§ 5.3. Абсолютная звездная величина и светимость звезд

 

Видимые звездные величины ничего не говорят ни об общей энергии, излучаемой звездой, ни о яркости ее поверхности. Действительно, вследствие различия в расстояниях маленькая, сравнительно холодная звезда только из-за своей относительно большой близости к нам может иметь значительно меньшую видимую звездную величину (т.е. казаться ярче), чем далекий горячий гигант.

Если расстояния до двух звезд известны, то на основании их видимых звездных величин легко найти отношение излучаемых ими действительных световых потоков. Для этого достаточно освещенности, создаваемые этими звездами, отнести к общему для всех звезд стандартному расстоянию. В качестве такого расстояния принимается 10 пс.

Звездная величина, которую имела бы звезда, если ее наблюдать с расстояния в 10 пс, называется абсолютной звездной величиной. Как и видимые, абсолютные звездные величины могут быть визуальными, фотографическими и т.д.

Пусть видимая звездная величина некоторой звезды равна m, а расстояние ее от наблюдателя составляет r пс. По определению, звездная величина с расстояния 10 пс будет равна абсолютной звездной величине М. Применяя к m и М формулу (5.5), получим: _, где Е и Е₁₀ — соответственно освещенности от звезды с расстояния r пс и 10 пс. Поскольку освещенности обратно пропорциональны квадратам расстояний, то . Подставив это равенство в предыдущее и выполнив преобразования, получим

M = m + 5  5 lg r.

(5.7)

Формула (5.7) позволяет найти абсолютную звездную величину М, если известна видимая звездная величина объекта m и расстояние до него r, выраженное в парсеках. Если же абсолютная звездная величина известна из каких-нибудь других соображений, то, зная видимую звездную величину, легко найти выраженное в парсеках расстояние из условия

lg r = 1 + 0,2 (m — M).

(5.8)

Величина (m — М) называется модулем расстояния.

Если в соотношение (5.7) подставить видимую звездную величину Солнца, а также расстояние до него в парсеках, то получим, что абсолютная звездная величина Солнца М_= 4^m,8.

Найдем связь между абсолютной звездной величиной и светимостью звезды. Для этого поместим две звезды на расстояние 10 пс от наблюдателя и применим для них формулу Погсона (5.5):

.

(5.9)

Если взять в качестве второй звезды Солнце и принять светимость Солнца за единицу, то с учетом соотношения (5.9) получим

.

(5.10)

Отсюда светимость звезды L (выраженная в светимостях Солнца)

,

(5.11)

где M — абсолютная звездная величина звезды.

§ 5.4. Основы колориметрии

 

Наиболее полной информацией об излучении звезды является распределение энергии в ее спектре, выраженное в абсолютных энергетических единицах. Однако достаточно точные спектрофотометрические измерения можно осуществить лишь для сравнительно небольшого числа звезд, поток излучения от которых наибольший. В тех случаях, когда это удается сделать, оказывается, что звезды излучают не по закону Планка, причем нередко отличие сильнее, чем в случае Солнца.

Для слабых звезд, излучение которых удается зарегистрировать лишь в широком участке спектра, единственным источником информации остается поток излучения, определяющий их звездные величины.

Некоторое представление о распределении энергии в спектре звезд можно получить, если измерять поток их излучения в различных частях спектра, пользуясь светофильтрами. Так получаются различные системы звездных величин.

Звездные величины, полученные в результате применения визуальных фотометров или путем глазомерных оценок, называются визуальными. До изобретения фотографии и применения ее в астрономии визуальные методы определения звездных величин были единственным способом фотометрии звезд. Сейчас этот метод играет меньшую роль, хотя его и применяют при исследовании переменных звезд.

Звездные величины, которые получаются методом фотометрических измерений изображений звезд, полученных на фотопластинках, называются фотографическими звездными величинами.

Наиболее точные современные определения потока излучения от звезд получаются фотоэлектрическими или фотографическими методами с применением специально подобранных светофильтров в новой международной системе U, В, V, что соответствует измерению потока в трех участках спектра: ультрафиолетовой области (ультрафиолетовая звездная величина U), синей и близкой ультрафиолетовой области (синяя звездная величина В) и желто-зеленой области (желтая звездная величина V). Существуют и другие многоцветные фотометрические системы, включающие, например, измерения в красной или инфракрасной областях спектра.

Обычно рассматривают не длину волны максимума излучения, а некоторую объективную характеристику цвета звезды, называемую показателем цвета, и устанавливают эмпирическую зависимость ее от эффективной температуры, характеризующей суммарную энергию излучения звезды. Судить о цвете можно, сравнивая потоки излучения в различных областях спектра. Поэтому показатель цвета определяется как разность между звездными величинами, измеренными в двух каких-либо фотометрических системах, например, фотографической и визуальной. В этом случае обычный показатель цвета равен , где m_pg и m_v — соответственно фотографическая и визуальная звездные величины. В системе U, В, V обычно пользуются двумя показателями цвета: основным (В — V) и ультрафиолетовым (U — В) или (U — V).

Условились считать, что все рассмотренные выше показатели цвета равны нулю для звезд чисто белого цвета. Показатели цвета звезд других цветов могут быть как положительными, так и отрицательными.

Раздел астрофизики, посвященный изучению показателей цвета звезд, называется колориметрией. Его целью является измерение показателей цвета различными методами и нахождение других величин, характеризующих спектральный состав излучения звезд, а также установление связи между этими характеристиками и температурой.