<sect1 id="ai-colorandtemp">

<sect1info>

<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
><address>
</address
></affiliation>
</author>
</sect1info>

<title
>Цвета и температуры звёзд</title>
<indexterm
><primary
>Цвета и температуры звёзд</primary>
<seealso
>Излучение абсолютно чёрного тела</seealso
> <seealso
>Шкала звёздных величин</seealso
> </indexterm>

<para
>На первый взгляд звёзды кажутся только белыми. Но, если приглядеться, можно различить цвета: голубой, белый, красный и даже золотой. В зимнем созвездии Ориона красивый контраст составляют красная звезда Бетельгейзе "под мышкой" у Ориона и голубая Беллатрикс на плече. Причина разнообразия цветовой окраски звёзд оставалась тайной до тех пор, пока двести лет назад физики не изучили в достаточной мере природу света и свойства материи при очень высоких температурах. </para>

<para
>Именно физика <link linkend="ai-blackbody"
>излучения абсолютно черного тела</link
> дала нам возможность разобраться в разнообразии цветов звезд. Вскоре после изучения черного тела, было замечено, что спектры звезд весьма схожи с кривыми излучения абсолютно черного тела в диапазоне от нескольких тысяч градусов до  примерно 50 000 градусов по Кельвину. И, как следствие, что звезды схожи с абсолютно черным телом, а различные температуры поверхностей приводят к различным цветам звезд. </para>

<para
>Холодные звезды (например, спектрального класса K и M) излучают большую часть своей энергии в красном и инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра и потому кажутся красными, а излучение горячих звезд (например спектрального класса O и B) лежит в синем и ультрафиолетовом спектре, нам они кажутся голубыми или белыми. </para>

<para
>Для оценки температуры звезды можно использовать известное соотношение между температурой абсолютно черного тела и длиной волны спектрального максимума. То есть если увеличить температуру черного тела, то его спектральный максимум сдвинется в более короткую (синюю) часть спектра. Это показано на рисунке 1, где яркость трех гипотетических звезд указана напротив длины волн. <quote
>Радуга</quote
> показывает часть спектра, видимую человеческому глазу. </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
  <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Рисунок 1</phrase
></para
></caption>
</mediaobject>
</para>

<para
>Этот простой метод концептуально верен, но не может использоваться для получения точной температуры звёзд, потому что они <emphasis
>не</emphasis
> являются абсолютно чёрными телами. Присутствие различных элементов в атмосфере звезды приводит к поглощению определённой части спектра. Эти <firstterm
>линии поглощения</firstterm
> не распределены равномерно по спектру, в результате положение максимума может быть искажено. Более того, получение хорошего спектра занимает много времени и затруднительно для большого количества звёзд. </para>

<para
>Альтернативный метод состоит в использовании <firstterm
>фотометрии</firstterm
> для измерения интенсивности света, проходящего через различные фильтры. Каждый из них пропускает <emphasis
>только</emphasis
> определённую часть спектра, поглощая остальные. Широко используется фотометрическая система <firstterm
>Johnson UBV</firstterm
>. Она включает в себя трёхполосный спектральный фильтр: U (<quote
>ультрафиолетовый</quote
>), B (<quote
>голубой</quote
>) и V (<quote
>видимый</quote
>). </para>

<para
>В процессе UBV-фотометрии используются светочувствительные приборы (плёночная или ПЗС-камеры) и нацеленный на звезду телескоп для измерения яркости света, проходящего через каждый из фильтров. Так получают три различные яркости или <link linkend="ai-flux"
>потока</link
> (энергия на см^2 в секунду), обозначаемых как Fu, Fb, Fv. Отношения Fu/Fb и Fb/Fv являются количественной мерой <quote
>цвета</quote
> звезды и могут быть использованы для создания шкалы температур звёзд по принципу: чем больше эти отношения, тем выше температура поверхности звезды.  </para>

<para
>Например, у звезды Беллатрикс в Орионе Fb/Fv = 1,22, что означает, что она ярче через B-фильтр чем через V-фильтр. Более того, Fu/Fb, равное 2,22, означает, что она ярче всего через U-фильтр. А это значит, что звезда должна быть очень горяча, поскольку её спектральный максимум расположен в диапазоне U-фильтра или даже более коротких волн. Температура поверхности Беллатрикс (как определено из сравнения её спектра с моделями, учитывающими линии поглощения) &mdash; около 25 000 K. </para>

<para
>Мы можем выполнить этот анализ и для Бетельгейзе. Для этой звезды отношения Fb/Fv и Fu/Fb равны 0,15 и 0,18 соответственно, то есть ее яркость максимальна в видимом свете и минимальна в ультрафиолете. Значит, её спектральный максимум лежит в видимом диапазоне или ещё более длинных волнах. И температура Бетельгейзе &mdash; около 2 400 град. K. </para>

<para
>Астрономы предпочитают описывать цвета звёзд в терминах разницы <link linkend="ai-magnitude"
>звёздных величин</link
>, а не в отношениях <link linkend="ai-flux"
>потоков излучения</link
>. Тогда для голубой Беллатрикс мы получим индекс цвета как </para>

<para
>B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 log * (1,22) = -0,22 </para>

<para
>Для индекса цвета красной Бетельгейзе получаем </para>

<para
>B - V = -2,5 * log (Fb/Fv) = -2,5 * log (0,18) = 1,85 </para>

<para
>Индексы цвета, такие как<link linkend="ai-magnitude"
>шкала звёздных величин</link
>, идут в противоположную сторону. <emphasis
>Горячие голубые</emphasis
> звёзды имеют<emphasis
>меньшие и даже отрицательные </emphasis
> значения B-V индекса, чем холодные и красные, как показано ниже. </para>

<para
>Астроном может затем использовать полученные цветовые индексы для получения точной температуры звезды, откорректировав их сначала с учётом покраснения и межзвёздной экстинкции. Связь между этими индексами и температурой показана на рисунке 2. </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
  <imagedata fileref="color_indices.png"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Рисунок 2</phrase
></para
></caption>
</mediaobject>
</para>

<para
>Температура поверхности Солнца &mdash; 5 800 градусов по Kельвину, а её цветовой B-V индекс &mdash; 0,62. </para>
</sect1>
