КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина IV

ОСНОВИ ТЕОРЕТИЧНОЇ ТА ПРАКТИЧНОЇ АСТРОФІЗИКИ

Розділ 8

ЕЛЕМЕНТИ ТЕОРЕТИЧНОЇ АСТРОФІЗИКИ

8.4. Колориметрія. Фотометричні системи

Реальний розподіл енергії у спектрі небесного тіла може істотно відрізнятися від планківського. Можна, однак, підібрати параметр Т так, щоб у певному спектральному інтервалі обидві криві співпали. Підібраний у такий засіб параметр і буде колірною температурою. Колірною або спектрофотометричною називається температура такого чорного тіла, випромінювання якого у певному інтервалі довжин хвиль має розподіл інтенсивності, найближчий до спостережуваного. В астрофізиці використовують також поняття яскравісної температури. Яскравісною називається температура такого чорного тіла, яке у заданій частоті (довжині хвилі) випромінює з одиниці поверхні таку ж кількість енергії, що й досліджуване тіло.

Як це видно з закону зміщення Віна (8.4) і рис. 8.2, чим вища температура зовнішніх шарів зорі, тим далі в короткохвильову частину спектра зміщений максимум енергії, яка випромінюється зорею. Це значить, що різним температурам відповідає різний спостережуваний колір зорі. Наприклад, у червоних зір ця температура близька до 3000 К, у жовтих (як-от Сонце) — 6000 К, білих — 10 000 К, голубуватих — понад 25 000 К.

Як буде показано далі (див. підрозділ 10.2), основним при вивченні фізики зір є спектральний метод. Однак, у багатьох випадках важливі результати можна отримати простішим шляхом, порівнюючи між собою потоки випромінювання, які досягають спостерігача, у двох чи більше спектральних інтервалах. Цей метод інколи буває єдино можливим, коли вивченню підлягають дуже слабкі зорі, для яких спектральний матеріал високої якості одержати важко або взагалі неможливо. Тому, якщо за допомогою світлофільтрів (див. підрозділ 10.2) визначити видимі зоряні величини mλ1 і m λ1 у двох спектральних діапазонах з ефективними довжинами хвиль λ1 та λ2, то різниця цих зоряних величин:

image23

буде цілком конкретною (числовою!) характеристикою кольору зорі. Вона називається показником кольору або колор-індексом. Метод визначення показників кольору називається колориметрією.

Поява колориметрії зумовлена тим, що в XIX столітті поруч із візуальним почали застосовувати і фотографічний метод реєстрації світлових потоків. Було введено поняття фотовізуальної mpv і фотографічної mpg зоряних величин. Як виявилося, ефективна довжина хвилі при візуальних спостереженнях λρν = 5550 А (людське око сприймає діапазон хвиль від 3900 до 7700 А), для звичайної фотографічної емульсії робочий діапазон від 3000 А до 5500 А, а ефективна довжина хвилі для неї λpg = 4270 А. Тому спочатку й ввели характеристику зорі:

image24

— звичайний показник кольору. Прийняли, що для зір білого кольору mpv = mpg і CI = 0. Для жовтих і червоних зір mpg > mpv і CI > 0, для голубих mpg < mpv і CI < 0. Конкретно для Сонця (чисто жовта зоря) CI = +0,6m, для червоних зір CI = +2,6m. Для голубуватих зір звичайний показник кольору досягає значення CI = -0,47m.

З появою більш чутливих фотоелектричних методів реєстрації світлових потоків (див. підрозділ 10.1) у 1955 р. Міжнародний Астрономічний Союз затвердив «систему UBV» — фотометричну систему, яка одразу стала популярною і широко використовувалася у минулому столітті. Тут літерою V позначено світловий фільтр, що дозволяє отримати зоряну величину mV (або для скорочення, просто V), яка вимірює блиск світила у жовто-зеленому діапазоні спектра. Світлофільтр V охоплює спектральну ділянку від 4710 А до 6780 А, а ефективна довжина хвилі його пропускання λν= 5510 А). Зоряна величина у фільтрі V близька до візуальної зоряної величини (звідси й назва V: visual — зоровий). Літерою B (blue — синій) позначено фільтр, що дозволяє виміряти зоряну величину mB (або просто B) у синій та близькій ультрафіолетовій частині спектра в інтервалі від 3790 А до 5520 А при ефективній довжині хвилі λΒ= 4450 А. Літера U позначає ультрафіолетовий фільтр, який пропускає випромінювання в діапазоні від 2980 А до 4100 А, а його ефективна довжина хвилі λu = 3650 А. Спостереження з таким фільтром дозволяють виміряти зоряну величину mv. Оскільки спектральні діапазони пропускання фільтрів системи UBV є досить широкими, вона називається широкосмуговою фотометричною системою. Залежність пропускання світла фільтрами цієї системи від довжини хвилі показана на рис. 8.3а.

У системі UBV вживають два показники кольору: основний, його позначено B—V, та ультрафіолетовий: U—B або U— V. За домовленістю, для зір чисто білого кольору (спектральний клас А0) показники кольору B— V = 0, U— B =0. Тоді для зір жовтого і червоного кольорів вони додатні (до +2,6m), а для голубих зір — від'ємні (до —0,47m).

Тепер в астрофізиці успішно використовують значно розширений варіант системи UBV, який налічує одинадцять широкосмугових фільтрів UBVRIJKLMNQ, смуги пропускання яких охоплюють не тільки ультрафіолетову та видиму ділянки спектра, а і далеку інфрачервону (до 20 мкм). Тут також використовують показники кольору, що є різницею зоряних величин, виміряних у різних фільтрах.

Спеціальні широкосмугові фотометричні системи були розроблені у останні роки, наприклад, для космічних проектів Гиппаркос, Тіхо, Хаббл.

Серед вузькосмугових фотометричних систем і систем з проміжною шириною пропускання фільтрів найбільш популярними є системи DDO і uvbyβ. Наприклад, в системі uvbyβ (див. рис. 8.3, б) ефективні довжини хвиль пропускання фільтрів розподілені наступним чином: 3490 А (u), 4110 А (v), 4670 А (b), 5470 А (у), 4860 А (β).

Перевага вузькосмугових фотометричних систем над широкосмуговими полягає в тому, що вони дозволяють одержати точніший розподіл енергії в спостережуваному спектрі світила, а їх показники кольору є більш чутливими до таких фундаментальних параметрів зір, як ефективна температура, прискорення сили тяжіння на поверхні та інші; тому вони дозволяють оцінити ці параметри також з більшою точністю.

image25

Рис. 8.3. Криві пропускання фільтрів системи UBV(а) і uνbyβ (б)

Оскільки між числовими значеннями показника кольору і температурою поверхневих шарів зорі, що світяться, є чітка залежність, в астрофізиці дуже часто замість температури зорі вживають показники кольору, зокрема показник B—V, b—y та інші.

Будь-який фільтр фотометричної системи дозволяє зареєструвати лише певну частку всієї енергії, що випромінюється світилом. Ця частка визначається інтервалом довжин хвиль смуги пропускання фільтра. Тому зоряна величина світила, отримана з фільтром, буде завжди більша за ту, яку мало б світило, якби спостереження проводилися у всьому спектральному діапазоні. Зоряна величина mbol, визначена з урахуванням випромінювання на всіх довжинах хвиль, називається спостережуваною болометричною зоряною величиною. Для її визначення використовують поняття болометричної поправки BC. Зрозуміло, що болометричну поправку можна визначити як різницю між болометричною зоряною величиною і зоряною величиною, отриманою у заданому фільтрі. Наприклад, для фільтра V фотометричної системи UBV поправка:

image26

Слід зауважити, що болометрична поправка BCV має найменше значення для тих зір, які найбільшу кількість своєї енергії випромінюють у видимому діапазоні спектра (як Сонце). Для червоних зір, що мають най- холоднішу поверхню і більшу частину енергії випромінюють в інфрачервоній частині спектра, при їхній ефективній температурі Теф < 3000 K болометрична поправка BCV може досягати —4m, для білих зір при Теф = 10 000 K BCV = —0,4m, а для голубих зір при Теф > 30000 K (більша частина енергії випромінюється в ультрафіолеті) поправка BCV = —4,7m. Зауважимо, що для Сонця BCV ʘ = —0,08 m.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.