Цветовая температура
Максимум излучения с ростом температуры всё более смещается в сторону коротких длин волн. При 6000° К максимум излучения находится в видимой части спектра. Это как раз соответствует нашему Солнцу, которое заливает светом нашу Землю.
Вы можете предположить, что здесь счастливое совпадение. Однако дело обстоит как раз наоборот: человеческий глаз наилучшим образом приспособился к максимуму солнечного излучения. Гёте выразил эту мысль следующими прекрасными словами:
Когда б не солнечным был глаз,
Как Солнце мог бы он увидеть?
Для абсолютно чёрного тела длина волны, излучаемая наиболее интенсивно, зависит только от его температуры.
Максимум излучения абсолютно чёрного тела определяется простым законом.
Это закон смещения Вина: λmax = 0,289 : Т см.
Для Солнца λmax = 500 х 10-7 см, и светочувствительные палочки, находящиеся в сетчатке глаза, особенно восприимчивы именно к этой длине волны.
Отсюда открывается второй путь определения температуры звёзд. Получают спектр излучения этой звезды, при помощи высокочувствительного приёмника излучения исследуют этот спектр и отыскивают в нём участок, на котором мощность излучения наибольшая. Такой анализ приносит ощутимые результаты только при изучении очень ярких звёзд. Поэтому нашли ещё один, уже третий, метод определения температур, который основывается на цвете звёзды.
В зависимости от положения максимума излучения каждая звёзда имеет свой цвет. Цвет звёзд плохо различим человеческим глазом, так как чувствительные к цвету колбочки в сетчатке глаза начинают «работать» только при достаточно большой освещённости.
Но если сфотографировать ночное небо на цветную плёнку, то снимок поражает богатством красок: от густо-красного и светло- жёлтого до ярко-голубого. Невооруженным же глазом различие в цвете можно обнаружить только у немногих объектов, как, например, у некоторых звёзд в прекрасном созвёздии Ориона.
Приглядевшись, можно заметить, что звезда Бетельгейзе, расположенная слева вверху, окрашена в красноватый цвет, а лежащая справа внизу звезда Ригель — в голубой. Солнце кажется нам чисто белым.
В сравнении с ним абсолютно чёрное тело более низкой температуры светится желтоватым светом. С дальнейшим понижением температуры его окраска станет оранжевой, затем красной, так как максимум излучения переместится в область более длинных волн.
Метод оценки температуры по этой шкале был бы, очевидно, слишком грубым. Кроме того, сравнение с соответствующим цветом раскалённого абсолютно чёрного тела приводило бы к неправильным результатам, так как излучение звёзд может довольно сильно отличаться от излучения абсолютно чёрного тела. Поэтому во многих случаях можно определить только так называемую цветовую температуру.
Объясним это при помощи рис. 1. На нём показан ряд кривых излучения для абсолютно чёрного тела и такая же кривая для нечёрного тела — некоторой звезды. Площадь под последней кривой заштрихована.
Рис. 1. Кривая излучения не абсолютно черного тела. Цветовая температура тела между длинами волн X, и Кг равна 3000° К, а в диапазоне между и составляет 2800° К.
Мы видим, что эта кривая приблизительно совпадает на участке между двумя длинами волн и λ1 и λ2 с кривой, соответствующей излучению абсолютно чёрного тела при температуре 3000° К. Тогда говорят, что звезда имеет в этой области цветовую температуру 3000° К. Отсюда видно, что цветовая температура нечёрного тела — это такая температура, при которой абсолютно чёрное тело на участке между двумя длинами волн имеет ту же мощность излучения, что и исследуемое тело.
Рассматривая кривую для нашей звёзды в её правой части, видим, что между длинами волн λ3 и λ4 и цветовая температура составляет только 2800° К. Итак, величина цветовой температуры зависит от того, какой участок длин волн взят для сравнения.
Например, для Солнца получаем следующие значения:
- цветовая температура в области 300-400 нм = 4850° К
- цветовая температура в области 410-950 нм = 7140° К
- эффективная температура = 5785°К.
Приведённые цифры наглядно показывают, что излучение Солнца заметно отличается от излучения абсолютно чёрного тела. Мы ещё раз убедились, с какими трудностями связано определение температуры звёзд.
Вместо того чтобы измерять две точные длины волн и λ1 и λ2 для звёзд, поступают несколько по-иному. Выбирают два диапазона спектра, которые лежат возможно ближе друг к другу. Затем фотографируют звёзду на обычную пластинку, т. е. чувствительную к голубому цвету, а затем, во второй раз, на такую пластинку, которая в сочетании с жёлтым фильтром по возможности точно соответствует цветовой чувствительности человеческого глаза.
В первом случае получается выраженная в звёздных величинах фотографическая величина mфот и во втором — фотовизуальная величина m фвиз.
.Разность между двумя этими величинами называют показателем цвета соответствующей звёзды.
Таким же образом получают показатель цвета для абсолютно чёрного тела, измеряя распределение его яркости в этих двух диапазонах длин волн и представляя графически логарифм этого красно-голубого соотношения для ряда температур. Получается почти линейная зависимость. На этой эталонной кривой находят ту точку, которая соответствует показателю цвета звёзды и получают, таким образом, цветовую температуру.