Астронет > Показатель цвета

Астронет: А. Э. Пискунов, "Физика Космоса", 1986 Показатель цвета
http://variable-stars.ru/db/msg/1188545

Показатель цвета

- разность звёздных величин m, измеренных в двух спектр, диапазонах (i и k). П. ц. можно записать как
$m_i-m_k=-2,5 \lg {\int I(\lambda)\varphi_i(\lambda)\;d\lambda\over {\int I(\lambda)\varphi_k(\lambda)\;d\lambda}}\; + C ,\quad (i, k=1, 2, ..., n; i\ne k)$ .
Здесь $I(\lambda)$ - распределение энергии в спектре звезды; $\varphi_i,\; \varphi_k$ - кривые спектр. чувствительности, вид к-рых зависит от св-в применяемых фильтров и светоприёмников. Ф-ция $\varphi$ учитывает также пропускание атмосферы. Набор кривых спектр. чувствительности задаёт фотометрич. систему, в к-рой и определяется конкретный П. ц. (см. рис. 1 в ст. Астрофотометрия). В зависимости от числа спектр, интервалов система паз. двухцветной (га = 2), в ней может быть задан один П. ц., трёхцветной (п = 3) - два П. ц. и т. д. Константа С обычно выбирается так, чтобы П. ц. равнялся нулю для звёзд определённого спектрального класса (чаще AOV).

П. ц. можно интерпретировать как отношение интенсивностей излучения на разных длинах волн. Это значит, что П. ц. характеризует наклон кривой $I(\lambda)$ , 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 $\sim\lambda^{-1}$ ), 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
$T_{э}={7000\over {(B-V)+0,57}}$ (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 $A_V=R E_{B-V} (R\approx$ 3). Для F-G-звёзд ( $B-V\approx0,4-0,8^m$ ) 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 $\delta (U - B)$ .

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 Т_э 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 $\AA$ ), v (4110 $\AA$ ), b (4670 $\AA$ ) и y (5470 $\AA$ ), 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 $\delta (U - B)$ 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)

А. Э. Пискунов, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru