<< 2.1 Функция
| Оглавление |
2.3 Влияние межзвездного поглощения >>
Рассмотрим подробнее первый сомножитель в подынтегральном
выражении основных формул (1.7)-(1.9):
функцию для звезд
разных спектральных классов и классов светимости. В этом нам
помогут спектрофотометрические данные о распределении энергии.
Для ``нормальных'', т.е. освобожденных от влияния межзвездного
покраснения, распределений эти данные в достаточном для нас
объеме содержатся в уже упомянутой статье Свидерскене. Страйжис
и Свидерскене начали эту работу еще в 60-х годах. По всему
доступному библиографическому материалу были собраны
спектрофотометрические данные о распределениях энергии в
спектрах различных звезд. Все сведения были внимательно
просмотрены и представлены для набора 50-ангстремных интервалов.
В необходимых случаях в распределениях энергии были исправлены
искажения, вносимые небольшим межзвездным поглощением, хотя
авторы и старались отбирать звезды, для которых поглощение
пренебрежимо мало. Потом эти данные были усреднены для всех
рассмотренных звезд данного типа и представлены в нескольких
каталогах. Наиболее полный вариант такого каталога вышел в 1988г.
Рассмотрим кривые для некоторых из этих распределений
энергии, обращая внимание на различия между ними по существу.
Начнем со спектра непокрасненной звезды спектрального
класса O (рис.2.2).
Рис.2.2:
Относительно-абсолютное распределение энергии в спектре звезд
O V, B3 и A0V. Данные из каталога З.Свидерскене. Спектры этого каталога
нормированы на 100 для
|
Страйжис и Свидерскене усреднили распределения энергии для нескольких
звезд, для которых в литературе даны спектральные классы от O6 до O9.
Поэтому они называют этот тип просто O V-го класса светимости.
Напомним, что обычно для звезд O иных классов светимости не различают,
а разделение на спектральные подклассы затруднено и далеко не всегда
можно уверенно сказать, что такое O5V или O8V. Спектральные подклассы
еще можно различить по отношениям интенсивностей некоторых спектральных
линий, но с точки зрения спектрофотометрии, т.е. с учетом усреднения
распределения энергии по стандартным интервалам в
, различия между
ними очень малы. Хорошо видно, что спектр выглядит гладким, деталей,
вызываемых спектральными линиями и полосами, в этом спектре почти не
видно. Глубины этих деталей малы. А вот перепад удельных освещенностей
велик и составляет около 80 раз. Итак, спектр OV очень крутой и
практически не содержит спектральных линий. Максимум излучения
приходится на ультрафиолетовую область вне рассматриваемого
спектрального интервала. Сходно с этим выглядит распределение энергии в
спектре абсолютно черного тела с температурой порядка 100000.
Подобные простые и гладкие спектры очень удобно
использовать для подстановки в основные формулы (1.7), (1.8),
когда нужно определять параметры, не связанные с самим
распределением энергии, например, параметры атмосферной
экстинкции. Чем проще вид спектра , тем менее вероятно, что
в нашу спектральную полосу будут входить участки с большими
градиентами.
Рассмотрим теперь спектр B3V (см. рис.2.2). Перепад
удельных освещенностей от
до
в два
раза меньше, чем у спектра O. Кроме того, гладкость этого спектра
уже нарушена. Появился бальмеровский скачок при
. Если
спектр O-звезды был очень похож на распределение энергии в спектре
абсолютно черного тела, то бальмеровский скачок и появившиеся
бальмеровские и другие спектральные линии явно искажают эту картину. Из
формул излучения абсолютно черного тела следует линейная зависимость
между различными (чернотельными) показателями цвета. Детали в спектрах
реальных звезд, появляющиеся вследствие спектрального перераспределения
энергии в звездных атмосферах, делают взаимные зависимости этих
показателей цвета нелинейными и немонотонными. Применяемые обратные
функции становятся при этом неоднозначными, что сильно затрудняет все
редукции, связанные с необходимостью приводить результаты наблюдений в
инструментальных фотометрических полосах в систему со стандартными
полосами.
Прокомментируем теперь общий вид распределения энергии в спектре
звезды A0V (см. рис.2.2, 2.4, 2.3).
Первое, что бросается в глаза, это громадная амплитуда бальмеровского
скачка и великолепно развитые бальмеровские линии. Это хорошо видно
даже с низким спектральным разрешением
. Но, в общем, спектр еще
достаточно ровный, и использовать его для исследования атмосферных
функций вполне приемлемо. Общий перепад удельных освещенностей в 2 раза
меньше, чем у звезд B3V, и максимум излучения уже попадает в
спектральный интервал
и находится около
.
Ранее говорилось, что для первичного фотометрического стандарта
Lyr звезды A0V у разных авторов расходятся данные в ближней
ультрафиолетовой области. Речь идет о различных величинах наклона
спектра в бальмеровском континууме, вызванных систематическими
ошибками. С этими ошибками спектрофотометристам еще придется
разбираться. Но нельзя думать, что различия между распределениями
энергии в спектрах звезд одного и того же спектрального типа вызваны
только систематическими ошибками. Между ними существуют и реальные
физические различия. На рис.2.3 показаны несколько спектров,
взятых из Московского спектрофотометрического каталога, для звезд,
принадлежащих к типу A0V. Все эти распределения нормированы так, чтобы
соответствовать звезде нулевой визуальной величины.
Рис. 2.3:
Распределение энергии в спектрах четырех звезд типа A0V
|
По мере продвижения к более поздним спектрам вид распределения
энергии начинает усложняться. Сделаем несколько комментариев к спектру
звезд типа G2V (см. рис.2.4).
Рис. 2.4:
Относительно-абсолютное распределение энергии в спектре звезд
A0V, G2V и K0V. Данные из каталога З.Свидерскене
|
Это спектр, близкий к спектру Солнца. Максимум кривой излучения
приходится в район длин волн с 4500-5000. Перепад
удельных освещенностей в нашем интервале длин волн составляет всего 3-5
раз. Бальмеровские линии еще видны, но глубина их меньше, а
бальмеровский скачок выражен не так явно, как у A-звезд. Кроме того, на
нашей кривой появился ``шум''. Но это не ошибки измерений, вызывающие
разброс точек. Это реальные изменения гладкости кривой, связанные с
тем, что при поверхностных температурах на звездах спектрального класса
G становится гораздо больше спектральных линий и полос достаточной
интенсивности и они искажают ``гладкость'' спектра. О похожести спектров
этих звезд на спектр абсолютно черного тела можно говорить только с
очень большой натяжкой.
Глядя на спектр типа G2V, вспомним процедуру определения
спектрального класса. Для проведения классификации берутся значения
отношения интенсивностей (эквивалентных ширин) избранных линий
поглощения и эти значения сравниваются со стандартными калибровочными
величинами. Например, как указывается в Пулковском курсе, для
сравнительно ранних подклассов спектрального типа G при определении
спектрального класса рассматривают отношения
(FeI)/H и (CaI)/H, а
при определении класса светимости --
(SrII)/(CaI) и
(SrI)/(FeI).
Когда мы говорим о спектрофотометрии, то понимаем под этим процесс
получения функции распределения энергии в спектре при достаточно низком
спектральном разрешении, когда нужно лишь в общих чертах
охарактеризовать данную функцию. При этом индикаторами спектрального
класса становятся отношения интегралов
и
,
т.е. внеатмосферные показатели цвета для полос и . В отличие
от отношений интенсивностей спектральных линий, эти показатели цвета
могут быть, помимо всего прочего, искажены межзвездным поглощением.
Понятно, что спектральные классы, полученные по линиям, и спектральные
классы, полученные из показателей цвета, по многим причинам могут не
совпадать и вообще представляют собой разные(!) физические
параметры. Они, конечно, сильно коррелируют, так как в основном
обусловлены температурой на поверхности звезды, но кроме температуры на
определение спектральных классов влияет целый ряд других факторов.
Прежде всего, это вариации химического состава звездных атмосфер и
изменение поверхностного ускорения силы тяжести при переходе от звезд
главной последовательности к гигантам и сверхгигантам. Определив
спектральный класс по отношению интенсивностей нескольких пар
спектральных линий, мы в общем случае еще не можем достаточно точно
сопоставить этому спектральному классу то или иное распределение
энергии в спектре. На примере нескольких звезд A0 мы уже видели, что
существуют звезды с одинаковой спектральной классификацией по линиям,
но с различающимися распределениями энергии, т.е. с разными
показателями цвета. В противоположность этому можно указать на
существование звезд с почти одинаковым распределением энергии в
визуальной области спектра (т.е. с одинаковыми показателями цвета),
классифицирующиеся по линиям как звезды разных спектральных подклассов.
В итоге будущей большой фотометрической и спектрофотометрической работы
должна возникнуть ``спектрофотометрическая'' классификация звездных
спектров.
Остановимся теперь на распределении энергии в спектре карлика K5
(см. рис.2.4). В ультрафиолетовой части (
) такая звезда излучает крайне мало. С увеличением длины волны
спектр круто идет вверх и максимум кривой энергии приходится примерно
на
. Этот спектр также нельзя назвать гладким.
Бальмеровские линии не заметны, но есть мощные полосы поглощения,
делающие вид спектра ``волнистым''. При сравнительно невысокой
температуре фотосферы звезды эти полосы создаются не атомами, а
молекулами. Среди них хорошо известны полосы окиси титана.
В каталоге Свидерскене распределения энергии в спектрах
представлены с нормировкой на излучение с длиной волны
. Это соответствует случаю рассмотрения звезд разных
спектральных классов, но с одинаковой монохроматической звездной
величиной у
. Если для таких распределений вычислить
звездные величины в фотометрической полосе по формуле (1.9),
то эти величины, разумеется, будут разными для разных спектральных
типов. Рассматриваемое явление называется эффектом ширины полосы. Его
иллюстрирует рис.2.5.
Рис. 2.5:
Различие величин для звезд разных спектральных
типов с одинаковой монохроматической величиной в
.
Кружками обозначены звезды главной последовательности,
а крестиками - гиганты
|
Для звезд главной последовательности в интервале спектральных классов
от B0 до G8 изменения составляют примерно
. Это означает, что, при
сравнении, например, звезды G со звездой B в фотометрических полосах
разной ширины, хотя бы и центрированных на одинаковую длину волны
, можно получить различие в разности звездных величин
на
. Положение с более холодными звездами значительно хуже.
Там в полосу начинают попадать полосы молекулярного поглощения и
различие может достигать почти
. И это происходит в очень
``спокойной'' визуальной полосе! В ультрафиолетовой и синей частях
спектра близ бальмеровского скачка и в районах с мощными бальмеровскими
и другими линиями и полосами подобный эффект может проявляться гораздо
сильнее. На рис.2.5 показаны также вычисленные
величины для спектров звезд-гигантов. В интервале спектральных классов
от B до K гиганты располагаются на этом графике почти так же, как и
звезды главной последовательности. А вот для поздних гигантов различие
монохроматических и гетерохромных величин доходит до
.
Пример различий в распределении энергии в спектре звезд
одного спектрального класса, но разных классов светимости
показан на рис.2.6, где представлены распределения для карлика,
гиганта и сверхгиганта спектрального класса G5.
Рис. 2.6:
Относительно-абсолютное распределение энергии в спектрах звезд G5
различных классов светимости. Данные из каталога З.Свидерскене
|
В ультрафиолетовой области различия спектров звезд, имеющих одинаковую
монохроматическую величину в середине визуальной полосы, могут
достигать нескольких раз. Хорошо заметны и различия в красной области.
В полосах UBV для разных классов светимости получаются показатели
цвета, приведенные в табл.2.2
Таблица 2.2:
Показатели цвета звезд спектрального класса G5
для разных классов светимости
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 |
Все сказанное имеет большое значение при выработке оптимальной
методики выноса звездных величин за атмосферу и вычисления поправок
для перевода величин из одной фотометрической полосы в другую.
Конечно, все зависит от заданной степени точности. Если вас устраивает
среднеквадратическая ошибка редукций 3-4%,
то большинством указанных различий можно пренебречь, но это уже нельзя
назвать прецизионной фотометрией. Например, Джонсон редуцировал
ультрафиолетовые показатели цвета за атмосферу и на стандартную систему
UBV без учета зависимостей их от спектрального класса. В частности,
поэтому его различные ряды наблюдений одних и тех же ярких звезд,
выполненные с однотипной аппаратурой, но в разные годы и в разных
обсерваториях, сходятся друг с другом со среднеквадратичным отклонением
.
Еще раз подчеркнем, что аппаратура для электрофотометрических
измерений принципиально способна измерять световые потоки с точностью в
доли процента. Следовательно, методика наблюдений и обработки в
фотоэлектрической фотометрии должна позволять хотя бы приблизиться к
этому уровню точности.
<< 2.1 Функция
| Оглавление |
2.3 Влияние межзвездного поглощения >>
Написать комментарий
|