От чёрных облаков к чёрным дырам - Нарликар Джаиант (читать книги без регистрации полные txt) 📗

(Для проверки положим в этой формуле d_B=10пк, придём к ожидаемому результату m_B = M_B.)

Солнце имеет абсолютную звёздную величину, примерно равную 4,8. Предположим, что мы удалим Солнце на расстояние 2,7 пк, что равно расстоянию до звезды Сириус. Приведённая формула позволяет тогда получить, что видимая звёздная величина Солнца станет равной m=1,96. Видимая звёздная величина самого Сириуса равна —1,42. Разница, равная 3,38, указывает на то, что если бы Солнце действительно находилось от нас так же далеко, как Сириус, оно бы казалось нам в 21,5 раза менее ярким, чем Сириус. Таким образом, обнаруживается, что Солнце превосходит по яркости все другие объекты на небе просто потому, что оно очень близко. Если бы Солнце было таким же далёким от нас светилом, как другие звёзды, оно бы не выдержало конкуренции. ПОКАЗАТЕЛЬ ЦВЕТА

В конце гл. 2 мы указали, что если излучение звезды приближённо совпадает с излучением чёрного тела, то можно установить поверхностную температуру звезды, поскольку в чёрном теле существует связь между температурой излучения и его цветом. Посмотрим теперь, как эта информация может быть реально использована для определения поверхностной температуры звёзд.

Рис. 12. Относительные интенсивности излучения в голубом и жёлтом свете, различные для звёзд А и В

Чтобы проиллюстрировать метод, посмотрим на распределение интенсивности излучения двух звёзд. На рис. 12, а показано это распределение для звезды А, а на рис. 12, б — для звезды В. Вспоминая рассказанное в гл. 2, мы можем сказать, что распределение интенсивности показывает, какое количество энергии приходит от звезды на всех частотах. Это излучение, естественно, состоит из фотонов разных энергий, причём на рис. 9 показаны соответствующие распределения интенсивности для чёрных тел разной температуры. Распределение интенсивности можно также построить как функцию длин волн, если вспомнить, что длины волн фотонов связаны с их частотами формулой

длина волны × частота = скорость света.

Распределение интенсивности на рис. 12, а, б показано как функция длины волны. Таким образом, из этих распределений можно установить, сколько энергии излучения заключено в определённом интервале длин волн.

На рис. 12, а показаны два интервала длин волн: от 5500 до 6000 Å, соответствующий жёлтому цвету, и от 4500 до 5000 Å, соответствующий в основном голубому цвету. Заметим, что количество излучаемой энергии в этих интервалах не равно друг другу. Аналогичное упражнение для звезды В на рис. 12, б приводит к тому же выводу, но с одной разницей. Отношение количества энергии в голубом диапазоне к количеству энергии в жёлтом диапазоне для звезды А больше, чем для звезды В. Качественно это проявляется в том, что звезда А кажется более голубой, чем звезда В.

Заметим, что поскольку пик кривой интенсивности для звезды А приходится на меньшие длины волн, чем у звезды В, поверхностная температура А должна быть выше, чем у В. Таким образом, качественно мы приходим к выводу, что голубые звёзды горячее жёлтых.

Можно продвинуться по этому пути и к количественным оценкам. Допустим, мы получаем изображение звезды, на фотопластинке, покрытой стандартной эмульсией, чувствительной к голубому цвету. Если попытаться определить видимую величину звезды по яркости её изображения на фотопластинке, обнаруживается, что главный вклад в освещённость даёт голубое (синее) излучение от звезды. Определённая таким способом звёздная величина называется фотографической и обозначается обычно m_ф. Можно получить такое изображение звезды на эмульсии, чувствительной к зелёным (жёлтым) лучам, используя подходящий светофильтр, пропускающий волны только из определённого интервала длин волн. Обнаружено, что такая аппаратура очень близко воспроизводит реакцию человеческого глаза, наиболее чувствительного к жёлтому цвету. Звёздная величина, определённая с помощью такого изображения, называется фотовизуальной величиной и обозначается m_фв. Эти две величины эффективно позволяют установить то же, что и два выделенных интервала длин волн на рис. 12, т. е. позволяют сравнить относительную интенсивность излучения звезды в голубом и жёлтом диапазонах спектра. Поскольку закон обратных квадратов для освещённости верен для всех длин волн, мы в этом случае не должны думать о расстоянии до звезды ³³¹. Таким образом, разность

ЦП = m_ф - m_фв

будет больше для звезды В, чем для звезды А.Буквы ЦП обозначают цветовой показатель, поскольку эта величина указывает на то, какой цвет в основном имеет излучение звезды.

³³¹ Мы несколько упростили реальную ситуацию, так как пренебрегли межзвёздной пылью, вызывающей поглощение света. Этот эффект, как будет видно в гл. 4, зависит от длины волны. Но пока что мы его не будем учитывать.

Для горячих голубых звёзд цветовой показателе большой и отрицательный, для более холодных жёлто-красных звёзд этот показатель большой и положительный. Поэтому цветовой показатель косвенным образом даёт меру поверхностной температуры звезды. В болей современных обозначениях для измерения видимых величин в определённых областях спектра, используют обозначения U (для ультрафиолетовой области), В (для голубой), V (для видимой), J (для зеленой) и т.д. Таким образом, разности В — V, U — В и т.д. являются мерой относительных интенсивностей излучения астрономического объекта в этих областях спектра. Если звезда излучает практически как чёрное тело температурой Т, можно показать количественно, что

B - V = 7300/T - 0,52.

Итак, предположив, что звезда излучает так же, как чёрное тело, астроном имеет возможность определить поверхностную температуру звезды, измерив её цветовой показатель. На практике, однако, нужно принимать во внимание возможные отклонения от спектра чёрного тела, прежде чем находить Т. Определённая подобными методами поверхностная температура Солнца близка к 5800 К. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА — РЕССЕЛЛА

Наконец-то мы можем обсудить информацию, содержащуюся в, типичной диаграмме Г—Р. В принципе, точка на диаграмме указывает на значения абсолютной величины звезды и её цветового показателя. Другими словами, каждая точка указывает нам светимость звезды и её поверхностную температуру. Но то, что говорит нам диаграмма Г—Р о свойствах отдельно взятой звезды, не так важно по сравнению с тем, что эта диаграмма говорит о группах звёзд.

Чтобы знать абсолютную величину звезды, нужно знать расстояние до неё. Допустим, что мы знаем это расстояние; на самом деле, в гл. 4 обсуждаются способы решения этой проблемы. Цветовой показатель, естественно, не зависит от расстояния, если пренебречь межзвёздным поглощением (используем пока это допущение).

Рис. 13. Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла, на которой нанесены ближайшие звёзды разных спектральных классов. Цветовые показатели указаны под спектральными классами

На рис. 13 показано, как выглядит типичная диаграмма Г—Р для группы звёзд. Наиболее очевидным свойством этой диаграммы является то, что звёзды имеют тенденцию концентрироваться вдоль полосы АВ, верхний конец которой А находится в области ярких голубых звёзд, а нижний конец В — в области слабых красноватых звёзд. Указанная полоса носит название главной последовательности, и, судя по её большой населённости, можно сделать вывод, что типичная звезда проводит большую часть своей жизни на главной последовательности (очень близкая аналогия с рис. 1 для народонаселения). Солнце также находится на главной последовательности, и его положение на рис. 13 указано точкой с символом С.