ш
I
«it
107 ≈10й К, у них наблюдается сильная вспышечная переменность ронтг. излучения.
На зв╦здах ранних спектральных классов активные процессы не столь заметны на ярком фоне излучения звезды, но также наблюдаются по нетеиловому радиоизлучению.
Лит.: Унзольд А., Физика звездных атмосфер, пер. с нем., М., 1949; Звездные атмосферы, под ред. Дж.-Л. Гринстей-на, пер. с англ., М., 1963; С о б о л е в В. В., Курс теоретической астрофизики, 3 изд., М., 1985; Иванов В. В., Пкренос излучения и спектры небесных тел, M.t 1969; К u rue г R., Model atmospheres for G, Г, At В and О stars, «Astrophys. J. Suppl. Ser.», 197?, v. 40, p. 1; Г p е Й Д., Наблюдения и анализ звездных фотосфер, пер. с англ., М., 1980; М и х а л а с Д., Звездные атмосферы, пер. с англ., ч. 1≈2, М., 1982; Thomas R. N., Stellar atmospheric structural patterns, P.≈ Wash., 1983; Климишин И, А., Ударные волны в оболочках звезд. М., 1984; Гурзадян Г. А., Звездные хромосферы, М., 1У84; М-stars, ed. by H. R. Johnson, F, Querci, Wash.≈ P., 1985. H. Г. Бочкарев.
ЗВ╗ЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ ≈ относительные единицы измерения блеска звезд и др. астрономич. объектов (планет, галактик, спутников и др.).
Ещ╦ Гиппарх (Hipparchos), а за ним и Птолемей (Ptolemaios) разделили зв╦зды, видимые простым глазом, на шесть величин, отнеся к 1-й наиб, яркие, а к 6-й ≈ наиб, слабые зв╦зды. Слово «величина», по всей вероятности, возникло вследствие ошибочного убеждения в том, что яркие зв╦зды обладают большими размерами, слабые ≈ малыми. Несмотря на то, что эта терминология ошибочна и блеск звезды кроме размеров зависит также от яркостной темп-ры, расстояния и др. параметров, термин «3. в.» сохранился до настоящего времени. Более того, это понятие распространилось на др. астрономич. объекты, блеск к-рых тоже часто выражают в 3, в. Совр. определение 3. в, т следующее:
(1)
ности человеческого глаза (визуальные 3. в.), а также в разнообразных системах сенсибилизированных фотографии, пластинок (напр., фотовизуальные 3. в.). Созданы десятки новых гетерохромных и мочохроматич. систем 3. в., покрывающих широкий спектральный диапазон: от рентгеновского до дал╦кого ИК. При этом измерения проводят обычно не в одной, а сразу в неск. спектральных полосах, покрывающих разные участки спектра,≈ в т. и. фото-метрич. системах (см. Астрофотометрах), содержащих от двух до десятков полос. Разнообразие систем 3. в. связано с тем, что спектральный состав излучении астрономич. объектов меняется в очень широких пределах и для определения физ. природы исследуемого объекта требуется его изучение в разных участках спектра,
Системы 3. в. обычно нормируются т. о., чтобы для белых звезд спектрального класса AOV 3. в. в разных полосах были равны друг другу. Это достигается соответствующим выбором постоянной в ф-ле (1). Разность 3. в. mt и ms одной и той же звезды в двух разных полосах 1 и 2, имеющих кривые реакции /]?L и /2А
наз. колор-индексом CI (показателем цвета);
00
$
Cl = mi ≈ гиз = ≈ 2,5
∙*+
I
О
о
64
Здесь Е) ≈ освещ╦нность, К ≈ длина волны, /д ≈
спектральная чувствительность (кривая реакции) регистрирующей аппаратуры, С ≈ постоянная, задающая нуль-пункт системы величин. Коэф, ≈2,5 определяет шкалу 3. в. и наз. коэффициентом П о г с о н а. Знак минус указывает на то, что при увеличении блеска 3. в. уменьшаются. Величина /д
равна произведению спектральной чувствительности при╦мника излучения и пропускания коэффициента (отражения коэффициента} оптич. элементов регистрирующей ^аппаратуры (фотометра) и телескопа.
Земная атмосфера поглощает значит, долю энергип, приходящей от астрономич, объектов (см. Прозрачность земной атмосферы). Поглощение при этом сильно зависит ог А, зенитного расстояния объекта, высоты обсерватории над уровнем моря и состояния атмосферы. Чтобы не связывать понятие 3. в. с этими меняющимися параметрами условий наблюдения, измерения обычно исправляют за атм. экстинкцию. В этом случае Е^ в ф-ле (1) обозначает распределение энергии
в спектре за пределами земной атмосферы, а соответствующие значения т наз. внеатмосферными 3. в.
В зависимости от вида кривой реакции /д разливают след, системы 3. в. Бели /д вырождается в б-
функцию, 3. в. наз. монохроматическими. В случае когда /д постоянна по спектру, т. е. не зависит от ^, система 3. в. наз. болометрической. Во всех других случаях мы имеем дело с г е-терохромнымн системами 3. в,, к-рые в астрономии получили наиб, широкое распространение. Ещ╦ в начале 20 в. были созданы обширные каталоги, содержащие сотни тыс. зв╦зд с измерениями гетерохромных величин в системе чувствительности несенсибилизированных фотографич. пластинок (фотографические 3. в.), в системе чувствптель-
Колор-индексы зв╦зд являются индикаторами их темп-ры.
Болометрич. 3. в. т& введены для измерения потока эл.-магп. излучения от астрономич- объектов во вс╦м интервале длин волн. Они выражают внеатмосферный блеск объектов при их измерении с помощью неселективных при╦мников излучения и оптики. Таких при╦мников и оптики в действительности нет, поэтому величины mf, ≈ вычисляемые, а не наблюдаемые. Учитывая постоянство / в ф-ле (1), получим:
(2)
о
Постоянная С& выбирается из условия равенства и визуальных 3. в. V для непокрасневщих зв╦зд (см. Межзв╦здное поглощение) спектрального класса F5V:
0, (3)
со
где
= ≈ 2,5lg \
≈ кривая реакции
системы F, Су -≈ известная постоянная, задающая нуль-пункт визуальных величин V. Hert-рые авторы принимают другое условие для определения Сй, а именно: (т^ ≈ V) \ QaV^O. Эти шкалы отличаются незначительно (на ^0,07/я).
Болометрической поправкой ВС наз. разность между болометрич. и визуальной 3. в.:
= т ≈ V,
С уч╦том (2) и (3):
00
ф
о
Болометрич. поправки для зв╦зд F5V, по определению, равны нулю, для др. зв╦зд и объектов значения ВС отрицательны* Напр., для наиб, голубых зв╦зд (05V)
