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 тЅ = -26m,8 (см. § 103). Расстояние до Солнца Подставляя mЅ и lg rЅ 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). ТАБЛИЦА 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 Ѕ и *, то получим (11.10) Обычно светимость выражают в единицах светимости Солнца, т.e. LЅ = 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)
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Абсолютная звездная величина и светимость звезд» з дисципліни «Загальна астрономія»
