Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Эмиссионные линии возникают всегда вне звезды и указывают на присутствие протяженных газовых оболочек, свечение которых возбуждается излучением звезды. Эти оболочки очень важны для объяснения различных явлений, встречающихся у переменных звезд. Если у оболочки относительно низкая температура (= 15000 - 20000 К). то возникает излучение с низким потенциалом возбуждения -- бальмеровская серия водорода и линии нейтрального гелия (Неї). При высокой температуре (50000 К и выше) мы обнаруживаем высоковозбужденный спектр с линиями ионизованного гелия (Hell = He+), один или несколько раз ионизованных кислорода, углерода, азота и железа (ОН, III, .... СП, III, . . . ,N11, Пі, . . . , Fell, III, . . . ) и другими линиями. Если газ очень разрежен, то наряду с "разрешенными" встречаются и так называемые "запрещенные" линии, для обозначения которых используют квадратные скобки (например, "линии [Fell] ").
Измерения относительной интенсивности отдельных линий дают возможность установить температуру и плотность излучающего газа.
О других компонентах звездного излучения, таких как корпускулярное и нейтринное, а также далекое ультрафиолетовое и рентгеновское, мы будем говорить только в исключительных случаях.
Наиболее холодные звезды, если не упоминать о нескольких объектах, излучающих практически только в инфракрасном диапазоне, имеют температуру поверхности около 2000 К. (Температуру мы везде указываем по шкале Кельвина, которая оіличается от шкалы Цельсия тем, что точка нуля определяется не температурой замерзания воды, а "абсолютным нулем" - 273 °С. Следовательно, выполняется соотношение: температура Кельвина = температура Цельсия + 273 "С. Для высоких температур звезд это различие несущественно.)
Видимый блеск звезд - звездные величины. Уже в древности звезды были классифицированы по своему блеску ("видимому блеску", как его воспринимает земной наблюдатель). Произвольно было введено такое правило: наиболее яркие звезды были поставлены на первое место; звезды послабее, такие, как в'Большой Медведице, - на второе. Так получилось пять или шесть групп до предела видимости невооруженным глазом. Используемая сейчас система звездных величин была тщательно согласована Погсоном в 1856 г. с системой старых величин.
Восприятие блеска звезд наблюдателем происходит в соотбетствии с психофизическим законом Фехнера: глаз чувствует одинаковое различие там, где в действительности существует одинаковое отношение. Это означает, что восприятие изменяется в арифметической прогрессии, в то время, как интенсивность раздражителя меняется по закону геометрической прогрессии. В соответствии с традицией звездная величина в новой системе увеличивается с ослаблением блеска. Погсок обнаружил, что в старой системе звезда величины т приблизительно в два - три раза ярче,
17
чем звезда величины т + 1, и для новой системы ом выбрал это отношение постоянным и равным 2.512. Именно такое значение было выбрано потому, что его десятичный логарифм точно равен 0,4. Следовательно, логарифм отношения интенсив ноете й двух звезд, различающихся на п величин, равен 0,4 п. Общая формула запишется так:
UIh = 10-°'4<т' -т>>.
где индексы 1 и 2 относятся соответственно к первой и второй звезде. Различию в 5 звездных величин соответствует отношение интенсивностей в 100 раз. а в 10 величин - в 10е раз. В силу практических потребностей шкала от первой звездной величины была продолжена в сторону ярких звезд и введены величины 0, -1, -2 и т.д. Звездную величину мы будем обозначать буквой т (от латинского magnitudo).
Для пояснения ответим на вопрос: чему равно отношение видимого блеска Солнца и Сириуса? Солнце имеет видимую звездную величину -26,78"1, а Сириус - (-1.44™). Значит, Солнце на 25.34 звездной величины ярче Сириуса. Логарифм искомого отношения равен 25,34 X 0,4 = = 10,136. Это соответствует числу 1.3677 ¦ 1010 = 13,677 млрд.
Источник света силой в одну международную свечу с расстояния в 1120 м имеет такой же блеск, как звезда первой величины.
Значок ] перед значением звездной величины означает "ярче, чем", а значок [ - "слабее, чем". Это удобно, поскольку звездные величины при ослаблении блеска растут, так что значки > и < могли бы привести к путанице.
Блеск звезд в различных диапазонах длин волн. Звездные величины, измеренные В различных диапазонах длин волн, могут сильно различаться; это связано с различной чувствительностью приемников излучения. У глаза максимум чувствительности лежит в области 540 нм (т? ). а у несенсибилизированной фотопластинки - в области 430 нм (mpg). При этом оба значения могут меняться: у фотопластинок вследствие сенсибилизации, которая расширяет спектральный диапазон в область длинных волн, в силу чего повышается общая чувствительность; а у глаза все зависит от индивидуальных особенностей наблюдателя. В целом, красные звезды визуально кажутся более яркими, чем фотографически, а голубые звезды - наоборот. Величины, полученные фотографически с использованием сенсибилизации и фильтра, соответствующего нормальной чувствительности глаза, называются фото визуальны ми (тірї ). Сравнивая снимки, полученные в различных диапазонах спектра, можно легко определить цвет звезды, что для переменных особенно важно.
