Основная задача астрофотометрии, как показывает само название этого раздела астрофизики, состоит в определении интенсивности излучений небесных тел.
Наблюдение звёзд
Блеск звезды связан с ее видимой звездной величиной основной формулой, которую мы сейчас выведем.
Обозначим через ln блеск звезды n-й величины, т. е. через l1 блеск звезды первой величины, l2 - второй величины, l3 - третьей величины и т. д.
Изменение блеска между соседними градациями звездной величины определяется числом Погсона (равным 5√100 = 2,5118864... ≈ 2,512)
Перемножая соотношения, находим, например,
Эти соотношения могут быть обобщены в следующем виде:
или, так как lg 2,512 = 0,4, то
В приведенных формулах величины m и n могут быть также и дробными (звездные величины не обязательно целые числа).
Измеряя при помощи фотометра отношение блеска звезд, можно определить по последней формуле разность звездных величин, но ничего нельзя сказать о нуль-пункте шкалы. Нуль-пункт выбирают условно, т. е. по некоторому соглашению, но в конце концов, поскольку блеск есть эквивалент освещенности, его можно связать с физическими величинами.
Установлено, что освещенность, равную одному люксу, создавала бы звезда – 13m,89 ± 0,05, наблюдаемая вне земной атмосферы.
Полученные формулы позволяют распространить первоначальную шкалу (для шести звездных величин) как на более яркие небесные объекты, так и на слабые, невидимые для невооруженного глаза звезды.
Известно, что Венера светит как звезда минус 4-й величины, что блеск полной Луны эквивалентен блеску звезды минус 12-й величины, а Солнца – минус 27-й.
Если предел зрения невооруженного глаза около 6-й звездной величины, то в самый большой телескоп мира можно увидеть звезды 19-й величины, а сфотографировать более слабые – до 22-й.
Для иллюстрации подсчитаем, во сколько раз звезда первой величины светлее звезды 21-й звездной величины:
отсюда следует, что l1/l21 = 108, т. е. звезда первой величины светлее звезды 21-й звездной величины в СТО МИЛЛИОНОВ РАЗ!
Звездная величина звезды зависит также и от свойств приемника излучения
Сначала оценки блеска звезд производились невооруженным глазом. Затем были сконструированы визуальные фотометры различных систем.
В поле зрения наиболее совершенного визуального фотометра наблюдатель видит две «соседние» звезды – наблюдаемую естественную и искусственную, и сравнивает их блеск. Искусственная звезда – это или отражение от блестящего шарика света неяркой лампочки или маленькое отверстие в диафрагме, освещенной стабильным источником света. Процесс наблюдения заключается в выравнивании блеска обеих звезд; в фотометре заключено устройство, позволяющее изменять свет искусственной звезды в известное число раз.
Сравнение блеска двух естественных звезд происходит в два приема – блеск каждой из них выравнивают с изменяемым блеском искусственной звезды. Так или иначе, но о блеске звезд судит глаз наблюдателя, и такие звездные величины называются визуальными. Очевидно, что они зависят от того, как чувствителен глаз к излучениям различных длин волн. Наиболее же чувствителен он к зеленым лучам.
Получая фотографические снимки звездного неба, мы находим пластинку покрытой множеством черных точек – изображений звезд. Степень почернения и диаметр изображения позволяют судить о так называемом фотографическом блеске звезды. Измеряя фотографический эффект, можно определить фотографическую звездную величину той или иной звезды.
Условно принято, что у белых звезд визуальная и фотографическая звездные величины одинаковы.
Разность между фотографической и визуальной звездными величинами называется показателем цвета.
У белых звезд, по условию, показатель цвета равен нулю. Так как фотографическая пластинка менее чувствительна к красным лучам, то у красных звезд показатель цвета положителен. Бывают иногда случаи, когда красная звезда, обладающая, например, пятой визуальной звездной величиной, фотографически будет восприниматься как слабая звезда восьмой величины. Таким образом, показатель цвета позволяет судить о цвете звезды.
Так как фотографический способ исследования звезд в значительной степени вытеснил визуальный, астрофизики разработали еще одну систему звездных величин, заменяющую визуальную. Используя ортохроматические пластинки и подбирая соответствующий светофильтр, а затем измеряя получившийся фотографический эффект, астрономы определяют так называемые фотовизуальные величины, которые призваны заменить визуальные.
К сожалению, точность определения звездных величин фотографическим способом невысока (0,1-0,2 звездной величины).
Так как для решения многих важных задач необходимо знать блеск звезд точнее, был разработан фотоэлектрический способ наблюдений. Фотоэлектрический фотометр позволяет определять звездные величины со случайными ошибками от 0m,01 до 0m,02.
В фотоэлектрическом фотометре используется хорошо известный и изученный эффект, состоящий в том, что при освещении некоторых веществ в них возникает электрический ток, сила которого пропорциональна интенсивности падающего света. Таким образом, измерения «световых» величин заменяются измерениями тока, которые производятся гораздо точнее. Изобретение же очень чувствительных фотоумножителей позволяет измерять фототоки, возникающие при облучении фотокатодов слабым светом звезд.
В связи с этим были введены и получили широкое распространение более обоснованные фотометрические системы звездных величин, которые обозначаются латинскими буквами U, В и V.
Система U определяет звездные величины звезд в ультрафиолетовой области спектра, со средней длиной волны 3640 А.
Систему В можно считать отнесенной к длине волны 4445 А.
И, наконец, система V соответствует визуальной и относится к длине волны 5505 А.
Для создания таких систем перед фотоумножителем устанавливается специально подобранный светофильтр. Можно осуществить определения звездных величин в этой системе и фотографически. Таким образом, у каждой звезды теперь можно определить не один, а два показателя цвета U-В и В-V, т. е. сравнивать интенсивность излучения в разных участках спектра.
Разработан ряд и иных, еще более совершенных систем. За подробностями отсылаем к книге «Методы исследования переменных звезд», изданной под редакцией В. Б. Никонова («Наука», 1971).
Итак, мы видим, что современное понятие о звездной величине гораздо сложнее и зависит от многих факторов. Но если строго подойти к этому понятию, то только теперь оно получило должное научное обоснование. Дело в том, что самое простое понятие о визуальной звездной величине оказывается весьма неопределенным. Не существует «единого» человеческого глаза. У некоторых наблюдателей глаза оказываются более чувствительными, скажем, к красным лучам, у других – менее чувствительными, и у каждого визуально наблюдающего астронома своя собственная система визуальных звездных величин.
Существует все же одна система звездных величин, которая полностью свободна от произвола.
Это система болометрических звездных величин, в которой попросту суммируется все излучение звезды во всех участках спектра.
Определять такие величины можно было бы при помощи болометра, который измеряет полную энергию излучения звезды, если бы, конечно, не было поглощения света в земной атмосфере.
Болометрические величины непосредственно, как правило, не измеряют, а находят так называемые болометрические поправки. Придавая их, скажем, визуальным величинам, отыскивают болометрическую, т. е. энергетическую звездную величину, которая позволяет вычислять радиусы звезд.
При выполнении своих фотометрических наблюдений астроном-любитель сравнивает блеск изучаемого небесного светила с блеском соседних звезд сравнения. Для обработки такого наблюдения, т. е. для вычисления звездной величины из оценки блеска, нужно знать звездные величины звезд сравнения. Их можно найти в специальных звездных каталогах, которые основаны на более точных фотометрических определениях.
Приведено с сокращениями – источник
ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:
CComment