docs/kdeedu/kstars/colorandtemp.docbook

   1 <sect1 id="ai-colorandtemp">
   2
   3 <sect1info>
   4
   5 <author
   6 ><firstname
   7 >Jasem</firstname
   8 > <surname
   9 >Mutlaq</surname
  10 > <affiliation
  11 ><address>
  12 </address
  13 ></affiliation>
  14 </author>
  15 </sect1info>
  16
  17 <title
  18 >Цвета и температуры звёзд</title>
  19 <indexterm
  20 ><primary
  21 >Цвета и температуры звёзд</primary>
  22 <seealso
  23 >Излучение абсолютно чёрного тела</seealso
  24 > <seealso
  25 >Шкала звёздных величин</seealso
  26 > </indexterm>
  27
  28 <para
  29 >На первый взгляд звёзды кажутся только белыми. Но, если приглядеться, можно различить цвета: голубой, белый, красный и даже золотой. В зимнем созвездии Ориона красивый контраст составляют красная звезда Бетельгейзе "под мышкой" у Ориона и голубая Беллатрикс на плече. Причина разнообразия цветовой окраски звёзд оставалась тайной до тех пор, пока двести лет назад физики не изучили в достаточной мере природу света и свойства материи при очень высоких температурах. </para>
  30
  31 <para
  32 >Именно физика <link linkend="ai-blackbody"
  33 >излучения абсолютно черного тела</link
  34 > дала нам возможность разобраться в разнообразии цветов звезд. Вскоре после изучения черного тела, было замечено, что спектры звезд весьма схожи с кривыми излучения абсолютно черного тела в диапазоне от нескольких тысяч градусов до  примерно 50 000 градусов по Кельвину. И, как следствие, что звезды схожи с абсолютно черным телом, а различные температуры поверхностей приводят к различным цветам звезд. </para>
  35
  36 <para
  37 >Холодные звезды (например, спектрального класса K и M) излучают большую часть своей энергии в красном и инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра и потому кажутся красными, а излучение горячих звезд (например спектрального класса O и B) лежит в синем и ультрафиолетовом спектре, нам они кажутся голубыми или белыми. </para>
  38
  39 <para
  40 >Для оценки температуры звезды можно использовать известное соотношение между температурой абсолютно черного тела и длиной волны спектрального максимума. То есть если увеличить температуру черного тела, то его спектральный максимум сдвинется в более короткую (синюю) часть спектра. Это показано на рисунке 1, где яркость трех гипотетических звезд указана напротив длины волн. <quote
  41 >Радуга</quote
  42 > показывает часть спектра, видимую человеческому глазу. </para>
  43
  44 <para>
  45 <mediaobject>
  46 <imageobject>
  47   <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/>
  48 </imageobject>
  49 <caption
  50 ><para
  51 ><phrase
  52 >Рисунок 1</phrase
  53 ></para
  54 ></caption>
  55 </mediaobject>
  56 </para>
  57
  58 <para
  59 >Этот простой метод концептуально верен, но не может использоваться для получения точной температуры звёзд, потому что они <emphasis
  60 >не</emphasis
  61 > являются абсолютно чёрными телами. Присутствие различных элементов в атмосфере звезды приводит к поглощению определённой части спектра. Эти <firstterm
  62 >линии поглощения</firstterm
  63 > не распределены равномерно по спектру, в результате положение максимума может быть искажено. Более того, получение хорошего спектра занимает много времени и затруднительно для большого количества звёзд. </para>
  64
  65 <para
  66 >Альтернативный метод состоит в использовании <firstterm
  67 >фотометрии</firstterm
  68 > для измерения интенсивности света, проходящего через различные фильтры. Каждый из них пропускает <emphasis
  69 >только</emphasis
  70 > определённую часть спектра, поглощая остальные. Широко используется фотометрическая система <firstterm
  71 >Johnson UBV</firstterm
  72 >. Она включает в себя трёхполосный спектральный фильтр: U (<quote
  73 >ультрафиолетовый</quote
  74 >), B (<quote
  75 >голубой</quote
  76 >) и V (<quote
  77 >видимый</quote
  78 >). </para>
  79
  80 <para
  81 >В процессе UBV-фотометрии используются светочувствительные приборы (плёночная или ПЗС-камеры) и нацеленный на звезду телескоп для измерения яркости света, проходящего через каждый из фильтров. Так получают три различные яркости или <link linkend="ai-flux"
  82 >потока</link
  83 > (энергия на см^2 в секунду), обозначаемых как Fu, Fb, Fv. Отношения Fu/Fb и Fb/Fv являются количественной мерой <quote
  84 >цвета</quote
  85 > звезды и могут быть использованы для создания шкалы температур звёзд по принципу: чем больше эти отношения, тем выше температура поверхности звезды.  </para>
  86
  87 <para
  88 >Например, у звезды Беллатрикс в Орионе Fb/Fv = 1,22, что означает, что она ярче через B-фильтр чем через V-фильтр. Более того, Fu/Fb, равное 2,22, означает, что она ярче всего через U-фильтр. А это значит, что звезда должна быть очень горяча, поскольку её спектральный максимум расположен в диапазоне U-фильтра или даже более коротких волн. Температура поверхности Беллатрикс (как определено из сравнения её спектра с моделями, учитывающими линии поглощения) &mdash; около 25 000 K. </para>
  89
  90 <para
  91 >Мы можем выполнить этот анализ и для Бетельгейзе. Для этой звезды отношения Fb/Fv и Fu/Fb равны 0,15 и 0,18 соответственно, то есть ее яркость максимальна в видимом свете и минимальна в ультрафиолете. Значит, её спектральный максимум лежит в видимом диапазоне или ещё более длинных волнах. И температура Бетельгейзе &mdash; около 2 400 град. K. </para>
  92
  93 <para
  94 >Астрономы предпочитают описывать цвета звёзд в терминах разницы <link linkend="ai-magnitude"
  95 >звёздных величин</link
  96 >, а не в отношениях <link linkend="ai-flux"
  97 >потоков излучения</link
  98 >. Тогда для голубой Беллатрикс мы получим индекс цвета как </para>
  99
 100 <para
 101 >B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 log * (1,22) = -0,22 </para>
 102
 103 <para
 104 >Для индекса цвета красной Бетельгейзе получаем </para>
 105
 106 <para
 107 >B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 * log (0,18) = 1,85 </para>
 108
 109 <para
 110 >Индексы цвета, такие как<link linkend="ai-magnitude"
 111 >шкала звёздных величин</link
 112 >, идут в противоположную сторону. <emphasis
 113 >Горячие голубые</emphasis
 114 > звёзды имеют<emphasis
 115 >меньшие и даже отрицательные </emphasis
 116 > значения B-V индекса, чем холодные и красные, как показано ниже. </para>
 117
 118 <para
 119 >Астроном может затем использовать полученные цветовые индексы для получения точной температуры звезды, откорректировав их сначала с учётом покраснения и межзвёздной экстинкции. Связь между этими индексами и температурой показана на рисунке 2. </para>
 120
 121 <para>
 122 <mediaobject>
 123 <imageobject>
 124   <imagedata fileref="color_indices.png"/>
 125 </imageobject>
 126 <caption
 127 ><para
 128 ><phrase
 129 >Рисунок 2</phrase
 130 ></para
 131 ></caption>
 132 </mediaobject>
 133 </para>
 134
 135 <para
 136 >Температура поверхности Солнца &mdash; 5 800 градусов по Kельвину, а её цветовой B-V индекс &mdash; 0,62. </para>
 137 </sect1>