От чёрных облаков к чёрным дырам

Тогда правило гласит, что абсолютная звёздная величина M_B звезды В равна видимой звёздной величине этой звезды, которую она бы имела, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк. Иными словами, положим в предыдущей формуле d_B = 10 пк, вычислим соответствующее значение l_B, а затем переведём в значение m_B по формуле для видимых звёздных величин. Ответ, который мы получим, равен M_B. Естественно, чтобы вычислить M_B для звезды В, нужно знать её видимую звёздную величину и истинное расстояние до звезды от нас. Задав эти величины, с помощью описанной процедуры получим

M_B = m_B - 5 lg d_B + 5 .

(Для проверки положим в этой формуле d_B=10пк, придём к ожидаемому результату m_B = M_B.)

Солнце имеет абсолютную звёздную величину, примерно равную 4,8. Предположим, что мы удалим Солнце на расстояние 2,7 пк, что равно расстоянию до звезды Сириус. Приведённая формула позволяет тогда получить, что видимая звёздная величина Солнца станет равной m=1,96. Видимая звёздная величина самого Сириуса равна —1,42. Разница, равная 3,38, указывает на то, что если бы Солнце действительно находилось от нас так же далеко, как Сириус, оно бы казалось нам в 21,5 раза менее ярким, чем Сириус. Таким образом, обнаруживается, что Солнце превосходит по яркости все другие объекты на небе просто потому, что оно очень близко. Если бы Солнце было таким же далёким от нас светилом, как другие звёзды, оно бы не выдержало конкуренции. ПОКАЗАТЕЛЬ ЦВЕТА

В конце гл. 2 мы указали, что если излучение звезды приближённо совпадает с излучением чёрного тела, то можно установить поверхностную температуру звезды, поскольку в чёрном теле существует связь между температурой излучения и его цветом. Посмотрим теперь, как эта информация может быть реально использована для определения поверхностной температуры звёзд.

Рис. 12. Относительные интенсивности излучения в голубом и жёлтом свете, различные для звёзд А и В

Чтобы проиллюстрировать метод, посмотрим на распределение интенсивности излучения двух звёзд. На рис. 12, а показано это распределение для звезды А, а на рис. 12, б — для звезды В. Вспоминая рассказанное в гл. 2, мы можем сказать, что распределение интенсивности показывает, какое количество энергии приходит от звезды на всех частотах. Это излучение, естественно, состоит из фотонов разных энергий, причём на рис. 9 показаны соответствующие распределения интенсивности для чёрных тел разной температуры. Распределение интенсивности можно также построить как функцию длин волн, если вспомнить, что длины волн фотонов связаны с их частотами формулой

длина волны × частота = скорость света.

Распределение интенсивности на рис. 12, а, б показано как функция длины волны. Таким образом, из этих распределений можно установить, сколько энергии излучения заключено в определённом интервале длин волн.

На рис. 12, а показаны два интервала длин волн: от 5500 до 6000 Å, соответствующий жёлтому цвету, и от 4500 до 5000 Å, соответствующий в основном голубому цвету. Заметим, что количество излучаемой энергии в этих интервалах не равно друг другу. Аналогичное упражнение для звезды В на рис. 12, б приводит к тому же выводу, но с одной разницей. Отношение количества энергии в голубом диапазоне к количеству энергии в жёлтом диапазоне для звезды А больше, чем для звезды В. Качественно это проявляется в том, что звезда А кажется более голубой, чем звезда В.

Заметим, что поскольку пик кривой интенсивности для звезды А приходится на меньшие длины волн, чем у звезды В, поверхностная температура А должна быть выше, чем у В. Таким образом, качественно мы приходим к выводу, что голубые звёзды горячее жёлтых.