Показатель цвета B−V
Показа́тель цве́та B−V («B минус V») — один из двух показателей цвета фотометрической системы UBV. Наиболее широко используемая характеристика цвета астрономических объектов.
Как и другие показатели цвета, B−V характеризует распределение энергии в спектре объекта, то есть его цвет. Звёзды и другие объекты обычно излучают разное количество энергии в разных спектральных диапазонах. Например, горячие звезды испускают больше синего света, чем красного, а холодные — больше красного, чем синего. Поэтому цвет звезды можно охарактеризовать разницей её звёздных величин, измеренных в разных диапазонах (с разными светофильтрами).
Величина B (от англ. blue — «синий»; блеск объекта в «синем» диапазоне) измеряется при помощи стандартного фильтра B-диапазона (максимум чувствительности на длине волны 435 нм), а величина V (от visual — «визуальная») — с помощью фильтра V-диапазона (максимум чувствительности приходится на зелёный цвет с длиной волны 555 нм). Их разница и является показателем цвета B−V[1].
Система UBV определена таким образом, что для белых звёзд спектрального класса A0V все 3 величины — U, B, V — равны друг другу. Таким образом, показатели цвета B−V и U−B этих звёзд равны нулю.
Красные объекты излучают синего света меньше, чем любого другого, поэтому их звёздная величина в синем диапазоне (B) больше, чем в визуальном (V). Таким образом, для них B−V > 0. Голубые объекты имеют, наоборот, B−V < 0. У самых голубых звёзд B−V доходит до −0,35m, а у самых красных — до +2m…+3m, иногда больше. Очень насыщенный красный цвет и, соответственно, большой B−V у углеродных звёзд. Например, T Лиры имеет B−V = 5,46m[2].
По показателю цвета звезды можно сделать примерные выводы о её температуре. Чем больше показатель цвета, тем холоднее звезда (и тем более поздний её спектральный класс)[3]. Если звезда излучает как абсолютно чёрное тело с температурой T, то связь между показателем цвета и температурой имеет вид[4]
В действительности на цвет звёзд влияет не только температура, но и другие факторы, в частности, химический состав — например, у углеродных звёзд. Поэтому приведённая зависимость является лишь приближённой. Для холодных звёзд она соблюдается хуже, чем для горячих. Построению эмпирической и полуэмпирической зависимости между температурой и показателем цвета посвящена обширная литература[5].
Наблюдаемый показатель цвета некоторых звёзд (особенно далёких) увеличен за счёт межзвёздного покраснения (свет краснеет, проходя через межзвёздную среду, — явление, аналогичное покраснению Солнца возле горизонта).
| Звезда | Спектральный класс | цвет | B−V, зв. вел. |
|---|---|---|---|
| Шаула (λ Sco) | B1.5-2 | бело-голубой | −0,23 |
| Беллатрикс | B2 | бело-голубой | −0,22 |
| Спика | B1/B2 | бело-голубой | −0,13 |
| Ригель | B8 | белый | −0,03 |
| Вега | A0 | белый | 0,00 |
| Сириус | A1 | белый | +0,01 |
| Процион | F5 | желтоватый | +0,42 |
| Солнце | G2 | жёлтый | +0,65 |
| Арктур | K1,5 | оранжевый | +1,22 |
| Альдебаран | K5 | оранжевый | +1,54 |
| Бетельгейзе | M2 | красный | +1,86 |
| Антарес | M1.5 | красный | +1,87 |
| Мю Цефея | M2 | красный | +2,26 |
Примечания
[править | править код]- ↑ Показатели цвета звёзд. Засов А. В.. Астронет. Архивировано 15 марта 2012 года.
- ↑ The Top 10 Very Red Stars. Jerry Lodriguss. Дата обращения: 4 сентября 2012. Архивировано 25 октября 2012 года.
- ↑ Показатель цвета звезды. Сурдин В. Г.. Астронет. Архивировано 14 марта 2012 года.
- ↑ Ballesteros, F.J. (2012). "New insights into black bodies ". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Архивная копия от 5 ноября 2020 на Wayback Machine.
- ↑ Например, M. Sekiguchi, M. Fukugita, «A Study of the B−V Color-Temperature Relation» The Astronomical Journal, V. 120, 2000, p. 1072 doi:10.1086/301490
Литература
[править | править код]- Миронов А. В.. Прецизионная фотометрия. Астронет (1997). Дата обращения: 28 августа 2012. Архивировано из оригинала 9 ноября 2012 года.