|
Показатель цвета
- разность звёздных величин m, измеренных в двух спектр, диапазонах (i и k). П. ц. можно записать как
Здесь



П. ц. можно интерпретировать как отношение интенсивностей излучения на разных длинах
волн. Это значит, что П. ц. характеризует наклон кривой ,
к-рый
зависит от параметров внеш. слоев звезды - темп-ры, плотности, хим. состава и др.
Следовательно, найдя П. ц. и пользуясь связью П. ц. с параметрами звезды, можно определить
значения этих параметров.
Теория эволюции звёзд показывает, что их поверхностная темп-ра явл. ф-цией возраста. Это даёт возможность с помощью П. ц. оценивать возраст звёзд. Обычно этот способ применяется к звёздным скоплениям, все звёзды к-рых имеют близкий возраст и хим. состав и различаются в основном массой. На диаграмме "П. ц.- звёздная величина" звёзды скопления лежат вдоль линии постоянного возраста, называемой изохроной. Сравнение наблюдаемой и теоретич. изохрон позволяет определять возраст скопления. Часто сравнивают только характерные точки изохрон, напр. положение самой голубой звезды скопления (звезды с наименьшим П. ц.).
Т. к. межзвёздная пыль сильнее поглощает коротковолновое излучение звёзд (непрозрачность
пыли ), вызывая покраснение света, то П. ц. зависит
от
межзвёздного поглощения. В связи с этим П. ц. может явл. мерой количества пыли.
Исследования строения Галактики (пространств. распределения поглощающей материи, скоплений звёзд, положения спиральных рукавов и т. д.) требует определения П. ц. звёзд разных типов.
Наиболее эффективным инструментом совр. фотометрич. исследований служат двухцветные диаграммы, на к-рых по осям координат откладываются разные П. ц. данной фотометрич. системы. В первую очередь двухцветные диаграммы используются для определения величины межзвёздного поглощения. Её находят сравнением положения на двухцветной диаграмме стандартной последовательности непокрасневших звёзд, полученной по наблюдениям ближайших звёзд или скоплений, с П. ц. исследуемых более далеких звезд. Освобождение от влияния межзвёздного поглощения позволяет определить ряд физ. параметров звёзд.
![]() |
Рис. 1. Двухцветная диаграмма (U - В), (В - V). |

Двухцветная диаграмма (U - В), (В - V) приведена на рис. 1. Сплошной
линией здесь показана стандартная главная
последовательность. Звёзды, излучение к-рых ослаблено межзвёздным поглощением,
смещаются на двухцветной диаграмме в направлении, указанном на рис. 1 сплошной стрелкой
(т.н. вектор покраснения). Соответствующее смещение измеряется избытками цвета EU-В
и EВ-V, а поглощение
света в V-полосе (AV) определяется соотношением
3). Для F-G-звёзд (
)
с помощью двухцветной диаграммы можно оценить долю тяжёлых элементов (металличность)
Z. Штриховой стрелкой на рис. 1 показан т.н. вектор бланкетирования, вдоль
которого
располагаются звёзды с одинаковой темп-рой и светимостью, но разным значением Z.
С уменьшением Z звёзды отклоняются от главной последовательности. Мерой металличности
служит т.н. УФ-избыток
.
![]() |
Рис. 2. Диаграмма (b - y), c1 фотометрической системы Стрёмгрена. Сплошная линия - начальная главная последовательность. Штрихами на ней указано положение звёзд разных спектральных классов. Стрелка - вектор покраснения. Тонкие линии - теоретические кривые постоянной эффективной температуры Тэ и ускорения g на поверхности звезды, полученные по моделям атмосфер с нормальным химическим составом (Z = 0,02). Диаграмма показывает, как по наблюдаемым значениям c1 и (b - y) можно найти температуру и ускорение g для А-звёзд. |





Лит.:
Аллер Л., Атомы, звезды, туманности, пер. с англ., М., 1976; Курс астрофизики и звездной
астрономии, 3 изд., т. I, М., 1973; Страйжис В., Многоцветная фотометрия звезд, Вильнюс,
1977.
(А.Э. Пискунов)
А. Э. Пискунов, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru
Публикации с ключевыми словами:
фотометрия - показатели цвета
Публикации со словами: фотометрия - показатели цвета |
![]() |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |