фотографическая звездная величина меньше фотовизуальной). Наоборот, показатели цвета звезд более поздних спектральных классов, чем А, положительны, так как они сильнее излучают в видимой области спектра. В табл. 9 приведены примерные значения показателей цвета звезд различных спектральных классов. Раздел астрофизики, посвященный изучению показателей цвета звезд, называется колориметрией. Его целью является измерение показателей цвета различными методами и нахождение других величин, характеризующих спектральный состав излучения звезд, а также установление связи между этими характеристиками и температурой.

§ 147. Абсолютная звездная величина и светимость звезд

Видимые звездные величины ничего не говорят ни об общей энергии, излучаемой звездой, ни о яркости ее поверхности. Действительно, вследствие различия в расстояниях маленькая, сравнительно холодная звезда только из-за своей относительно большой близости к нам может иметь значительно меньшую видимую звездную величину (т.е. казаться ярче), чем далекий горячий гигант.

Если расстояния до двух звезд известны (см. § 63), то на основании их видимых звездных величин легко найти отношение излучаемых ими действительных световых потоков. Для этого достаточно освещенности, создаваемые этими звездами, отнести к общему для всех звезд стандартному расстоянию. В качестве такого расстояния принимается 10 пс. Звездная величина, которую имела бы звезда, если ее наблюдать с расстояния в 10 пс, называется абсолютной звездной величиной. Как и видимые, абсолютные звездные величины могут быть визуальными, фотографическими и т.д. Пусть видимая звездная величина некоторой звезды равна m, а расстояние ее от наблюдателя составляет r пс. По определению, звездная величина с расстояния 10 пс будет раина абсолютной звездной величине М. Применяя к m и М формулу (7.8), получим (11.2)

где Е и Е0 – соответственно освещенности от звезды с расстояния r пс и 10 пс. Поскольку освещенности обратно пропорциональны квадратам расстояний, то (11.3)

Подставляя (11.3) в (11.2), получим 0,4(m – M) = 2 lg r – 2(11.4)

или M = m + 5 – 5 lg r.(11.5)

Формула (11.5) позволяет найти абсолютную звездную величину М, если известна видимая звездная величина объекта m и расстояние до него r, выраженное в парсеках. Если же абсолютная звездная величина известна из каких-нибудь других соображений, то, зная видимую звездную величину, легко найти выраженное в парсеках расстояние из условия lg r = 1 + 0,2 (m – M).(11.6)

Величина (m – М) называется модулем расстояния. Так как годичный параллакс p светила и расстояние r до него в парсеках связаны

соотношением r = 1/p (см. § 63), то формулу (11.6) можно привести к другому виду:

M = m + 5 + 5 1g p.(11.7)

В качестве примера найдем абсолютную визуальную звездную величину Солнца, видимая визуальная звездная величина которого т¤ = –26m,8 (см. § 103). Расстояние до Солнца Подставляя m¤ и lg r¤ в формулу (11.5), получаем При определении звездной величины (например, визуальной) непосредственно из наблюдений регистрируется только та часть излучения, которая прошла сквозь земную атмосферу, данную оптическую систему и зарегистрирована светочувствительным прибором. Чтобы найти суммарное излучение во всем спектре, необходимо к результатам этих измерений прибавить поправку, Учитывающую излучение, не дошедшее до прибора. Звездная величина, определенная с учетом излучения во всех участках спектра, называется болометрической. Разность между болометрической звездной величиной и визуальной или фотовизуальной называется болометрической поправкой (11.8)

Болометрические поправки вычисляются теоретически. В самое последнее время для этой цели привлекаются результаты внеатмосферных измерений излучения звезд в ультрафиолетовой области спектра. Болометрическая поправка имеет минимальное значение для тех звезд, которые в видимой области спектра излучают наибольшую долю всей своей энергии, и зависит от эффективной температуры звезды (табл. 10).

Болометрические поправки позволяют определить болометрические светимости тех звезд, для которых известны абсолютные визуальные звездные величины. Пусть Mv – абсолютная визуальная звездная величина некоторой звезды, а Dmbol – болометрическая поправка. Тогда болометрическая абсолютная величина звезды (11.9)

Применим эту формулу к Солнцу, болометрическую поправку для которого примем, округляя значение из табл. 10: Так как абсолютная визуальная звездная величина Солнца его болометрическая абсолютная звездная величина Поток энергии излучаемой звездой по всем направлениям, называется светимостью. Между светимостями L и абсолютными звездными величинами должно выполняться то же соотношение, что и между Е и m в формуле (7.8). Поэтому если обозначить величины, относящиеся к Солнцу и к какой-либо звезде, соответственно значками ¤ и *, то получим (11.10)

Обычно светимость выражают в единицах светимости Солнца, т.e. L¤ = 1 и (11.11)

В зависимости от метода определения звездных величин, входящих в эту формулу, получаем визуальные, фотографические или болометрические светимости. Для болометрических светимостей, подставляя значение и учитывая (11.9), имеем (11.12)

§ 148. Диаграмма спектр – светимость

В самом начале XX в. датский астроном Герцшпрунг и несколько позже американский астрофизик Рессел установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой – абсолютная звездная величина. Такой график называется диаграммой спектр – светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рессела (рис. 194). Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость (обычно в логарифмической шкале), а вместо спектральных классов – показатели цвета или непосредственно эффективную температуру. Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется ее физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рессела как бы запечатлена вся история рассматриваемой системы звезд. В этом огромное значение диаграммы спектр – светимость, изучение которой является одним из важнейших методов звездной астрономии. Оно позволяет выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает в решении ряда других проблем (например, в исследовании химического состава, и эволюции звезд). На рис. 194 верхняя часть диаграммы соответствует звездам большой светимости, которые при данном значении температуры отличаются большими размерами. Нижнюю часть диаграммы занимают звезды малой светимости. В левой части диаграммы располагаются горячие звезды более ранних спектральных классов, а в правой – более холодные звезды, соответствующие поздним спектральным классам.

В верхней части диаграммы находятся звезды, обладающие наибольшей светимостью (гиганты и сверхгиганты), отличающиеся высокой светимостью. Звезды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. Наиболее богатую звездами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней). Как видно из рис. 194, в целом звезды распределяются на диаграмме Герцшпрунга – Рессела весьма неравномерно, что соответствует существованию определенной зависимости между светимостями и температурами всех звезд. Наиболее четко это выражено для звезд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда, обладающих значительно большей дисперсией, чем главная. Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определенных групп звезд индивидуальной зависимости светимости от температуры.

Рассмотренные последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса. Таким образом, полная классификация звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой – светимость. Солнце, например, относящееся к главной последовательности, попадает в V класс светимости и обозначение его спектра G2V. Эта принятая в настоящее время классификация звезд называется МКК (Моргана, Кинана, Кельман). Классы светимости схематически изображены на рис. 195. Класс светимости I – сверхгиганты; эти звезды занимают на диаграмме спектр – светимость верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей. Класс светимости II – яркие гиганты. Класс светимости III – гиганты. Класс светимости IV – субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью. Класс светимости V – звезды главной последовательности. Класс светимости VI – яркие субкарлики. Они образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звездную величину, начиная от класса А0 вправо. Класс светимости VII. Белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и занимают нижнюю часть диаграммы. Принадлежность звезды к данному классу светимости устанавливается на основании специальных дополнительных признаков спектральной классификации. Так, например, сверхгиганты обладают, как правило, узкими и глубокими линиями (с-характеристика), в полную противоположность необычайно широким линиям белых карликов (рис. 196). По своим спектрам карлики отличаются от гигантов тем, что у них линии некоторых металлов относительно слабее, чем у гигантов тех же спектральных классов, в то время как интенсивности линий других металлов различаются значительно меньше. Спектры субкарликов, наоборот, отличаются слабостью всех металлических линий, что связано с меньшим содержанием металлов в этих звездах.

Рассмотренные дополнительные критерии спектральной классификации, позволяющие определить класс светимости, могут служить основой для спектроскопического определения абсолютных звездных величин и тем самым расстояний. Метод определения расстояний, основанный на эмпирической зависимости светимости звезд от отношения интенсивностей определенных линий в спектре, называется методом спектральных параллаксов. В отличие от тригонометрических, спектральные параллаксы могут быть определены и для весьма удаленных объектов, коль скоро изучены их спектры. Поэтому этот метод играет исключительно важную роль в астрономии.

§ 149. Понятие о шкале звездных температур

Обычно под температурой звезды понимают ее эффективную температуру (см. § 108). Для определения последней необходимо знать полный поток излучения и радиус звезды. Достаточно точно обе эти величины, а потому и эффективные температуры могут быть измерены лишь для немногих звезд. Для остальных звезд эффективные температуры находят косвенными методами на основании изучения их спектров или показателей цвета с помощью шкалы эффективных звездных температур. Шкалой эффективных температур называется зависимость цветовых характеристик излучения звезд, например спектрального класса или показателя цвета, от эффективных температур. Аналогично вводится шкала цветовых температур. Если известна шкала температур, то, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цвета данной звезды, легко найти ее температуру. Температурная шкала определяется эмпирически по звездам с известными, например, эффективными температурами, а также для звезд некоторых типов теоретически. Шкала эффективных температур звезд различных классов светимости приведена в табл. 11. ТАБЛИЦА 11 Шкала эффективных температур звезд

§ 150. Методы определения размеров звезд

Непосредственные измерения радиусов звезд, за некоторыми исключениями, практически невозможны, так как все звезды настолько далеки от нас, что их угловые размеры меньше предела разрешения крупнейших телескопов. Угловые диаметры двух-трех десятков ближайших звезд определены с помощью специальных звездных интерферометров. Принцип работы этих приборов основан на интерференции света звезды, отраженного парой широко расставленных зеркал. В отдельных случаях для определения углового диаметра звезды удается использовать вид интерференционной картины, возникающей во время покрытия звезд Луной. Линейные радиусы можно определить у затменно-переменных звезд по продолжительности затмения (см. § 156). Если для звезды с известным расстоянием r найден каким-либо из описанных методов угловой диаметр d», выраженный в секундах дуги, то ее линейный поперечник D может быть легко вычислен по формуле (11.13)

Косвенным путем размеры звезды могут быть найдены в том случае, если известна ее болометрическая светимость Lbol и эффективная температура Teff. Действительно,

согласно определению эффективной температуры (§ 108) 1 см2 поверхности звезды излучает по всем направлениям поток энергии, равный Полный поток, излучаемый всей звездой, получится, если умножить эту величину на площадь поверхности звезды 4pR2. Следовательно, светимость звезды (11.14)

Если теперь применить полученное выражение к Солнцу, светимость и радиус которого нам известны, то получим, обозначая через T ¤ эффективную температуру Солнца, (11.15)

Деля почленно равенства (11.14) и (11.15), находим (11.16)

или, логарифмируя, Обычно радиус и светимость звезды выражают в солнечных единицах R¤ = 1 и L¤ = 1. Тогда (11.17)

Поперечники самых крупных звезд в 1000 и более раз превосходят солнечный (у VV Сер в 1600 раз). Звезда, открытая Лейтеном в созвездии Кита, в 10 раз меньше