Astronet > 2.2 Primery raspredelenii energii

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

Precizionnaya fotometriya

<< 2.1 Funkciya

| Oglavlenie | 2.3 Vliyanie mezhzvezdnogo poglosheniya >>

2.2 Primery raspredelenii energii v spektrah zvezd raznyh spektral'nyh tipov

Rassmotrim podrobnee pervyi somnozhitel' v podyntegral'nom vyrazhenii osnovnyh formul (1.7)-(1.9): funkciyu dlya zvezd raznyh spektral'nyh klassov i klassov svetimosti. V etom nam pomogut spektrofotometricheskie dannye o raspredelenii energii. Dlya ``normal'nyh'', t.e. osvobozhdennyh ot vliyaniya mezhzvezdnogo pokrasneniya, raspredelenii eti dannye v dostatochnom dlya nas ob'eme soderzhatsya v uzhe upomyanutoi stat'e Sviderskene. Straizhis i Sviderskene nachali etu rabotu eshe v 60-h godah. Po vsemu dostupnomu bibliograficheskomu materialu byli sobrany spektrofotometricheskie dannye o raspredeleniyah energii v spektrah razlichnyh zvezd. Vse svedeniya byli vnimatel'no prosmotreny i predstavleny dlya nabora 50-angstremnyh intervalov. V neobhodimyh sluchayah v raspredeleniyah energii byli ispravleny iskazheniya, vnosimye nebol'shim mezhzvezdnym poglosheniem, hotya avtory i staralis' otbirat' zvezdy, dlya kotoryh pogloshenie prenebrezhimo malo. Potom eti dannye byli usredneny dlya vseh rassmotrennyh zvezd dannogo tipa i predstavleny v neskol'kih katalogah. Naibolee polnyi variant takogo kataloga vyshel v 1988g. Rassmotrim krivye dlya nekotoryh iz etih raspredelenii energii, obrashaya vnimanie na razlichiya mezhdu nimi po sushestvu.

Nachnem so spektra nepokrasnennoi zvezdy spektral'nogo klassa O (ris.2.2).

Ris.2.2: Otnositel'no-absolyutnoe raspredelenie energii v spektre zvezd O V, B3 i A0V. Dannye iz kataloga Z.Sviderskene. Spektry etogo kataloga normirovany na 100 dlya $\lambda5500\AA$

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig2_2.eps}\end{center}\end{figure}$

Straizhis i Sviderskene usrednili raspredeleniya energii dlya neskol'kih zvezd, dlya kotoryh v literature dany spektral'nye klassy ot O6 do O9. Poetomu oni nazyvayut etot tip prosto O V-go klassa svetimosti. Napomnim, chto obychno dlya zvezd O inyh klassov svetimosti ne razlichayut, a razdelenie na spektral'nye podklassy zatrudneno i daleko ne vsegda mozhno uverenno skazat', chto takoe O5V ili O8V. Spektral'nye podklassy eshe mozhno razlichit' po otnosheniyam intensivnostei nekotoryh spektral'nyh linii, no s tochki zreniya spektrofotometrii, t.e. s uchetom usredneniya raspredeleniya energii po standartnym intervalam v $50\mbox{\r{A}}$ , razlichiya mezhdu nimi ochen' maly. Horosho vidno, chto spektr vyglyadit gladkim, detalei, vyzyvaemyh spektral'nymi liniyami i polosami, v etom spektre pochti ne vidno. Glubiny etih detalei maly. A vot perepad udel'nyh osveshennostei velik i sostavlyaet okolo 80 raz. Itak, spektr OV ochen' krutoi i prakticheski ne soderzhit spektral'nyh linii. Maksimum izlucheniya prihoditsya na ul'trafioletovuyu oblast' vne rassmatrivaemogo spektral'nogo intervala. Shodno s etim vyglyadit raspredelenie energii v spektre absolyutno chernogo tela s temperaturoi poryadka 100000

Podobnye prostye i gladkie spektry ochen' udobno ispol'zovat' dlya podstanovki v osnovnye formuly (1.7), (1.8), kogda nuzhno opredelyat' parametry, ne svyazannye s samim raspredeleniem energii, naprimer, parametry atmosfernoi ekstinkcii. Chem proshe vid spektra $E(\lambda )$ , tem menee veroyatno, chto v nashu spektral'nuyu polosu budut vhodit' uchastki s bol'shimi gradientami.

Rassmotrim teper' spektr B3V (sm. ris.2.2). Perepad udel'nyh osveshennostei ot $\lambda\,3000\mbox{\r{A}}$ do $\lambda\,10000\mbox{\r{A}}$ v dva raza men'she, chem u spektra O. Krome togo, gladkost' etogo spektra uzhe narushena. Poyavilsya bal'merovskii skachok pri $\lambda\,3800\mbox{\r{A}}$ . Esli spektr O-zvezdy byl ochen' pohozh na raspredelenie energii v spektre absolyutno chernogo tela, to bal'merovskii skachok i poyavivshiesya bal'merovskie i drugie spektral'nye linii yavno iskazhayut etu kartinu. Iz formul izlucheniya absolyutno chernogo tela sleduet lineinaya zavisimost' mezhdu razlichnymi (chernotel'nymi) pokazatelyami cveta. Detali v spektrah real'nyh zvezd, poyavlyayushiesya vsledstvie spektral'nogo pereraspredeleniya energii v zvezdnyh atmosferah, delayut vzaimnye zavisimosti etih pokazatelei cveta nelineinymi i nemonotonnymi. Primenyaemye obratnye funkcii stanovyatsya pri etom neodnoznachnymi, chto sil'no zatrudnyaet vse redukcii, svyazannye s neobhodimost'yu privodit' rezul'taty nablyudenii v instrumental'nyh fotometricheskih polosah v sistemu so standartnymi polosami.

Prokommentiruem teper' obshii vid raspredeleniya energii v spektre zvezdy A0V (sm. ris.2.2, 2.4, 2.3). Pervoe, chto brosaetsya v glaza, eto gromadnaya amplituda bal'merovskogo skachka i velikolepno razvitye bal'merovskie linii. Eto horosho vidno dazhe s nizkim spektral'nym razresheniem $50\mbox{\r{A}}$ . No, v obshem, spektr eshe dostatochno rovnyi, i ispol'zovat' ego dlya issledovaniya atmosfernyh funkcii vpolne priemlemo. Obshii perepad udel'nyh osveshennostei v 2 raza men'she, chem u zvezd B3V, i maksimum izlucheniya uzhe popadaet v spektral'nyi interval $3000\mbox{\r{A}}<\lambda<9000\mbox{\r{A}}$ i nahoditsya okolo $\lambda\,4100\mbox{\r{A}}$ .

Ranee govorilos', chto dlya pervichnogo fotometricheskogo standarta $\alpha$ Lyr zvezdy A0V u raznyh avtorov rashodyatsya dannye v blizhnei ul'trafioletovoi oblasti. Rech' idet o razlichnyh velichinah naklona spektra v bal'merovskom kontinuume, vyzvannyh sistematicheskimi oshibkami. S etimi oshibkami spektrofotometristam eshe pridetsya razbirat'sya. No nel'zya dumat', chto razlichiya mezhdu raspredeleniyami energii v spektrah zvezd odnogo i togo zhe spektral'nogo tipa vyzvany tol'ko sistematicheskimi oshibkami. Mezhdu nimi sushestvuyut i real'nye fizicheskie razlichiya. Na ris.2.3 pokazany neskol'ko spektrov, vzyatyh iz Moskovskogo spektrofotometricheskogo kataloga, dlya zvezd, prinadlezhashih k tipu A0V. Vse eti raspredeleniya normirovany tak, chtoby sootvetstvovat' zvezde nulevoi vizual'noi velichiny.

Ris. 2.3: Raspredelenie energii v spektrah chetyreh zvezd tipa A0V

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig2_3.eps}\end{center}\end{figure}$

Po mere prodvizheniya k bolee pozdnim spektram vid raspredeleniya energii nachinaet uslozhnyat'sya. Sdelaem neskol'ko kommentariev k spektru zvezd tipa G2V (sm. ris.2.4).

Ris. 2.4: Otnositel'no-absolyutnoe raspredelenie energii v spektre zvezd A0V, G2V i K0V. Dannye iz kataloga Z.Sviderskene

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig2_4.eps}\end{center}\end{figure}$

Eto spektr, blizkii k spektru Solnca. Maksimum krivoi izlucheniya prihoditsya v raion dlin voln s $\lambda\,$ 4500-5000 $\mbox{\r{A}}$ . Perepad udel'nyh osveshennostei v nashem intervale dlin voln sostavlyaet vsego 3-5 raz. Bal'merovskie linii eshe vidny, no glubina ih men'she, a bal'merovskii skachok vyrazhen ne tak yavno, kak u A-zvezd. Krome togo, na nashei krivoi poyavilsya ``shum''. No eto ne oshibki izmerenii, vyzyvayushie razbros tochek. Eto real'nye izmeneniya gladkosti krivoi, svyazannye s tem, chto pri poverhnostnyh temperaturah na zvezdah spektral'nogo klassa G stanovitsya gorazdo bol'she spektral'nyh linii i polos dostatochnoi intensivnosti i oni iskazhayut ``gladkost''' spektra. O pohozhesti spektrov etih zvezd na spektr absolyutno chernogo tela mozhno govorit' tol'ko s ochen' bol'shoi natyazhkoi.

Glyadya na spektr tipa G2V, vspomnim proceduru opredeleniya spektral'nogo klassa. Dlya provedeniya klassifikacii berutsya znacheniya otnosheniya intensivnostei (ekvivalentnyh shirin) izbrannyh linii poglosheniya i eti znacheniya sravnivayutsya so standartnymi kalibrovochnymi velichinami. Naprimer, kak ukazyvaetsya v Pulkovskom kurse, dlya sravnitel'no rannih podklassov spektral'nogo tipa G pri opredelenii spektral'nogo klassa rassmatrivayut otnosheniya (FeI $\lambda\,4045$ )/H $\delta$ i (CaI $\lambda\,4226$ )/H $\gamma$ , a pri opredelenii klassa svetimosti -- (SrII $\lambda\,4077$ )/(CaI $\lambda\,4226$ ) i (SrI $\lambda\,4077$ )/(FeI $\lambda\,4045$ ).

Kogda my govorim o spektrofotometrii, to ponimaem pod etim process polucheniya funkcii raspredeleniya energii v spektre pri dostatochno nizkom spektral'nom razreshenii, kogda nuzhno lish' v obshih chertah oharakterizovat' dannuyu funkciyu. Pri etom indikatorami spektral'nogo klassa stanovyatsya otnosheniya integralov $\int E(\lambda)T_i(\lambda)d\lambda$ i $\int E(\lambda)T_j(\lambda)d\lambda$ , t.e. vneatmosfernye pokazateli cveta dlya polos i . V otlichie ot otnoshenii intensivnostei spektral'nyh linii, eti pokazateli cveta mogut byt', pomimo vsego prochego, iskazheny mezhzvezdnym poglosheniem. Ponyatno, chto spektral'nye klassy, poluchennye po liniyam, i spektral'nye klassy, poluchennye iz pokazatelei cveta, po mnogim prichinam mogut ne sovpadat' i voobshe predstavlyayut soboi raznye(!) fizicheskie parametry. Oni, konechno, sil'no korreliruyut, tak kak v osnovnom obuslovleny temperaturoi na poverhnosti zvezdy, no krome temperatury na opredelenie spektral'nyh klassov vliyaet celyi ryad drugih faktorov. Prezhde vsego, eto variacii himicheskogo sostava zvezdnyh atmosfer i izmenenie poverhnostnogo uskoreniya sily tyazhesti pri perehode ot zvezd glavnoi posledovatel'nosti k gigantam i sverhgigantam. Opredeliv spektral'nyi klass po otnosheniyu intensivnostei neskol'kih par spektral'nyh linii, my v obshem sluchae eshe ne mozhem dostatochno tochno sopostavit' etomu spektral'nomu klassu to ili inoe raspredelenie energii v spektre. Na primere neskol'kih zvezd A0 my uzhe videli, chto sushestvuyut zvezdy s odinakovoi spektral'noi klassifikaciei po liniyam, no s razlichayushimisya raspredeleniyami energii, t.e. s raznymi pokazatelyami cveta. V protivopolozhnost' etomu mozhno ukazat' na sushestvovanie zvezd s pochti odinakovym raspredeleniem energii v vizual'noi oblasti spektra (t.e. s odinakovymi pokazatelyami cveta), klassificiruyushiesya po liniyam kak zvezdy raznyh spektral'nyh podklassov. V itoge budushei bol'shoi fotometricheskoi i spektrofotometricheskoi raboty dolzhna vozniknut' ``spektrofotometricheskaya'' klassifikaciya zvezdnyh spektrov.

Ostanovimsya teper' na raspredelenii energii v spektre karlika K5 (sm. ris.2.4). V ul'trafioletovoi chasti ( $\lambda\,3000{\div} 3800\mbox{\r{A}}$ ) takaya zvezda izluchaet kraine malo. S uvelicheniem dliny volny spektr kruto idet vverh i maksimum krivoi energii prihoditsya primerno na $\lambda\,6500\mbox{\r{A}}$ . Etot spektr takzhe nel'zya nazvat' gladkim. Bal'merovskie linii ne zametny, no est' moshnye polosy poglosheniya, delayushie vid spektra ``volnistym''. Pri sravnitel'no nevysokoi temperature fotosfery zvezdy eti polosy sozdayutsya ne atomami, a molekulami. Sredi nih horosho izvestny polosy okisi titana.

V kataloge Sviderskene raspredeleniya energii v spektrah predstavleny s normirovkoi na izluchenie s dlinoi volny $\lambda\,5500\mbox{\r{A}}$ . Eto sootvetstvuet sluchayu rassmotreniya zvezd raznyh spektral'nyh klassov, no s odinakovoi monohromaticheskoi zvezdnoi velichinoi u $\lambda\,5500\mbox{\r{A}}$ . Esli dlya takih raspredelenii vychislit' zvezdnye velichiny v fotometricheskoi polose po formule (1.9), to eti velichiny, razumeetsya, budut raznymi dlya raznyh spektral'nyh tipov. Rassmatrivaemoe yavlenie nazyvaetsya effektom shiriny polosy. Ego illyustriruet ris.2.5.

Ris. 2.5: Razlichie velichin

dlya zvezd raznyh spektral'nyh tipov s odinakovoi monohromaticheskoi velichinoi v $\lambda\,5500\mbox{\r{A}}$ . Kruzhkami oboznacheny zvezdy glavnoi posledovatel'nosti, a krestikami - giganty

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig2_5.eps}\end{center}\end{figure}$

Dlya zvezd glavnoi posledovatel'nosti v intervale spektral'nyh klassov ot B0 do G8 izmeneniya sostavlyayut primerno $0{}^m\!\!\!.\,05$ . Eto oznachaet, chto, pri sravnenii, naprimer, zvezdy G so zvezdoi B v fotometricheskih polosah raznoi shiriny, hotya by i centrirovannyh na odinakovuyu dlinu volny $\lambda\,5500\mbox{\r{A}}$ , mozhno poluchit' razlichie v raznosti zvezdnyh velichin na $0{}^m\!\!\!.\,05$ . Polozhenie s bolee holodnymi zvezdami znachitel'no huzhe. Tam v polosu

nachinayut popadat' polosy molekulyarnogo poglosheniya i razlichie mozhet dostigat' pochti $0{}^m\!\!\!.\,1$ . I eto proishodit v ochen' ``spokoinoi'' vizual'noi polose! V ul'trafioletovoi i sinei chastyah spektra bliz bal'merovskogo skachka i v raionah s moshnymi bal'merovskimi i drugimi liniyami i polosami podobnyi effekt mozhet proyavlyat'sya gorazdo sil'nee. Na ris.2.5 pokazany takzhe vychislennye velichiny dlya spektrov zvezd-gigantov. V intervale spektral'nyh klassov ot B do K giganty raspolagayutsya na etom grafike pochti tak zhe, kak i zvezdy glavnoi posledovatel'nosti. A vot dlya pozdnih gigantov razlichie monohromaticheskih i geterohromnyh velichin dohodit do $0{}^m\!\!\!.\,3$ .

Primer razlichii v raspredelenii energii v spektre zvezd odnogo spektral'nogo klassa, no raznyh klassov svetimosti pokazan na ris.2.6, gde predstavleny raspredeleniya dlya karlika, giganta i sverhgiganta spektral'nogo klassa G5.

Ris. 2.6: Otnositel'no-absolyutnoe raspredelenie energii v spektrah zvezd G5 razlichnyh klassov svetimosti. Dannye iz kataloga Z.Sviderskene

$\begin{figure}\begin{center} \epsfxsize =0.8\textwidth\epsfbox{lfig2_6.eps}\end{center}\end{figure}$

V ul'trafioletovoi oblasti razlichiya spektrov zvezd, imeyushih odinakovuyu monohromaticheskuyu velichinu v seredine vizual'noi polosy, mogut dostigat' neskol'kih raz. Horosho zametny i razlichiya v krasnoi oblasti. V polosah UBV dlya raznyh klassov svetimosti poluchayutsya pokazateli cveta, privedennye v tabl.2.2

Tablica 2.2: Pokazateli cveta zvezd spektral'nogo klassa G5 dlya raznyh klassov svetimosti

Sp	U-B	B-V
G5 V	-0.065	0.663
G5 IV	0.154	0.739
G5 III	0.298	0.887
G5 II	0.401	0.903
G5 Ib	0.639	1.050

Vse skazannoe imeet bol'shoe znachenie pri vyrabotke optimal'noi metodiki vynosa zvezdnyh velichin za atmosferu i vychisleniya popravok dlya perevoda velichin iz odnoi fotometricheskoi polosy v druguyu. Konechno, vse zavisit ot zadannoi stepeni tochnosti. Esli vas ustraivaet srednekvadraticheskaya oshibka redukcii 3-4%, to bol'shinstvom ukazannyh razlichii mozhno prenebrech', no eto uzhe nel'zya nazvat' precizionnoi fotometriei. Naprimer, Dzhonson reduciroval ul'trafioletovye pokazateli cveta za atmosferu i na standartnuyu sistemu UBV bez ucheta zavisimostei ih ot spektral'nogo klassa. V chastnosti, poetomu ego razlichnye ryady nablyudenii odnih i teh zhe yarkih zvezd, vypolnennye s odnotipnoi apparaturoi, no v raznye gody i v raznyh observatoriyah, shodyatsya drug s drugom so srednekvadratichnym otkloneniem $\pm0{}^m\!\!\!.\,01{\div}0{}^m\!\!\!.\,03$ .

Eshe raz podcherknem, chto apparatura dlya elektrofotometricheskih izmerenii principial'no sposobna izmeryat' svetovye potoki s tochnost'yu v doli procenta. Sledovatel'no, metodika nablyudenii i obrabotki v fotoelektricheskoi fotometrii dolzhna pozvolyat' hotya by priblizit'sya k etomu urovnyu tochnosti.

<< 2.1 Funkciya

| Oglavlenie | 2.3 Vliyanie mezhzvezdnogo poglosheniya >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Fotometricheskaya sistema - zvezdnaya velichina - fotometriya - spektrofotometriya - atmosfernoe pogloshenie Publikacii so slovami: Fotometricheskaya sistema - zvezdnaya velichina - fotometriya - spektrofotometriya - atmosfernoe pogloshenie
Sm. takzhe: Zvezdnye velichiny Zahodyashaya ten' Zemli Spektral'noe i fotometricheskoe issledovanie linzovidnoi galaktiki s obolochkami NGC 474 Laboratoriya issledovaniya zvezdnogo magnetizma SAO RAN Laboratoriya spektroskopii zvezd SAO RAN Laboratoriya spektroskopii i fotometrii vnegalakticheskih ob'ektov SAO RAN Pokazatel' cveta Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce