<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>