Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Болометрическая звездная величина характеризует излучение звезды во всем диапазоне длин волн электромагнитного спектра. Поскольку земная атмосфера прозрачна только для определенных спектральных областей, определение болометрического блеска связано с некоторыми трудностями.
Разность фотографической и визуальной звездных величин, /ярк - ту , называется международным показателем цвета CI (colour index). Он положителен для желтых и красных звезд и отрицателен для бело-голубых звезд. На практике используют множество различных спектральных интервалов, например U (ультрафиолетовый). В (синий), V (визуальный), G (зеленый), R (красный) и I (ближний инфракрасный). Для о предел е-
нин цвета звезд и распределения энергии в их спектре на практике особенно часто используют систему UBV и систему RGU. Вслед за диапазоном I в средней и дальней инфракрасной области расположены диапазоны J. К, L, М, N и О (последний у длины волны 22 мкм).
Абсолютные звездные величины, спектральные классы и классы светимости. В астрофизике особый интерес представляет сравнение звезд по их светимости. Различия по светимости были бы непосредственно наблюдаемыми, если бы звезды находились от нас на одинаковом расстоянии. Но поскольку это не так, мы должны пересчитать видимый блеск звезд на произвольно введенную для этой цели единицу расстояния. Было выбрано стандартное расстояние в 10 пк = 32,6 световых года. Когда мы говорим, что Солнце имеет абсолютную видимую величину Ma - 4.71. это означает, что на расстоянии 10 пк Солнце светило бы для нас как звезда 4,71™.
Более 99% всех звезд относится к главной последовательности звездных спектров, обозначаемых рядом заглавных букв О, В, А, F. G, К и М. В сущности это температурная шкала. В начале ее стоят горячие звезды с температурой поверхности 100 ООО К и линиями поглощения ионизованного гелия. Hell. Класс В характеризуется линиями нейтрального гелия. Неї, и здесь появляются линии водорода в поглощении (бальмеровская серия), которые господствуют в классе А, но в классе F начинают преобладать линии Ионизованного кальция. Call. Линии металлов, включая железо, появляются в классе G рядом ссше сильными линиями Call и очень сильно ослабленными линиями водорода. В классе К линии металлов становятся преобладающими. При переходе к классу M появляются молекулярные полосы, например полосы TiO, которые особенно сильны у очень красных звезд класса М.
У этой последовательности есть и ответвления. Для горячих звезд в начале последовательности введены классы P - планетарные туманности с эмиссионными спектрами, Q - новые звезды, W - звезды типа Вольфа — Райе с широкими эмиссионными линиями. Боковое ответвление холодных звезд представляют собой углеродные звезды класса С (ранее обозначались как R и N), у которых полосы TiO1 характерные для класса М. заменены на полосы CN, СО и С;. Другим вариантом является класс S с полосами окиси циркония ZrO.
В табл. 2 приведены соотношения между спектральным классом и показателем цвета, начиная с класса F5 - отдельно для последовательностей карликовых (d - dwarf) и гигантских (g - giant) звезд.
Показатель цвета определяется таким образом, что звезда АО считается одинаково яркой в фотографическом и визуальном диапазонах.
В первом десятилетии XX века было обнаружено, что красные звезды образуют две совершенно разные группы, между которыми нет переходных форм: яркие гиганты с малой плотностью,такие, как a Orі и a Sco, и многочисленные слабые звезды с относительно большой плотностью вещества. Это разделение и явилось исходной точкой для Герцшпрунга и Рессела при создании диаграммы, названной их именем. Она показывает следующее: если звезды в виде точек нанести на двумерную диаграмму, где по оси л отложены спектральные классы от В до M и N1 а по оси у отложены абсолютные звездные величины (светимость) звезд, то звезды
1?
Таблица 2
Зависимость между спектральным классом и показателем иве та (начало таблицы соответствует классу светимости V.a конец - 111)
Спектр
CI
B-V
U-B
Спектр
Cl
B-V
U-B
ВО
-0,21™
-0,30"1
-1.08m
dK5
+ 1,22
+ 1,15
+ 1,08
В5
-0,14
-0.18
-0.58
dMO
+ 1.52
+ 1.40
+ 1,23
АО
0,00
-0,02
-0,02
gFS
+ 0,5]
+ 0.42
+ 0,07
А5
+ 0,21
+ 0.15
+ 0,09
gCO
+ 0,77
+ 0,66
+ 0.27
FO
+ 0,38
+ 0,29
+ 0,02
gG5
+ 1,00
+ 0,81
+ 0,50
uF5
+ 0,49
+ 0,42.
-0,01
gKO
+'1,23
+ 0,99
+ 0.85
dGO
+ 0,59
+ 0,58
+ 0.05
gK5
+ 1,67
+ 1.50
+ 1,80
<1С5
+ 0,74
+ 0,68
+ 0.21
gMO
+ 1.86
+ 1.54
+ 1,84
<Ж0
+ 0,93
+ 0,81
+ 0,48
не расположатся хаотично, а в основном выстроятся вдоль диагонали от верхнего левого к правому нижнему углу, образовав так называемую главную последовательность. Правее и выше главной последовательности в менее четко очерченной области расположится ветвь гигантов. Третью .группу составят немногочисленные звезды, рассеянные выше и ниже главной последовательности и ветви гигантов. Названия этих групп приведены на рис. 1. Вместо спектрального класса можно использовать эффективную температуру или же показатель цвета звезды; в последнем случае получится диаграмма "цвет - светимость".
