po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu

2. Raspredelenie energii v spektrah zvezd
razlichnyh spektral'nyh tipov

• 2.1 Funkciya
• 2.2 Primery raspredelenii energii
• 2.3 Vliyanie mezhzvezdnogo poglosheniya sveta

2.1 Kak na praktike poluchayut funkciyu

Vsegda sleduet horosho znat' s kakim spektral'nym razresheniem my predstavlyaem funkciyu -- raspredelenie energii v spektre. Naprimer, pri issledovanii raspredeleniya energii v spektre Solnca obychno ispol'zuyutsya ochen' vysokie razresheniya (doli angstrema). Pri takih razresheniyah mozhno issledovat' kontury razlichnyh linii v spektre. Kogda govoritsya o spektrofotometrii zvezd, to, kak pravilo, imeyutsya v vidu dannye s gorazdo bolee nizkim spektral'nym razresheniem. V poslednee vremya vo mnogih rabotah kak otechestvennyh, tak i zarubezhnyh spektrofotometricheskie dannye o zvezdah privodyatsya k standartnomu intervalu . Intervaly shirinoi poryadka obladayut zamechatel'nym svoistvom. V takoi polose uzhe prihodit dostatochno mnogo sveta, osobenno ot yarkih zvezd. V to zhe vremya pyatidesyatiangstremnyi interval, za isklyucheniem uchastkov spektra s ochen' rezkimi i sil'nymi spektral'nymi liniyami i polosami, eshe sohranyaet prakticheski vse svoistva monohromaticheskogo izlucheniya. V intervalah shirinoi predstavleny dannye v Moskovskom i Alma-Atinskom spektrofotometricheskih katalogah, k etomu intervalu privedeny ``normal'nye'' krivye raspredeleniya energii v spektre v rabotah Straizhisa i Sviderskene, v takom intervale dayutsya raspredeleniya energii dlya osnovnyh zvezd, kotorye vybirayutsya kak spektrofotometricheskie standarty i t.d.

Po obsheprinyatomu soglasheniyu v kachestve pervichnogo spektrofotometricheskogo standarta prinyata Vega. I fotometristy, i spektrofotometristy obychno pytayutsya privesti svoi dannye k Vege.

Raspredelenie energii v spektre, voobshe govorya, mozhet byt' vyrazheno tremya osnovnymi sposobami.

V pervom sposobe poluchayut funkciyu, kotoruyu prinyato nazyvat' absolyutno-absolyutnym raspredeleniem energii. Ona vyrazhaetsya v absolyutnyh energeticheskih edinicah s razmernost'yu erg ssm.

Ponyatno, chto s fizicheskoi tochki zreniya tak predstavlyat' dannye naibolee predpochtitel'no. Sdelat' eto, odnako, trudno.

Dlya togo, chtoby poluchit' absolyutno-absolyutnoe raspredelenie energii v spektre, neobhodimo:

- vypolnit' spektrofotometricheskie izmereniya zvezdy po otnosheniyu k kakomu-libo zvezdnomu standartu; eto pozvolyaet nam nadeyat'sya, chto apparaturnye i atmosfernye iskazheniya voidut v oba izmereniya primerno v odinakovoi stepeni;

- takim zhe obrazom privyazat' ispol'zovannyi standart k pervichnomu spektrofotometricheskomu standartu (Vege);

- raspredelenie energii v spektre pervichnogo standarta (Vegi) privyazat' k etalonu fizicheskoi velichiny ``spektral'naya plotnost' energeticheskoi osveshennosti''.

Pervichnym etalonnym istochnikom izlucheniya obychno yavlyaetsya model' absolyutno chernogo tela. Takaya model' izluchaet po zakonu Planka i daet raspredelenie energii v spektre svoego izlucheniya v sootvetstvii s plankovskoi formuloi. Ona predstavlyaet soboi zakrytuyu polost', nagretuyu do opredelennoi, ochen' horosho izvestnoi, temperatury. Indikatorom i odnovremenno garantiei takoi tochnoi temperatury chernyh tel yavlyayutsya repernye tochki Mezhdunarodnoi prakticheskoi temperaturnoi shkaly (MPTSh).

V fizike prinyata termodinamicheskaya shkala temperatur, osnovannaya na proporcional'nosti temperatury tela i soderzhasheisya v nem teplovoi energii. V kachestve temperaturnyh tochek, zadayushih nul'-punkt i shag termodinamicheskoi shkaly, prinyaty absolyutnyi nul' i temperatura troinoi tochki vody, kotoroi pripisano znachenie 273.16K. (Takim obrazom, edinica temperatury ``Kel'vin'' est' 1/273.16 dolya promezhutka mezhdu temperaturami troinoi tochki i absolyutnym nulem.) Ispol'zuya ustanovlennye nul'-punkt i shag termodinamicheskoi shkaly, mozhno opredelit' temperatury ``prirodnyh'' repernyh tochek, kotorymi yavlyayutsya temperatury ravnovesiya pri fazovyh perehodah razlichnyh veshestv. Odnim iz naibolee nadezhnyh i tochnyh instrumentov dlya opredeleniya termodinamicheskih temperatur yavlyaetsya gazovyi termometr, princip deistviya kotorogo osnovan na uravnenii sostoyaniya ideal'nogo gaza. V bol'shinstve primenyaemyh termometrov ispol'zovan zakon Sharlya ob izmenenii davleniya i temperatury pri postoyannom ob'eme. Sistema izmerennyh temperatur repernyh tochek vmeste so strogo opisannoi proceduroi interpolirovaniya mezhdu nimi i obrazuet MPTSh. Nekotorye osnovnye tochki MPTSh privedeny v tabl.2.1.

Poskol'ku zhelatel'no, chtoby maksimum izlucheniya absolyutno chernogo tela byl po vozmozhnosti blizhe k vidimoi oblasti spektra, nuzhno, chtoby ono bylo razogreto do dostatochno vysokih temperatur. Poetomu, pri kalibrovkah astronomicheskoi spektrofotometricheskoi apparatury naibolee vazhna temperatura tochki zatverdevaniya zolota. Na zhargone metrologov dazhe sushestvuet takoi termin: ``tochka zolota''. Soglasno utochnennoi shkale MPTSh-90, zatverdevanie zolota proishodit pri temperature 1337.33K.

Itak, v polosti modeli absolyutno chernogo tela nagrevaetsya i plavitsya zoloto, i v stadii plavleniya, kogda temperatura ne izmenyaetsya, iz etoi polosti cherez nebol'shoe otverstie (v minimal'noi stepeni narushaya ``chernotu'' polosti) vosprinimaetsya vyhodyashee izluchenie. Ono schitaetsya izlucheniem absolyutno chernogo tela pri temperature plavleniya zolota. Bolee vysokotemperaturnoi tochkoi yavlyaetsya tochka plavleniya platiny (2042K). No, odnako, do sih por v metrologii ne ustanovlena temperatura plavleniya platiny s tochnost'yu do desyatyh dolei gradusa.

Teper' ot chernogo tela vy dolzhny ``donesti'' eto raspredelenie energii do zvezdy, t.e. osushestvit' privyazku zvezdy k absolyutno chernogo tela.

Postavit' model' chernogo tela ryadom s teleskopom prakticheski nevozmozhno. Kak pravilo, eto dovol'no gromozdkaya ustanovka. Inache ne dobit'sya ni sootvetstvuyushei temperatury, ni sootvetstvuyushei teploizolyacii, i, sledovatel'no, ne budet uverennosti, chto my poluchaem izluchenie imenno zadannoi temperatury. Sozdat' v neotaplivaemom podkupol'nom pomeshenii usloviya dlya horoshego vosproizvodstva izlucheniya chernogo tela, prichem ne meshaya nagrevom astronomicheskim nablyudeniyam, ves'ma zatrudnitel'no. Trudnosti voznikayut takzhe pri popytke pomestit' model' chernogo tela na nekotorom udalenii ot bashni teleskopa, tak chtoby v teleskop mozhno bylo pronablyudat' vyhodyashee izluchenie. Tem bolee nel'zya ``povesit''' model' chernogo tela pryamo na teleskop ryadom s fotometrom. Poetomu neobhodim promezhutochnyi vtorichnyi standart izlucheniya.

Takimi standartami chashe vsego yavlyayutsya lentochnye spektrofotometricheskie lampy. Po principu svoego ustroistva oni shodny s obychnymi lampami nakalivaniya s vol'framovoi nit'yu. No v etih lampah ispol'zuetsya ne nit', a lenta shirinoi mm.

Yarkost' lenty v izbrannoi ee tochke kalibruetsya v laboratorii po absolyutno chernomu telu. Obychno nakal lampy osushestvlyaetsya ot nizkovol'tnogo (V) vysokostabilizirovannogo istochnika pitaniya tokom A. Dlya osushestvleniya kalibrovki neobhodimo imet' sootvetstvuyushii priemnik izlucheniya i monohromator, chtoby vydelyat' uzkie uchastki spektra chernogo tela i lampy i sravnivat' ih drug s drugom. Pri etom sravnenii mogut voznikat' oshibki. Oshibki mogut voznikat' takzhe i iz-za togo, chto lampa ochen' chuvstvitel'na ne tol'ko k izmeneniyam sily elektricheskogo toka, no i k tomu, naskol'ko vertikal'no vy ee postavili i s kakoi tochki ee lenty vy berete izluchenie (temperatura vdol' i poperek lenty mozhet nemnogo menyat'sya). Dlya fiksacii opredelennoi tochki na lente prihoditsya ispol'zovat' dopolnitel'nuyu optiku i nebol'shuyu diafragmu, nastroennuyu na to, chtoby vzyat' ne vse izluchenie lampy, a tol'ko izluchenie dannoi (kalibrovannoi) tochki.

Potom vy berete etu lampu, vezete v observatoriyu (inogda za neskol'ko tysyach kilometrov) i tam zazhigaete ee snova. I vam prihoditsya verit', chto raspredelenie energii v spektre izlucheniya lampy, zazhzhennoi v observatorii, takoe zhe, kakoe ono bylo v laboratorii ryadom s model'yu absolyutno chernogo tela, t.e. istochnik pitaniya vydaet tot zhe samyi tok, diafragma proektiruetsya na to zhe samoe mesto, i t.d.

Izluchenie lampy, kak i izluchenie zvezdy, dolzhno proiti cherez optiku vashego teleskopa. Dlya etogo lampa dolzhna byt' udalena ot teleskopa na dovol'no bol'shoe rasstoyanie, sostavlyayushee sotni metrov, inache nevozmozhno budet sfokusirovat' izobrazhenie v fokal'noi ploskosti. V etih sotnyah metrov ot teleskopa nuzhno sozdat' ukrytie dlya lampy i apparatury pitaniya, podat' elektroenergiyu. Mozhno postavit' lampu blizhe, no togda ponadobitsya dopolnitel'nyi kollimator, spektral'nye svoistva kotorogo, v svoyu ochered', nuzhno horosho znat'.

Dalee, s pomosh'yu astronomicheskogo spektrofotometra na teleskope vy izmeryaete v raznyh dlinah voln poperemenno svetovoi potok ot lampy i ot standartnoi zvezdy, sravnivaya takim obrazom eti dva raspredeleniya energii. V raznye nochi lampa mozhet okazat'sya zazhzhennoi po-raznomu, mozhet izmenit'sya vertikal'naya ili gorizontal'naya atmosfernaya ekstinkciya, i v rezul'tate vy mozhete poluchit' ploho sovpadayushie rezul'taty.

Koroche govorya, chtoby poluchit' kakoi-libo zvezdy nuzhno vypolnit' celyi kompleks precizionnyh izmerenii. V itoge iz-za slozheniya pogreshnostei izmerenii mnogih raznorodnyh velichin (naprimer, ploshadi difragmy, rasstoyaniya do lampy, i t.d.) nakaplivaetsya oshibka absolyutno-absolyutnogo raspredeleniya. Na podobnye privyazki astronomy potratili mnogo vremeni i sil. V chastnosti, etimi rabotami mnogo zanimalis' v Kazahstane v AFIF i v Pulkovskoi observatorii. V rezul'tate mnogochislennyh privyazok pervichnogo zvezdnogo spektrofotometricheskogo standarta k raznym lampam, v raznoe vremya, v raznyh observatoriyah, kak ravninnyh, tak i vysokogornyh, v rezul'tate laboratornyh slichenii etih lamp s chernym telom i drug s drugom vyvedeno raspredelenie energii v spektre Vegi i prinyato za standartnoe.

V spektrofotometricheskih katalogah privodyatsya tablicy etogo prinyatogo, kalibrovannogo raspredeleniya energii v spektre Vegi. Pri ego vyvode vzvesheny i usredneny rezul'taty iz neskol'kih rabot. V nastoyashee vremya mozhno schitat', chto raspredelenie energii v spektre Vegi kak pervichnogo spektrofotometricheskogo standarta v vidimoi oblasti ( ) ne imeet oshibok, prevoshodyashih 1% v smysle srednego kvadratichnogo otkloneniya. V blizhnei ul'trafioletovoi oblasti i v raione bal'merovskogo skachka oshibki zametno bol'she.

Na ris.2.1 pokazany dve versii raspredeleniya energii v kvazinepreryvnom spektre Vegi.

Ris. 2.1: Dve versii absolyutnogo raspredeleniya energii v nepreryvnom spektre Vegi

Odno iz nih do nedavnego vremeni prinimalos' za standartnoe v rabotah spektrofotometristov AFIF (v rabotah Haritonova s sotrudnikami). Drugoe dano soglasno kompilyativnym dannym D.Heiesa.

Na risunke horosho vidny razlichiya v sinei oblasti i v blizhnem ul'trafiolete. K sozhaleniyu, v intervale dlin voln ochen' chasto raznye avtory poluchayut dannye, zametno otlichayushiesya ot prinyatogo raspredeleniya. Ris.2.1 predstavlyaet evolyuciyu nashih znanii o raspredelenii energii v spektre pervichnogo standarta i svidetel'stvuet o tom, chto zdes' rabotu nel'zya schitat' zakonchennoi. V chastnosti, odnoi iz prichin oshibok sluzhit to, chto maksimum izlucheniya lentochnyh lamp prihoditsya na infrakrasnuyu oblast', a v ul'trafiolete oni izluchayut malo i tochnost' izmereniya tam nizkaya. Pod kvazinepreryvnym spektrom my ponimaem takoe iskusstvenno poluchennoe raspredelenie energii, dlya kotorogo v mestah, gde v spektre zvezdy nahodyatsya sil'nye spektral'nye linii ili polosy, privodyatsya prointerpolirovannye znacheniya, kak esli by etih spektral'nyh detalei ne bylo.

Itak, poluchenie absolyutno-absolyutnogo raspredeleniya energii sopryazheno s nakopleniem bol'shogo kolichestva oshibok. Sravnenie Moskovskogo i Alma-Atinskogo spektrofotometricheskih katalogov, nablyudeniya dlya kotoryh vypolneny v osnovnom na Krymskoi stancii GAISh i v observatorii ``Kamenskoe plato'' bliz Alma-Aty sootvetstvenno, pokazyvaet, chto inogda spektry zvezd v dvuh katalogah ochen' horosho shodyatsya (razlichie mezhdu nimi vo vseh dlinah voln sostavlyaet  1%), no pri vseh teh zhe metodikah dlya drugih zvezd razlichiya mogut dostigayut' v tom ili inom uchastke spektra %. Takie bol'shie oshibki ostayutsya eshe ves'ma tipichnymi dlya spektrofotometrii.

Problema usugublyaetsya eshe tem, chto sushestvuyut i prodolzhayut sistematicheski poyavlyat'sya v pechati stat'i, v kotoryh opredelyaetsya i issleduetsya peremennost' osnovnogo spektrofotometricheskogo standarta Vegi -- zvezdy spektral'nogo klassa A0 V-go klassa svetimosti. Ona s nekotoryh por vklyuchena v Obshii katalog peremennyh zvezd i otklassificirovana v OKPZ kak peremennaya tipa DSCTC:. Odnako ee peremennost' to podtverzhdaetsya, to vnov' oprovergaetsya pri dostatochno tshatel'nyh izmereniyah. Ne isklyucheno, chto Vega v samom dele yavlyaetsya peremennoi, i tip etoi peremennosti, mozhet byt', dast nachalo novomu klassu peremennyh zvezd. Vo vsyakom sluchae ona ne pohozha na obychnye zvezdy tipa DSCTC:^2.1.

Net somneniya, chto otkrytie novyh tipov maloamplitudnyh peremennyh zvezd budet svyazano imenno s povysheniem tochnosti fotometricheskih izmerenii.

Zdes' vnov' sleduet podcherknut', chto fotoelektricheskaya fotometriya zvezd, predstavlyayushaya glavnuyu temu nashego kursa, v smysle apparaturnoi tochnosti pozvolyaet izmeryat' svetovye potoki so srednekvadratichnoi oshibkoi v tysyachnye (!) doli zvezdnoi velichiny. I vot, ot pogreshnosti v desyatye doli procenta, s kotoroi proizvodit izmereniya pribor, registriruyushii izluchenie, my prihodim k edinicam, a to i k desyatku procentov oshibki, kogda pytaemsya poluchit' absolyutno-absolyutnoe raspredelenie energii v spektre.

Slozhnosti s polucheniem nadezhnyh absolyutno-absolyutnyh raspredelenii energii privodyat k tomu, chto v nablyudeniyah chashe poluchayut druguyu velichinu, nazyvaemuyu otnositel'no-absolyutnym raspredeleniem energii v spektre. V etom sluchae znacheniya energeticheskih velichin, privedennyh k odinakovym intervalam dlin voln, normirovany na znachenie v odnom izbrannom i, kak pravilo, horosho izmeryaemom intervale. Izmerennye raspredeleniya energii chashe vsego otnosyat k znacheniyu energii v spektral'nom intervale, centrirovannom na . Napomnim, chto eta dlina volny sootvetstvuet maksimumu krivoi vidnosti chelovecheskogo glaza (dnevnoe zrenie), a takzhe maksimumu ochen' populyarnoi fotometricheskoi polosy , uchastvuyushei v raznyh fotometricheskih sistemah. Pochti v takom vide (normirovannom na ) privedeny normal'nye raspredeleniya energii v spektrah zvezd razlichnyh spektral'nyh tipov v stat'yah Straizhisa i Sviderskene, opublikovannyh v Vil'nyusskih byulletenyah.

Drugim variantom otnositel'no-absolyutnogo raspredeleniya yavlyayutsya dannye, privedennye v Moskovskom spektrofotometricheskom kataloge. Tam tozhe dlya kazhdoi zvezdy vse izmerennye udel'nye osveshennosti umnozheny na normirovochnyi mnozhitel'. No vybiraetsya etot mnozhitel' iz usloviya, chto svetovoi potok, prohodyashii cherez fotometricheskuyu polosu , dolzhen sootvetstvovat' zvezde nulevoi vizual'noi velichiny.

Raspredeleniya energii v spektre vsegda poluchayutsya sravneniem potokov ot issleduemoi zvezdy s potokami ot zvezdy-standarta. Mozhno ostavit' rezul'tat pryamo v takoi forme, t.e. vyrazit' udel'nye energeticheskie potoki ot vashei zvezdy v dolyah sootvetstvuyushih potokov ot standarta, naprimer, ot Vegi ili ot drugogo populyarnogo spektrofotometricheskogo standarta na severnom nebe  Peg. Takie dannye nazyvayutsya otnositel'no-otnositel'nymi raspredeleniyami energii v spektre. Togda vy snimaete s sebya vsyu otvetstvennost' za peremennost' standarta, za kachestvo privyazki ego k laboratornym istochnikam i perekladyvaete ee na drugih issledovatelei: metrologov i astronomov.

Versiya dlya pechati