ЦВЕТА ЗВЕЗД

При соответствующем сочетании преимуществ фотоэлектрической фотометрии с достоинствами фотографической пластинки можно осуществить точные измерения звездных величин и цветов большого количества звезд. При помощи фотоэлектрического фотометра в каждый данный момент можно наблюдать только одну звезду, а фотографическая пластинка позволяет зарегистрировать одновременно целое звездное скопление. Астроном измеряет фотоэлектрическим методом звездные величины и цвета нескольких избранных звезд в некотором диапазоне цвета и блеска, а затем пользуется ими как стандартными, с которыми сравнивают иногда сотни других звезд, сфотографированных на той же пластинке.

Однако использование цвета вместо спектрального класса имеет один существенный недостаток. Цвет далекой звезды может (спектральный класс не может) казаться краснее, чем он есть, из-за частиц межзвездного пространства, подобно тому как заходящее Солнце краснеет благодаря селективному рассеянию света молекулами земной атмосферы (см.

На сегодняшний день большинство диаграмм Г — Р строится по данным фотометрических наблюдений. На основе цветовых измерений U, В и V строятся графики показателей цвета (В V) относительно (U—V), которые используются как вспо-

                                          дли оценки эффекта окрашивания п поглощения

свет меж те отыми частицами. Затем исправленные показа- Iели цвета, пли (В V)0, наносят па график относительно V0 (также исправленного за пространственное поглощение) для членов скопления или звездной ассоциации. Далее график (В - V) о относительно У0 сравнивают со стандартной диаграммой Г — Р, дающей (В — V)0 как функцию Mv. Таким способом получают модуль расстояния скопления V — Mv, а следовательно, и его расстояние (см. следующий раздел).

Сверх того, для каждого значения истинного показателя цвета {В — Р)0 можно установить температуру (см. приложение IV). Можно также приписать каждой величине (В—Р)0 и Mv соответствующий спектр и класс светимости. Следовательно, график (В — V)o относительно Mv можно превратить в диаграмму спектр — светимость. Можно пойти и еще дальше. .Для каждого класса светимости и температуры можно вывести Пилометрическую поправку, необходимую для преобразования

Рис. 60. Схематическая диаграмма Герцшпрунга — Рассела для семи галактических скоплений; абсолютная визуальная звездная величина нанесена как функция спектрального класса.

Жирная линия, ограничивающая главную последовательность снизу, определяет так называемую начальную главную последовательность.

визуальной абсолютной величины в болометрическую величину, и, следовательно, получить истинную светимость звезды (см.

светимость зависит от площади поверхности и температуры, то диаграмму, дающую связь между светимостью и температурой, можно превратить в диаграмму, дающую связь между светимостью и радиусом, или же, наоборот, зависимость между радиусом и светимостью можно преобразовать в зависимость между температурой поверхности и светимостью.

Итак, перечислим теперь те действия, которые необходимы для преобразования наблюдаемой цветовой диаграммы звездного скопления в полную физического смысла последовательность (поскольку все члены звездного скопления находятся от нас на одинаковом расстоянии, разности видимых величин равны разностям абсолютных величин): На основе цветовых измерений U, В, V для скопления вычисляются показатели (U — В) и (В—V) для каждой звезды. С учетом уже известного влияния межзвездного поглощения на цвета и звездные величины осуществляется переход к (U — В)о, (В — 1/)0 и V0. Диаграмма Г — Р для скопления, а именно график (В — Р)0 как функция V0, сравнивается со стандартной диаграммой Г — Р, построенной для аналогичных звезд с целью определить модуль расстояния V0— Mv. Модуль расстояния, исправленный за межзвездное поглощение, связан с расстоянием формулой V0 — Mv = 51gr— 5, где г—расстояние в парсеках.

Цвет звезды может зависеть не только от температуры, светимости и межзвездного поглощения, но и от других факторов. Не только спектр звезды, но и ее цвет может зависеть от химического состава и до некоторой степени — от движения масс вещества (турбулентность) в ее атмосфере.

Хотя цветовая система U, В, V, введенная Гаролдом Джонсоном, имеет неоценимое значение для астрономии, весьма полезны и многие другие фотоэлектрические комбинации цветов. Упомянем, например, шестицветную фотометрию Стеббинса и Уитфорда и более позднюю Стеббинса и Крона (охватывающую широкий диапазон длин волн), а также систему, использовавшуюся Стрёмгреном. В последней рациональный подбор фильтров и фотоэлементов дает возможность измерять излучение как

в узких спектральных интервалах (в несколько десятков ангстрем), так и в широких (100 А и более), выбранных так, что при соответствующем сочетании измерений можно получить для каждой звезды ее спектральный класс, светимость и содержание металлов по отношению к количеству водорода, а также оценить эффект межзвездного поглощения.