Показатель цвета для солнца

Показатель цвета для солнца

П. ц. можно интерпретировать как отношение интенсивностей излучения на разных длинах волн. Это значит, что П. ц. характеризует наклон кривой , к-рый зависит от параметров внеш. слоев звезды — темп-ры, плотности, хим. состава и др. Следовательно, найдя П. ц. и пользуясь связью П. ц. с параметрами звезды, можно определить значения этих параметров.

Теория эволюции звёзд показывает, что их поверхностная темп-ра явл. ф-цией возраста. Это даёт возможность с помощью П. ц. оценивать возраст звёзд. Обычно этот способ применяется к звёздным скоплениям, все звёзды к-рых имеют близкий возраст и хим. состав и различаются в основном массой. На диаграмме «П. ц.- звёздная величина» звёзды скопления лежат вдоль линии постоянного возраста, называемой изохроной. Сравнение наблюдаемой и теоретич. изохрон позволяет определять возраст скопления. Часто сравнивают только характерные точки изохрон, напр. положение самой голубой звезды скопления (звезды с наименьшим П. ц.).

Т. к. межзвёздная пыль сильнее поглощает коротковолновое излучение звёзд (непрозрачность пыли ), вызывая покраснение света, то П. ц. зависит от межзвёздного поглощения. В связи с этим П. ц. может явл. мерой количества пыли.

Исследования строения Галактики (пространств. распределения поглощающей материи, скоплений звёзд, положения спиральных рукавов и т. д.) требует определения П. ц. звёзд разных типов.

Наиболее эффективным инструментом совр. фотометрич. исследований служат двухцветные диаграммы, на к-рых по осям координат откладываются разные П. ц. данной фотометрич. системы. В первую очередь двухцветные диаграммы используются для определения величины межзвёздного поглощения. Её находят сравнением положения на двухцветной диаграмме стандартной последовательности непокрасневших звёзд, полученной по наблюдениям ближайших звёзд или скоплений, с П. ц. исследуемых более далеких звезд. Освобождение от влияния межзвёздного поглощения позволяет определить ряд физ. параметров звёзд.

Ниже приведены примеры определения ряда параметров звёзд по П. ц. системы UBV (трёхцветной) и системы uvby Стрёмгрена (четырёхцветной). Фотоэлектрич. измерения блеска в спектр. интервалах U, В, V (см. Астрофотометрия ) осуществлены примерно для 75 тыс. звёзд. В системе UBV применяются два П. ц.- ультрафиолетовый (U — В) и сине-зелёный (В — V). Показатель (U — В) — хороший индикатор темп-ры ОВ-звёзд, а показатель (В — V) — А-К-звёзд. Так, соотношение между П. ц. (В — V) и эффективной темп-рой звезды T_э может быть апрок-симировано ф-лой
(К).

Двухцветная диаграмма (U — В), (В — V) приведена на рис. 1. Сплошной линией здесь показана стандартная главная последовательность . Звёзды, излучение к-рых ослаблено межзвёздным поглощением, смещаются на двухцветной диаграмме в направлении, указанном на рис. 1 сплошной стрелкой (т.н. вектор покраснения). Соответствующее смещение измеряется избытками цвета E_U-В и E_В-V, а поглощение света в V-полосе (A_V) определяется соотношением 3). Для F-G-звёзд () с помощью двухцветной диаграммы можно оценить долю тяжёлых элементов (металличность) Z. Штриховой стрелкой на рис. 1 показан т.н. вектор бланкетирования, вдоль которого располагаются звёзды с одинаковой темп-рой и светимостью, но разным значением Z. С уменьшением Z звёзды отклоняются от главной последовательности. Мерой металличности служит т.н. УФ-избыток .

Среднеполосная фотомотрич. система Стрёмгрена имеет четыре полосы — u (3500 ), v (4110 ), b (4670 ) и y (5470 ), что даёт ей определённые преимущества по сравнению с UBV. В ней используются следующие П. ц. и их комбинации: (b — y), c₁=(u — b) — (v — b), m₁=(v — b) — (b — y). Индекс m₁ подобен и явл. мерой металличности, c₁ связан с величиной бальмеровского скачка и для звёзд А-F служит индикатором ускорения силы тяжести g на поверхности звезды (для В-звёзд c₁ — указатель темп-ры), (b — y) явл. температурным параметром А-F-звёзд. В стрёмгреновской системе строятся диаграммы c₁, (b — y), см. рис. 2, и m₁, (b — y). Диаграмма c₁, (b — y) обычно используется для определения Т_э, абс. звёздной величины и g. Диаграмма m₁, (b — y) служит для оценки металличности А-F-звёзд. В системе uvby измерены П. ц. ок. 20 тыс. звёзд.

Лит.:
Аллер Л., Атомы, звезды, туманности, пер. с англ., М., 1976; Курс астрофизики и звездной астрономии, 3 изд., т. I, М., 1973; Страйжис В., Многоцветная фотометрия звезд, Вильнюс, 1977.

Источник

Показатель цвета

Показатель цвета — простой для измерения, но но эффективный параметр, с помощью которого определится целый ряд важных физических свойств звёзд. Показатель цвета — это разность яркости звезды, измеренная в разных диапазонах спектра.

С появлением астрофотографии в начале XX века выяснилось, что фотографическая яркость звезд отличается от визуальной. Голубые звезды выглядят ярче на фотопластинке, а красные — ярче при наблюдении глазом. Очевидным образом это связано с разной чувствительностью фотоматериалов и сетчатки глаза к диапазонам спектра: фотопластинка чувствительна к синему концу спектра и практически не реагирует на красный свет, а глаз «настроен» на желто-зеленый цвет.

Таким образом, показатель цвета был определен как разность между фотографической и визуальной звездными величинами. Маскимум чувствительности фотопластинки приходится на голубой свет (blue), визуальная (visual) чувствительность соответствует желтой части спектра, разница между ними и есть показатель цвета. Эта фотометрическая система получила название B-V.

Показатель цвета B-V хорошо коррелирует с температурой звезды: чем звезда горячее, тем её свет голубее, тем меньше показатель цвета. Он даже отрицательный для горячих голубых звезд. Чем холоднее звезда, тем более красной она выглядит, тем больше B-V. Нулевой индекс цвета B-V = 0_m соответствует звёздам класса A0.

Показатель цвета B-V хорош для звезд средних классов. Но у очень горячих максимум излучения лежит в ультрафиолете и на B-V-область приходятся только длинноволновое малопоказательное «крыло» спектра излучения. Поэтому была добавлена U фотометрия (ultraviolet) и оформилась классическая UBV-фотометрия. В дальнейшем была реализована техническая возможность регистрации инфракрасного излучения звёзд, и фотометрия расширилась на инфракрасный диапазон. Теперь, например, рассматривается показатель цвета R-I (красный-инфракрасный) и другие, включающие инфракрасную область излучения.

Таблица показателей цвета иллюстрирует соотношение между показателем цвета B-V, спектральным классом звёзды, эффективной температурой поверхности и визуально воспринимаемым цветом звезды.

Таблица рассчитана теоретически для модели абсолютно черного тела. Она дает значительные ошибки по температуре для самых верхних строк, то есть для самых горячих звёзд: там нужно использовать показатель цвета U-B. Фактически температура их намного выше указанной курсивом.

Большие значения B-V (больше 2) в реальности имеют так называемые углеродные звезды. Их «краснота» объясняется не низкой температурой, а особенностими спектра. Фактически их температура сопоставима с температурой звезд класса G-M. Их фиктивная температура указана курсивом. Визуально они выглядят ещё более красными, чем указано в таблице.

Таблица хорошо отражает реальность в области «классических» спектральных классов.

Описание таблицы

Таблица включает показатели цвета BV и теоретически рассчитанные характеристики.

V-B Показатель цвета V-B. Спектральный класс Спектральный класс, соответствующий показателю цвета; представлены «классические» классы и углеродные спектры. Температура Теоретически рассчитанные эффективная температура поверхности. Фиктивные температуры (см. в тесте страницы) указаны курсивом. Цвет (hex) Цвет звезды в шестнадцатеричном формате, рассчитанный из модели абсолютно черного тела; может быть некорректен для показателей цвета больше 2. RGB Значения цветовых каналов в пространстве RGB.

Цвет строк соответствует значению Цвет (hex).

Источник

Какого цвета Солнце на самом деле?

Казалось бы, вопрос, какого цвета Солнце, совсем глупый. Все знают, что оно жёлтое. Таким мы видим его на небе, так его изображают на разных картинках и схемах, да и на фотографиях видно. Но на самом деле всё сложнее, чем кажется. Какого цвета Солнце на самом деле?

Солнце жёлтое?

Солнце относится к классу жёлтых карликов спектрального класса G2V. К этому типу относятся звезды с температурой поверхности в пределах 5000 – 6000 К и имеющие размеры и массу, сравнимые с солнечными. Жёлтые карлики всегда изображают жёлтыми, красные – красными и т.д.

Если посмотреть на небо, когда Солнце не слишком высоко и не очень яркое, отчётливо видно, что оно жёлтое. Даже дети подсознательно это замечают и рисуют его именно жёлтым карандашом.

С этой точки зрения Солнце – жёлтое. Ведь не доверять собственным глазам кажется глупым, тем более, в этом легко убедиться лично.

Солнце белое?

Если пропустить солнечный свет через призму, он разложится на спектр, и мы увидим области разного цвета. То есть, солнечный свет состоит из электромагнитных волн всего видимого спектра, а свет мы воспринимаем именно как электромагнитные волны с разной длиной волны. Стеклянная призма преломляет их по-разному, поэтому видно их разделение. Вы знаете это из курса школьного физики.

В солнечном свете есть электромагнитные волны всего видимого спектра, от фиолетовых до красных. Все вместе они дают белый свет. На снимках, сделанных в космосе, когда Солнце попадает в кадр, видно, что оно именно белого цвета.

Да и как иначе, если оно излучает в самых разных диапазонах, и видимый свет – лишь малая часть излучения. Притом доля желтого света в нём не больше, чем других. При температуре поверхности в 5800 К Солнце и должно быть белым.

Солнце зелёное?

Хотя Солнце и излучает в самых разных диапазонах, отчего в сумме получается белый свет, но излучения с длиной волны в 500 нм получается больше в общей сумме, а это зелёный свет. Поэтому среди всех цветов зелёный должен преобладать, и мы должны видеть Солнце в зелёном оттенке.

Думаете, это совсем глупость? На самом деле зелёный цвет Солнца можно видеть. Вы наверняка слышали про «зелёный луч», который можно иногда видеть на закате, перед тем, как Солнце скроется за горизонтом. Это явление можно увидеть в любом месте, но чаще встречается на море. Есть роман «Зелёный луч», и много фотографий, вот одна из них:

Иногда на закате Солнце бросает зелёный луч.

Иногда небо и в самом деле становится зелёным.

Какого цвета Солнце на самом деле

Так можно совсем запутаться – видим Солнце желтым или зелёным, а в космосе оно выглядит белым. Где правда и какого цвета Солнце на самом деле? Ответ прост – Солнце белое, именно потому что излучает во всём видимом спектре. То, что зеленого чуть больше, особой роли не играет и не заметно в обычных условиях.

Но почему мы видим Солнце желтым? Потому что мы находимся на планете Земля, под слоем атмосферы, и смотрим через неё. Атмосфера рассеивает фиолетовую и синюю часть спектра, поэтому небо голубое, а цвет Солнца выглядит более жёлтым, так как красная часть спектра в атмосфере рассеивается хуже. А к ней близко находится и оранжевая и желтая часть.

На закате Солнце выглядит и вовсе красным, потому что лишь излучение с большей длиной волны может пробиться через толстый слой атмосферы. Ведь, когда Солнце низко над горизонтом, свет от него к нам идет не сверху, где воздушная прослойка тоньше, а под углом, и преодолевает толстый слой воздуха.

Причём воздух этот вовсе не так чист, как кажется – в нём много пыли, водяных паров и прочих включений. Поэтому, чем толще воздушная прослойка, тем сильнее она поглощает и преломляет свет. И Солнце на закате выглядит красным и не очень ярким – иногда на него даже можно спокойно смотреть.

Иногда условия преломления складываются идеально, и Солнце может выглядеть зелёным – испустить тот самый зелёный луч. Длится это недолго и бывает нечасто.

Зеленая часть спектра, хотя доля её в общем излучении Солнца велика, также рассеивается в атмосфере, придавая небу не чисто синий цвет, а с уклоном к зелёному. Мы не видим его зелёным лишь потому, что воспринимаем не отдельные цвета, а всю сине-зелёную часть спектра, где синий и фиолетовый в сумме преобладают. И когда мы смотрим на дневное небо, работают колбочки сетчатки глаза, восприимчивые и к синему, и к зелёному, и к жёлтому цвету. И небо выглядит голубым.

А настоящий цвет Солнца – белый. Именно таким оно и выглядит, если на него смотреть из космоса, где атмосфера не мешает. В пустыне белый цвет Солнца тоже хорошо виден — воздух там сухой, в нём мало водяных паров, поэтому преломление и искажение света происходит не так сильно.

В пустынной местности Солнце белое.

На рисунках и схемах его намеренно изображают жёлтым, так привычно. На фотографиях, сделанных в телескоп через фильтр, оно выглядит жёлтым по той же причине, что и без телескопа – из-за влияния атмосферы. К тому же, часто фотографии делают с применением различных цветных фильтров, чтобы повысить контраст и выделить детали.

Источник