Показатель цвета

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).

Ниже приведены примеры определения ряда параметров звёзд по П. ц. системы UBV (трёхцветной) и системы uvby Стрёмгрена (четырёхцветной). Фотоэлектрич. измерения блеска в спектр. интервалах U, В, V (см. Астрофотометрия) осуществлены примерно для 75 тыс. звёзд. В системе UBV применяются два П. ц.- ультрафиолетовый (U - В) и сине-зелёный (В - V). Показатель (U - В) - хороший индикатор темп-ры ОВ-звёзд, а показатель (В - V) - А-К-звёзд. Так, соотношение между П. ц. (В - V) и эффективной темп-рой звезды T_э может быть апрок-симировано ф-лой
(К).

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 E_U-В и E_В-V, а поглощение света в V-полосе (A_V) 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.

Среднеполосная фотомотрич. система Стрёмгрена имеет четыре полосы - u (3500 ), v (4110 ), b (4670 ) и y (5470 ), что даёт ей определённые преимущества по сравнению с UBV. В ней используются следующие П. ц. и их комбинации: (b - y), c₁=(u - b) - (v - b), m₁=(v - b) - (b - y). Индекс m₁ подобен и явл. мерой металличности, c₁ связан с величиной бальмеровского скачка и для звёзд А-F служит индикатором ускорения силы тяжести g на поверхности звезды (для В-звёзд c₁ - указатель темп-ры), (b - y) явл. температурным параметром А-F-звёзд. В стрёмгреновской системе строятся диаграммы c₁, (b - y), см. рис. 2, и m₁, (b - y). Диаграмма c₁, (b - y) обычно используется для определения Т_э, абс. звёздной величины и g. Диаграмма m₁, (b - y) служит для оценки металличности А-F-звёзд. В системе uvby измерены П. ц. ок. 20 тыс. 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)