Рассмотрим подробнее первый сомножитель в подынтегральном
выражении основных формул (1.7)-(1.9):
функцию для звезд
разных спектральных классов и классов светимости. В этом нам
помогут спектрофотометрические данные о распределении энергии.
Для ``нормальных'', т.е. освобожденных от влияния межзвездного
покраснения, распределений эти данные в достаточном для нас
объеме содержатся в уже упомянутой статье Свидерскене. Страйжис
и Свидерскене начали эту работу еще в 60-х годах. По всему
доступному библиографическому материалу были собраны
спектрофотометрические данные о распределениях энергии в
спектрах различных звезд. Все сведения были внимательно
просмотрены и представлены для набора 50-ангстремных интервалов.
В необходимых случаях в распределениях энергии были исправлены
искажения, вносимые небольшим межзвездным поглощением, хотя
авторы и старались отбирать звезды, для которых поглощение
пренебрежимо мало. Потом эти данные были усреднены для всех
рассмотренных звезд данного типа и представлены в нескольких
каталогах. Наиболее полный вариант такого каталога вышел в 1988г.
Рассмотрим кривые для некоторых из этих распределений
энергии, обращая внимание на различия между ними по существу.
Начнем со спектра непокрасненной звезды спектрального класса O (рис.2.2).
![]() |
Подобные простые и гладкие спектры очень удобно
использовать для подстановки в основные формулы (1.7), (1.8),
когда нужно определять параметры, не связанные с самим
распределением энергии, например, параметры атмосферной
экстинкции. Чем проще вид спектра , тем менее вероятно, что
в нашу спектральную полосу будут входить участки с большими
градиентами.
Рассмотрим теперь спектр B3V (см. рис.2.2). Перепад
удельных освещенностей от
до
в два
раза меньше, чем у спектра O. Кроме того, гладкость этого спектра
уже нарушена. Появился бальмеровский скачок при
. Если
спектр O-звезды был очень похож на распределение энергии в спектре
абсолютно черного тела, то бальмеровский скачок и появившиеся
бальмеровские и другие спектральные линии явно искажают эту картину. Из
формул излучения абсолютно черного тела следует линейная зависимость
между различными (чернотельными) показателями цвета. Детали в спектрах
реальных звезд, появляющиеся вследствие спектрального перераспределения
энергии в звездных атмосферах, делают взаимные зависимости этих
показателей цвета нелинейными и немонотонными. Применяемые обратные
функции становятся при этом неоднозначными, что сильно затрудняет все
редукции, связанные с необходимостью приводить результаты наблюдений в
инструментальных фотометрических полосах в систему со стандартными
полосами.
Прокомментируем теперь общий вид распределения энергии в спектре
звезды A0V (см. рис.2.2, 2.4, 2.3).
Первое, что бросается в глаза, это громадная амплитуда бальмеровского
скачка и великолепно развитые бальмеровские линии. Это хорошо видно
даже с низким спектральным разрешением
. Но, в общем, спектр еще
достаточно ровный, и использовать его для исследования атмосферных
функций вполне приемлемо. Общий перепад удельных освещенностей в 2 раза
меньше, чем у звезд B3V, и максимум излучения уже попадает в
спектральный интервал
и находится около
.
Ранее говорилось, что для первичного фотометрического стандарта
Lyr звезды A0V у разных авторов расходятся данные в ближней
ультрафиолетовой области. Речь идет о различных величинах наклона
спектра в бальмеровском континууме, вызванных систематическими
ошибками. С этими ошибками спектрофотометристам еще придется
разбираться. Но нельзя думать, что различия между распределениями
энергии в спектрах звезд одного и того же спектрального типа вызваны
только систематическими ошибками. Между ними существуют и реальные
физические различия. На рис.2.3 показаны несколько спектров,
взятых из Московского спектрофотометрического каталога, для звезд,
принадлежащих к типу A0V. Все эти распределения нормированы так, чтобы
соответствовать звезде нулевой визуальной величины.
По мере продвижения к более поздним спектрам вид распределения энергии начинает усложняться. Сделаем несколько комментариев к спектру звезд типа G2V (см. рис.2.4).
![]() |
Глядя на спектр типа G2V, вспомним процедуру определения
спектрального класса. Для проведения классификации берутся значения
отношения интенсивностей (эквивалентных ширин) избранных линий
поглощения и эти значения сравниваются со стандартными калибровочными
величинами. Например, как указывается в Пулковском курсе, для
сравнительно ранних подклассов спектрального типа G при определении
спектрального класса рассматривают отношения
(FeI)/H
и (CaI
)/H
, а
при определении класса светимости --
(SrII
)/(CaI
) и
(SrI
)/(FeI
).
Когда мы говорим о спектрофотометрии, то понимаем под этим процесс
получения функции распределения энергии в спектре при достаточно низком
спектральном разрешении, когда нужно лишь в общих чертах
охарактеризовать данную функцию. При этом индикаторами спектрального
класса становятся отношения интегралов
и
,
т.е. внеатмосферные показатели цвета для полос
и
. В отличие
от отношений интенсивностей спектральных линий, эти показатели цвета
могут быть, помимо всего прочего, искажены межзвездным поглощением.
Понятно, что спектральные классы, полученные по линиям, и спектральные
классы, полученные из показателей цвета, по многим причинам могут не
совпадать и вообще представляют собой разные(!) физические
параметры. Они, конечно, сильно коррелируют, так как в основном
обусловлены температурой на поверхности звезды, но кроме температуры на
определение спектральных классов влияет целый ряд других факторов.
Прежде всего, это вариации химического состава звездных атмосфер и
изменение поверхностного ускорения силы тяжести при переходе от звезд
главной последовательности к гигантам и сверхгигантам. Определив
спектральный класс по отношению интенсивностей нескольких пар
спектральных линий, мы в общем случае еще не можем достаточно точно
сопоставить этому спектральному классу то или иное распределение
энергии в спектре. На примере нескольких звезд A0 мы уже видели, что
существуют звезды с одинаковой спектральной классификацией по линиям,
но с различающимися распределениями энергии, т.е. с разными
показателями цвета. В противоположность этому можно указать на
существование звезд с почти одинаковым распределением энергии в
визуальной области спектра (т.е. с одинаковыми показателями цвета),
классифицирующиеся по линиям как звезды разных спектральных подклассов.
В итоге будущей большой фотометрической и спектрофотометрической работы
должна возникнуть ``спектрофотометрическая'' классификация звездных
спектров.
Остановимся теперь на распределении энергии в спектре карлика K5
(см. рис.2.4). В ультрафиолетовой части (
) такая звезда излучает крайне мало. С увеличением длины волны
спектр круто идет вверх и максимум кривой энергии приходится примерно
на
. Этот спектр также нельзя назвать гладким.
Бальмеровские линии не заметны, но есть мощные полосы поглощения,
делающие вид спектра ``волнистым''. При сравнительно невысокой
температуре фотосферы звезды эти полосы создаются не атомами, а
молекулами. Среди них хорошо известны полосы окиси титана.
В каталоге Свидерскене распределения энергии в спектрах
представлены с нормировкой на излучение с длиной волны
. Это соответствует случаю рассмотрения звезд разных
спектральных классов, но с одинаковой монохроматической звездной
величиной у
. Если для таких распределений вычислить
звездные величины в фотометрической полосе
по формуле (1.9),
то эти величины, разумеется, будут разными для разных спектральных
типов. Рассматриваемое явление называется эффектом ширины полосы. Его
иллюстрирует рис.2.5.
![]() |
Пример различий в распределении энергии в спектре звезд одного спектрального класса, но разных классов светимости показан на рис.2.6, где представлены распределения для карлика, гиганта и сверхгиганта спектрального класса G5.
![]() |
Все сказанное имеет большое значение при выработке оптимальной
методики выноса звездных величин за атмосферу и вычисления поправок
для перевода величин из одной фотометрической полосы в другую.
Конечно, все зависит от заданной степени точности. Если вас устраивает
среднеквадратическая ошибка редукций 3-4%,
то большинством указанных различий можно пренебречь, но это уже нельзя
назвать прецизионной фотометрией. Например, Джонсон редуцировал
ультрафиолетовые показатели цвета за атмосферу и на стандартную систему
UBV без учета зависимостей их от спектрального класса. В частности,
поэтому его различные ряды наблюдений одних и тех же ярких звезд,
выполненные с однотипной аппаратурой, но в разные годы и в разных
обсерваториях, сходятся друг с другом со среднеквадратичным отклонением
.
Еще раз подчеркнем, что аппаратура для электрофотометрических измерений принципиально способна измерять световые потоки с точностью в доли процента. Следовательно, методика наблюдений и обработки в фотоэлектрической фотометрии должна позволять хотя бы приблизиться к этому уровню точности.