы, по нашему предположению, описывается формулой Вина, а полное излучение звезды люжно считать равным произведению яркости на площадь, то справедливы два уравнения: м «~ -«мг Е|=К1Бс1)~~е мг и Е«= КДс,)ч е Разделив почленно оба соотношения, получим е', к, («.,)",+( —.'. - —.',) С другой стороны, имеем — ', =2,512 ' ' = 2,512с, где через С обозначен, как обычно, показатель цвета. Объединив обе формулы, получим 2512~ К«(~«)' г (М х,) нли, логарифмируя, 04С=18~ 1(~ ) 1+ т (,, )1де 229 Введя обозначения А=2,51я ~ — 1 ( — ') 1, В=2,5!де( — — — )е, найдем С=А+ —. и Т (3,39) Цветовая температура только приближенно характеризует истинную температуру звезды. Практика показала, что она зависит от использованных эффективных длин волн Х, и Х„так как невозможно описать распределение энергии в спектре звезды одним значением Т.
Значительно более определенное значение температуры можно получить, исходя из следующих простых рассуждений. Пусть  — по-прежнему означает плошадь фотосферы. Предполагая, что фотосфера излучает как абсолютно черное тело, можно считать, что мощность излучения единицы поверхности звезды определяется законом Стефана — Больцмаиа, т. е. формулой (3.19).
Тогда полная мощность излучения энергии звездой равна Еэ, = 5оТ,'Ф. (3.41) Входящая в это выражение температура Т,э называется аффективной. Из этой формулы можно получить способ вычисления радиусов звезд, если ечитать, что звезды шарообразны: Т Д~ Т '1б л ! 1 1о» 1 ! Ф 2512 лбол «бол ~» бол ~л ~л Т~ Ф Я~ Т~ или 0,4(М«бол М«бол) = 21д ( — ') + 41д~,' ) н окончательно 1Я( — ~) = Оэ2(М»бол Мгбол) — 2!й( ~1 (3 42) 230 Отсюда можно вычислить температуру Т, которая называется цветовой температурой. Подставив, например, числа Х = Х,л, = = 529 нм и йб = ХФ„= 425 нм, и принимая для звезд спектрального класса А величины Т = 11 200' и С = О, мы можем «прокалибровать» данную формулу и получить численно А = — 0,64, В = 7200' и Т =, (3.40) 7200о С+ 0,64 ' 5 8.
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела и диаграмма показателей цвета Накопление данных об абсолютных величинах звезд, их спектральных классах, цвеговых и эффективных температурах и показателях цвета позволило выполнить ряд важных статистических сопоставлений. Исторически первое и наиболее важное такое сопоставление было осуществлено в виде диаграммы, носящей имена Герцшпрунга и Рессела.
На этой диаграмме по горизонтальной оси откладывают спектральные классы (ранние слева, а поздние справа), а по вертикальной — абсолютные визуальные звездные величины, располагая звезды высокой светимости в верхней части диаграммы. Можно откладывать по горизонтальной оси вместо спектраль. ных классов показатели цвета, скажем,  — )', так, чтобы онн возрастали слева направо.
Иногда вместо абсолютных величин откладывают по вертикальной оси светимости в логарифмическсм масштабе. Каждая из звезд представляется на этой диаграмме точкой. Точки не заполняют всей диаграммы, а располагаются на ней последовательностями. Наиболее полное представление об этих последовательностях можно получить, если изобразить графически числовые данные, приведенные П. Г. Куликовским в табл. 72 книги «Справочник любителя астрономии», что и сделано нами на рис.
88. На этом рисунке выделены последовательности звезд различных классов светимости. Они уже были описаны выше, кроме последовательности бело-голубых звезд низкой свети- мости — белых карликов. Это «сверхплотные» звезды, у которых средняя плотность вещества может доходить до 10«г/см» и даже выше. Диаграмме Герцшпрунга — Рессела обычно дается эволюционное толкование.
Во время эволюции представляющая звезду точка описывает иа ней определенный «трек», который можно рассчитать теоретически. По современным взглядам этот трек состоит из следующих частей. В начальной стадии гравитацион. ного сжатия звезды точка выходит на диаграмму из правой ее части и опускается вниз до выхода на начальную главную последовательность. Затем начинается стадия «горения» водорода в звездных недрах и постепенного превращения его в гелий. Звезда надолго «застревает» на главной последовательности.
После этого точка отходит от главной последовательности вверх, так как звезда, отслаивая оболочку, превращается в гигант. После рассеяния оболочки в пространстве оголяется плотное ее ядро и звезда превращается в белый карлик. Кроме того, при исследовании звездных движений и распределения звезд в Галактике выяснилось, что «звездное» население неоднородно по своему составу. Наряду о очень старыми звездами существуют и очень молодые.
Так, звезды пониженной светимости, 231 субкарлики, принадлежат к старым звездам. Оии занимают на диаграмме иное положение по сравнению с обычными звездами главной последовательности, располагаясь на рис. 88 вдоль линии, помеченной индексом У1. Каждому участку эволюционного трека соответствует определенное время. Таким образом, изучая ту илн иную совокуп.
ность звезд (например, звездное скопление), по виду характерной Услаераюура ~~~ ь са са Й~Ь~~оа гс, Ъ ъ г" 9 я ст $~ Лу о ио ч го зз нв но па Опекюральные нлассы Рис. 88. Диаграмма Геркигпрунга Рессеиа Поквваим квасом светимостн. для него последовательности можно судить о возрасте данной группы. Таковы главные применения диаграммы Герцшпрунга †рассела. Помимо этой диаграммы была построена другая — диаграмма показателей цвета. Откладывая по горизонтальной оси показатели  — р', а по вертикальной У вЂ”.В, представляют каждую звезду точкой.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
