АСТРОНОМИЯ

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)