Звезды имеют множество цветов, включая красный, оранжевый, желтый, белый и синий. Как мы видели, звезды не все одного цвета, потому что не все они имеют одинаковые температуры. Для точного определения цвета астрономы разработали количественные методы определения цвета звезды и последующего использования этих цветов для определения температуры звезды.
Только посмотрите на прекрасную картинку в звездном облаке Стрельца!
Соотношение температуры и цвета
Закон Вина связывает цвет звезды с её температурой.
Синие цвета преобладают над видимым светом очень горячих звезд (с большим количеством дополнительного излучения в ультрафиолетовом излучении). С другой стороны, холодные звезды излучают большую часть своей видимой световой энергии на красных длинах волн (с большим количеством излучения, испускаемого инфракрасным светом).
Поэтому цвет звезды обеспечивает измерение её внутренней или истинной температуры поверхности. Цвет не зависит от расстояния до объекта. Это должно быть знакомо вам по повседневному опыту. Цвет светофора, например, остается неизменным, независимо от того, как далеко он расположен.
Если бы мы могли каким-то образом взять звезду, наблюдать за ней, а затем отодвинуть её гораздо дальше, то её явная яркость (величина) бы изменилась. Но это изменение яркости одинаково для всех длин волн, и поэтому цвет останется неизменным.
Самые горячие звезды имеют температуру более 40 000 K, а самые холодные - около 2000 K. Температура поверхности нашего Солнца составляет около 6000 K, цвет пиковой длины волны немного зеленовато-желтый.
В космосе Солнце будет выглядеть белым, сияющим примерно одинаковым количеством красноватых и голубых волн света. Оно выглядит несколько желтым, как видно с поверхности Земли, потому что молекулы азота нашей планеты рассеивают некоторые из более коротких (т.е. синих) волн из лучей солнечного света, которые достигают нас, оставляя более длинные волны света позади. Это также объясняет, почему небо голубое: голубое небо - это солнечный свет, рассеиваемый земной атмосферой.
Показатели цвета
Для того чтобы точно определить цвет звезды, астрономы обычно измеряют видимую яркость звезды через фильтры, каждый из которых пропускает свет только из определенного узкого диапазона длин волн (цвета). Грубым примером фильтра в повседневной жизни является пластиковая бутылка напитка зеленого цвета, которая, если держать её перед глазами, пропускает только зеленые тона света.
Один из широко используемых в астрономии наборов фильтров измеряет яркость звезд на трех длинах волн, соответствующих ультрафиолетовому, синему и желтому свету. Показатели называются: U (ультрафиолетовый), B (синий) и V (визуальный, желтый). Эти фильтры пропускают свет в диапазоне длин волн 360 нанометров (нм), 420 нм и 540 нм, соответственно. Яркость, измеряемая через каждый фильтр, обычно выражается в величинах. Разница между любыми двумя этими величинами, скажем, между синей и визуальной величинами (B-V), называется индексом цвета.
По договоренности между астрономами ультрафиолетовая, синяя и визуальная магнитуды системы UBV регулируются таким образом, чтобы дать показатель цвета 0 для звезды с температурой поверхности около 10 000 K, такой как Vega. Показатели цвета звезд B-V варьируются от -0,4 для синих звезд при температуре около 40 000 K до +2,0 для самых красных звезд при температуре около 2000 K. Индекс B-V для Солнца составляет около +0,65.
Зачем использовать индекс цвета, если он в конечном итоге подразумевает температуру? Потому что яркость звезды через фильтр - это то, что измеряют астрономы, и нам всегда удобнее, когда речь заходит об измеримых величинах.