Многоцветная фотометрия звезд. Фотометрические системы и методы - Страйжис В.Л.

Автор: Страйжис В.Л.
Теги: солнечная система звезды физика оптика астрономия космос космонавтика фотометрия
Год: 1977
Похожие
Русско-английский физический словарь
Основы космической биологии и медицины. Том 1
Поглощение и рассеяние света малыми частицами
Японско-англо-русский физический словарь
Текст
                    '(,V,S V;'
■»*
чМ
'' - 4tv :;:^^f■/•.:;•. 4P ^^.|^^Щ;^^>^; .^^Ш^'

LIETUVOS TSR MOKSLU AKADEMIJOS FIZIKOS INSTITUTAS
INSTITUTE OF PHYSICS OF THE ACADEMY OF SCIENCES
OF THE LITHUANIAN SSR
V. STRAI2YS
DAUGIASPALVE
2VAIG2D2IIJ FOTOMETRIJA
Fotometrines sistemos ir metodai
MULTICOLOR
STELLAR PHOTOMETRY
Photometric systems and methods
LEIDYKLA „MOKSLAS", VILNIUS—1977
MOKSLAS PUBLISHERS, VILNIUS—1977

ИНСТИТУТ ФИЗИКИ АКАДЕМИИ НАУК ЛИТОВСКОЙ ССР
В. СТРАЙЖИС
МНОГОЦВЕТНАЯ
ФОТОМЕТРИЯ ЗВЕЗД
Фотометрические системы и методы
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МОКСЛАС», ВИЛЬНЮС—1977

УДК 523.03; 523.8
Многоцветная фотометрия звезд. Фотометрические системы н методы. С т р а п-
жис В. Л. Вильнюс, «Мокслас», 1977, 312 с. с ил.
Монография посвящена изложению основ звездной фотометрии и
многоцветных фотометрических систем. Главное внимание сосредоточено на двух
фотометрических системах — международной широкополосной системе UBV с ее
инфракрасным продолжением и оптимальной среднеполосной системе, разработанной
в Вильнюсской обсерватории для чисто фотометрической трехмерной
классификации звезд. Подробно описываются вопросы, связанные с ослаблением света
межзвездным веществом, методы учета атмосферной экстннкцнн, фотометрические
свойства звезд в заатмосфериой ультрафиолетовой п инфракрасной областях
спектра.
Книга рассчитана на астрономов и астрофизиков, аспирантов и студентов
старших курсов, а также на физиков, интересующихся методами звездной
фотометрии и распределением энергии в спектрах звезд.
Таблиц 65. Иллюстраций 116. Библиографий 1350.
Рецензенты, д-р фнз.-мат. н. А. С. Шаров
и канд. фнз.-мат. н. доц. А. Д. Ажусснис
с 20605—153 в_7?
М854(10)— 77
© Институт физики АН Литовской ССР, 1977

ПРЕДИСЛОВИЕ
В последние годы многоцветная фотометрия стала одним из
основных методов для исследования физических свойств звезд. Этому
способствовала высокая точность фотоэлектрических методов
регистрации излучения и большая проницающая способность
фотометрии по сравнению со спектральными методами.
К сожалению, до недавнего времени в мировой литературе
отсутствовало систематическое изложение основ фотоэлектрической
звездной фотометрии и результатов исследований. Первую попытку
заполнить этот пробел недавно сделал проф. М. Голэ (Женевская
обсерватория), издавший книгу «Введение в звездную
фотометрию» (Reidel, 1974), в которой дается обзор фотометрических
систем и описываются методические вопросы звездной фотометрии.
Хотя настоящая монография посвящена той же проблеме, принцип
ее составления совершенно иной. В ней главное внимание
сосредоточено на двух фотометрических системах —
международной широкополосной системе UBV с ее инфракрасным
продолжением и среднеполосной многоцветной системе, разработанной в
Вильнюсской обсерватории. Первая из них является основной
широкополосной системой, употребляемой во всем мире. Вторая —
пока единственная среднеполосная система, дающая возможность
определить температуры, абсолютные величины, металличности,
пекулярности и межзвездные экстинкции для звезд всех
спектральных классов в условиях межзвездного покраснения. Описанные
исследования обеих фотометрических систем в подавляющем
большинстве основываются на результатах, полученных автором
монографии и его сотрудниками в Вильнюсской обсерватории.
Вильнюсская среднеполосная система здесь впервые излагается
с полнотой, позволяющей читателю ознакомиться с ее основами,
необходимыми для применения данной системы в практических
исследованиях физических параметров звезд.
Другие фотометрические системы в монографии затрагиваются
в меньшем объеме и их описание носит в основном информативный
характер. Определенное место выделяется описанию распределения
энергии в спектрах звезд, проблем межзвездной экстинкции,
редукции фотометрических наблюдений за атмосферу, а также заатмос-
ферной ультрафиолетовой фотометрии. Вместе с тем монография
лишь бегло затрагивает результаты исследований звезд разных
типов, полученные фотометрическими методами. Они будут включены
во вторую часть монографии, которая выйдет в свет позднее.
5

Пользуясь случаем, хочу отметить большой вклад, который
внесли в выполнение описанных в монографии исследований мои
коллеги из Вильнюса — А. Ажусенис, А. Барткявичюс, Р. Барткус,
А.Богданович, А. Гурклите, Р. Драздис, В. Житкявичюс, К- Здана-
вичюс, Э. Иодинскене, Г. Какарас, Р. Калитис, Г. Каваляускайте-
Курилене, Э. Мейштас, 3. Свидерскене, Ю. Спераускас, И. Суджюс,
В. Ясявичюс. На всех этапах разработки и внедрения Вильнюсской
фотометрической системы активное участие принимал д-р физ.-мат.
наук В. Б. Никонов (Крымская АО). Большую помощь оказали
д-ра физ.-мат. паук Б. В. Кукаркип, И. М. Копылов и А. С. Шаров
ценными дискуссиями и критическими замечаниями. Ряд
зарубежных астрономов — К. Banner, G. W. Collins, P. S. Conti, A. W. J.
Cousins, D. L. Crawford, M. Golay, K- Gyldenkerne, B. Hauck, D. S.
Haves, J. E. Hesser, W. A. Hiltner, C. Jaschek, H. L. Johnson, R. L. Ku-
rucz, A. Maeder, R. D. McClure, D. Mihalas, D. С Morton, J. B. Oke,
W. Osborn, E. Peytremann, A. G. D. Philip, W. Sanders, R. E. Schild,
W. Schoneich, J. Stock, A. E. Whitford, R. V. Willstrop, R. F. Wing,
A. T. Young — прислали результаты своих исследований до их
опубликования или участвовали в дискуссиях по ряду фотометрических
проблем. Всем упомянутым астрономам автор выражает глубокую
признательность. Благодарю также сотрудниц Института физики
АН ЛитССР 3. Свидерскене и В. Какарене, вложивших много
труда в оформление монографии.
Автор будет благодарен за все критические замечания и
пожелания, которые следует направлять по адресу: 232031, Вильнюс 31,
ул. Чюрлениса, 29, Астрономическая обсерватория.
В. Страйжис

Глава 1
ОБЩИЕ СВОЙСТВА ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ СИСТЕМ
1.1. ВВЕДЕНИЕ
Из закона Стефана-Больцмана следует, что светимость
звезды L, ее радиус R и эффективная температура Те в солнечных
единицах связаны формулой
log L/L @ =2 log R/R ®+4 log Те1Те® . (1)
Привлекая определение ускорения силы тяжести (g = G9?£/R2),
получаем формулу, связывающую основные физические параметры
звезд:
log L/L s = log 9/г/9;?э - log gfg 0 +4 log Te/Te ®. (2)
В процессе длительных периодов эволюции звезды ее масса
меняется незначительно и ее передвижение но диаграмме log L/L& ,
log Г,, (так называемой теоретической диаграмме HR) вызывается
согласованным изменением L, g и Т, причем в каждый момент
равновесной эволюции звезды должна выполняться формула (2).
С другой стороны, на положения звезд в диаграмме HR
действует также начальный химический состав — обилие Н, Не н более
тяжелых элементов (X, У, Z). Звезды главной последовательности
той же массы, но с разным обилием X, У, Z имеют различные
радиусы, а, следовательно, различные logg. Различия сохраняются
и в процессе дальнейшей эволюции.
Дополнительную проблему вносит быстрое осевое вращение,
встречаемое среди горячих звезд. Вследствие вращения звезда
сплющивается и распределение ускорений g и температур Т по
поверхности звезды становится неизотропным — g и Т
увеличиваются с переходом от экватора к полюсу. В результате измеряемый
поток излучения становится функцией скорости вращения v и
наклона оси звезды к лучу зрения L Вращение звезды уменьшает
logg «a ее поверхности, поэтому определяемые из наблюдений
ускорения могут не соответствовать ускорениям, определяемым
массой звезды и ее радиусом.
Кроме того, звезды могут отличаться одна от другой еще рядом
других факторов. Сюда можно отнести турбулентность атмосферы,
интенсивность магнитного поля, неравномерное распределение
температуры по поверхности (наличие темных пятен и ярких
вспышек), аномальное обилие некоторых элементов и их неравномерное
распределение по поверхности, пульсациоганую неустойчивость
звезды, приливные явления в двойных системах, влияние
расширенных атмосфер и околозвездных оболочек, интенсивность звездного
7

ветра и 'Скорость потери вещества, аккрецию вещества на
поверхность звезды и многое другое.
Одна из основных задач астрофизики — определение
вышеупомянутых физических свойств поверхностных слоев звезд различных
типов. Эта задача те из легких, так как существует великое
многообразие типов звезд. Достаточно указать, что даже глазомерная
спектральная МК-классификация, использующая спектры с
дисперсией порядка 100 А/мм, имеет около 350 градаций по температуре
и светимости. Переход к количественным методам определения Те
и log g (или Mv) увеличивает количество выделяемых градаций до
нескольких тысяч. А ведь это только те звезды, которые обычно
называются «нормальными». Введение еще одного
дополнительного параметра, например, металлнчиостн, увеличивает число
градаций по крайней мере на порядок. Итак, астрофизики наблюдают
десятки тысяч сортов звезд, и каждому из них необходимо найти
место в общей эволюции нашей Галактики.
Проблема классификации (определение спектральных типов
звезд) и квантнфикацин (определение количественных значений
физических свойств звезд) была бы сравнительно легкой, если бы
этому не мешала межзвездная экстинкция. Подавляющее
большинство звезд наблюдается сквозь межзвездную пыль, которая
ослабляет свет звезд и делает его более красным. Так появляется еще
одно неизвестное — межзвездное покраснение звезды.
Как вышеперечисленные физические свойства звезд, так и их
межзвездные покраснения могут быть определены из их спектров.
К сожалению, получение распределения энергии в спектре с
достаточной дисперсией и с достаточной точностью требует или очень
больших телескопов, или мы должны ограничиться лишь более
яркими объектами. В связи с этим астрофизика уже давно
обратилась за помощью к фотометрии звезд.
Долгие столетия звездная величина наряду с ее координатами
служила лишь для облегчения идентификации звезды на небесной
сфере. Только в начале нашего столетня астрономы поняли, что
блеск звезды является физической величиной, которая может дать
большую информацию. Например, сопоставление интенсивности
звезды в двух участках спектра при отсутствии межзвездного
покраснения может дать температуру звезды. Так зародились первые
двухцветные фотометрические системы. Стремление к увеличению
информативности требовало увеличения количества измеряемых
участков спектра и уменьшения их ширин. Таким образом
постепенно возникло наблюдаемое сейчас многообразие
фотометрических систем, предложенных для классификации и кваитификации
звезд. Разные системы измеряют различное количество
спектральных районов, которые имеют различные положения в спектре и
различные ширины. В результате разные системы обладают
неодинаковыми способностями определения физических параметров звезд,
они наиболее эффективны для различных интервалов температур
и светимостей. Одни из них лучше, другие — хуже справляются
с помехами со стороны межзвездной экстинкции.
8

Чтобы понять принципы выбора фотометрических систем,
необходимо сперва ознакомиться с распределением энергии в спектрах
звезд и со свойствами межзвездной экстинкции, чему посвящены
две первые главы.
1.2. ЭЛЕМЕНТЫ ТЕОРИИ ЗВЕЗДНОЙ ФОТОМЕТРИИ
Все звезды, за исключением Солнца, настолько удалены от
Земли, что их можно считать точечными источниками света. Пусть
звезда находится в точке S, а приемник излучения (скажем,
объектив телескопа) имеет площадь ds, расположенную
перпендикулярно к лучу зрения (рис. 1). Если
расстояние до звезды — г, то на
приемную площадь падает
излучение, имеющее энергию
dE(k)=I(k)du>dtdk, (3)
где I (к)—удельная
интенсивность излучения звезды, Л>> —
телесный угол, под которым видна
площадь ds со звезды (Ло= —
dt и dX — интервалы времени и
длин волн.
Количество энергии,
падающее на площадку ds за единицу
времени, называется световым
потоком и имеет размерность
мощности:
Рис. 1. К определению
фотометрических характеристик
dF(k)=4%p=I(b.)d<*dk.
(4)
Световой поток, проходящий через единицу площади,
называется освещенностью:
«ИКМ-'Т-
rf£(X) = /(X) .
dt ds rl
(5)
и имеет размерность мощности на квадратный сантиметр.
Так как для данной звезды г=const, то освещенность можно
считать мерой удельной интенсивности излучения, приходящегося
на единичный интервал длин волн dk. /{к) часто просто называют
распределением энергии в спектре звезды.
Вместо длин волн к в формулу (5) смогут входить волновые
числа 1Д. В этом случае
/(л)=тз/(1Д)
(6)
9

или в звездных величинах
/гах = Шцх +5 log К. (7)
Этой формулой часто приходится пользоваться при переводе
кривых распределения анергии в спектрах звезд из волновой шкалы
в шкалу волновых чисел и обратно.
В случае, если источник излучает как абсолютно черное тело
температуры Т, распределение энергии в спектре /(А) следует
закону Планка:
/(*.) = -£(*"■-!) (8)
или
/(v)=c8v3[^ -1 J . (9)
В случае, если XT достаточно малы, то
Jj_ \-1 / с,\-1
ехг -1 »1еТг
и формула Планка превращается в формулу Вина
/(Я.)=с,Я,-5е хт. (10)
В случае высоких температур член формулы Планка
с,
рхт _ 1 ~ .£2.
и формула Планка превращается в формулу Релея-Джинса
/(Х)=с5-£. (11)
При Г=оо из этой формулы получаем, что /(А) ~-^,-4.
При вычислении /(А.) для очень высоких температур по
формуле Вина (10) получаем
/(*,)=<?■ Яг5. (12)
Дифференцируя и приравнивая нулю первую производную
функции Планка (8), получаем закон смещения Вина
hmax'T = Ce. (13)
1.3. ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ И КОЛОР-ИНДЕКСЫ
В предыдущем параграфе создаваемая звездой освещенность
была определена как поток света, падающий на единичную стло-
10

щадь. В практике эта величина именуется блеском звезды и
измеряется не единицами мощности на квадратный сантиметр, а
специальными относительными единицами — звездными величинами.
Блеск звезды, выраженный в звездных величинах т, следующим
образом связывается с освещенностями Н:
m = a-2.51ogtf, (14)
где а — коэффициент, определяющий нуль-пункт шкалы звездных
величин. Коэффициент —2.5 определяет шкалу звездных величин
и называется коэффициентом Погсоиа. Знак минус указывает на
то, что при увеличении блеска звездные величины уменьшаются.
Пусть мы имеем две звезды, создающие освещенности Н\ и Н2.
В таком случае их величины равны:
тх = а — 2.51og#i,
т2 = а — 2.5 log #2,
а их разность
ml — m2=—2.5\ogjjL. (15)
Освещенность, создаваемая звездой и, следовательно, ее
звездная величина, зависит от ее истинной светимости и от расстояния
до нее. Если бы все звезды находились на одинаковом от нас
расстоянии, то разности их величин соответствовали бы
действительным отношениям блеска или излучательной способности. Величины
звезд, находящихся от Солнца на расстоянии 10 пс, называются
абсолютными величинами и обозначаются через М. Их связь с
видимыми величинами т .находится по формуле (15), считая т.\ = т
и т2 = М:
m-M=-2.5\og^- = -2.5 log ™,
откуда
m-M = 51ogr-5, (16)
где Ню — освещенность, создаваемая звездой на расстоянии 10 пс,
г — расстояние до звезды в парсеках. Разность т — М называется
модулем расстояния звезды.
До сих пор мы пользовались понятиями освещенности, блеска
и звездных величин, не относя их к какому-либо конкретному
интервалу длин волн или волновых чисел. В действительности же
определяемый блеск или величина звезды может относиться как
к интегральной излучаемой энергии на всех длинах волн, так и
к любому их интервалу. В первом случае мы говорим о
болометрическом блеске звезды (видимые болометрические величины и
абсолютные болометрические величины). Во втором случае приходится
говорить о видимом и абсолютном блеске звезды в определенных
лучах света.
11

Если освещенность относится к единичному интервалу К, то
имеем монохроматические величины, определяемые как
mmo„0=-2.51og/(a,)-|-const, (17) .
где под обозначением const имеется в виду нуль-пункт величины,
1 (X) —удельная интенсивность из формулы (5).
Если приемник излучения имеет кривую реакции ф(А), то
определенные величины называются гетерохромными и определяются
как
mlwtero=-2.5\ogJ ) „ : +const, (18)
}<f (к) UK
т. е. интенсивности I(К) взвешиваются с весами ф(А).
Формулой (15) мы определили разность величин между двумя
звездами в одном и том же интервале длин волн. Однако в случае
монохроматических или гетерохромных величин можно сравнивать
блеск одной и той же звезды в разных интервалах длин волн. Пусть
Ш\ и т2 являются монохроматическими величинами звезды у Х\ и А2
соответственно. В таком случае выражение
m,-m2=-2.5 log ^ц (19)
называется колор-индексом или показателем цвета звезды. В
случае гетерохромных величин, имеющих кривые реакции <pi(>.) и
ф2(л), колор-индекс определяется как
mi-/n,= -2.51og{/(X)*l(X)rfX +const, (20)
M/(X)?;;(X)rfX
где
const=-2.51og fc(X)rfX. (21)
При определении колор-индексов по формуле (19) или (20)
значение индекса прямо указывает, на сколько величин звезда на
одной длине волны ярче, чем на другой длине волны. Однако
константа в формуле (20) может быть принята не обязательно по условию
(21). Ее можно, например, подобрать таким образом, чтобы индекс
гп] — т2 равнялся нулю для звезды с определенным распределением
энергии, т. е. какого-то спектрального класса. Часто колор-индексы
нормируются к нулю для звезд спектрального класса АО или О.
Если Я,1<Я,2, то с уменьшением цветовой температуры
колор-индексы увеличиваются. Это следует из формул (19) и (20), так как
в случае горячих звезд 1(К1)>1(12) и m,-m2<0, а в случае
холодных звезд /(>.i)</(A2) и mi-m2>0.

1.4. КОЛОР-ЭКСЦЕССЫ И ПАРАМЕТРЫ Q
Рассмотрим эффект, наблюдаемый при прохождении излучения
звезды через селективно поглощающую среду.
Если «а облако пылевого вещества, имеющего оптическую тол»
щнну х, падает интенсивность излучения /о(^), то после
прохождения облака его интенсивность будет:
1(Х)=10(К)е-^х, (22)
где ki— монохроматический коэффициент экстинкции для волны X.
Ослабление излучения, выраженное в звездных величинах, будет
равно:
Л (А,) = -2.5 log pj^ =2.5 kxxloge=l.086kxx.
Величина
xM=e~hx=m (23)
характеризует пропускание света единичного количества
межзвездного вещества (х=1) и имеет пределы от 0 (полное ослабление)
до 1 (полная прозрачность).
Если измерить монохроматический блеск звезды в двух
участках спектра при отсутствии межзвездной экстинкции, то получим
колор-индекс ni\ — m2. Если условимся, что для звезды
спектрального класса A0V т\ — т2 = 0, то для более ранних звезд пх\ — т2<0,
а для более поздних Ш\ — /п2>0. Теперь наложим «а воображаемую
звезду межзвездное облако единичной оптической толщины (х=\).
Величины Ш\ ,-и т2 изменятся на т\ + а\ и Ш2+а2 соответственно,
где о, и о2— экстинкции при х=\. Колор-индекс звезды станет
равным
(m,+Oi) — (т2 + а2) = mi-m2 + (ai — a2).
Таким образом, звезда за ослабляющим свет межзвездным
облаком приобретает дополнительное покраснение а\ — а2, которое
называется колор-эксцессом или избытком цвета:
Ят* Г #,=0,-02. (24)
Колор-эксцесс, вызванный х единицами оптической толщины
ослабляющего вещества, будет
£ 1П| — т% = Хй 1 Хй2 = XtL m, — mi •
Величину ха в дальнейшем будем называть экстинкцией и
обозначать через А.
Очевидно, что экстинкцию в величине т\ можно выразить через
экстинкцию в величине т2, т. е. A\ = kA2. В таком случае
Emi-ma =kA2-A2= (k-\)A2.
13

Если (k- l)~l обозначить через R, то
Л2 = /?£т1_т,. (25)
Эта формула связывает колор-эксцесс с экстинкциеи и является
весьма важной в звездной фотометрии. Из уравнения (25) легко
получить выражение через колор-эксцесс для экстинкции Ли
Ai=(R+l)Emi-mt. (26)
Коэффициент R — отношение экстинкции к колор-эксцессу —
является одним из важнейших параметров любой двухцветной
фотометрической системы, состоящей из величин тх и т2.
Другой важной характеристикой трехцветной или
четырехцветной системы звездных величин является отношение двух колор-экс-
цессов. Если мы имеем три величины ти т2 и т3, соответствующие
трем длинам волн, то по колор-индексам т\ — т2 и т2 — т3^можпо
построить двух индексную диаграмму (рис. 2), на которой непо-
красневшие звезды образуют определенную последовательность
(сплошная линия), а каждая звезда при наличии межзвездного
покраснения будет двигаться по линиям покраснения, имеющим
наклон
X=f^V (27)
Знание коэффициента наклона % позволяет определить
нормальные колор-индексы звезд, исключая эффект межзвездного
покраснения. Это эквивалентно
сдвигу звезды вдоль ее
лилии покраснения с наклоном
(27) до пересечения с
линией непокрасневших звезд.
Для монохроматических
величин описанные
отношения R и х зависят лишь от
закона межзвездной
экстинкции ( т. е. зависимости А (а)
от 1/л) и от длин волн
системы Я,1 и %2- В случае
гетерохромных величии,
имеющих определенную полосу
реакции <р(А,), значения R и
X становятся зависимыми от
т,- т3 характера распределения
энергии в спектре звезды
Рис. 2. Двухиидексная диаграмма вследствие эффекта,
называемого эффектом ширины
полос реакции. Его происхождение можно связывать с изменением
эффективных длин воли звездных величин( см. следующий §) в за-
14

висимости от распределения энергии в спектре звезды,
определяемого температурным и межзвездным покраснением.
Из двух колор-индексов может быть образован параметр Q по
формулам
Qmim3ma = {т.-т,) - E^~m> (m2-m3), (28)
Q mxm,m3mt = (/Ml — ГП2)
^m, — i
2s. (m3-m4),
(29)
которые обладают исключительно ценным свойством — они не
зависят от величины'межзвездного покраснения. Параметр Q
является не-чтгм иным, как ординат§рй точки пересечения линии
покраснения данной звезды или ее
продолжения с осью т2—
т3 = 0. Из рис. 3 видно, что
одинаковые Q имеют и не-
покрасиевшая звезда / и две
звезды 2 и 3 различных ко-
лор-эксцессов, но одного и
того же спектрального
класса.
1
1
|\
1
1
1
1
1
1
1
1
mj-wij
\ \
\ ^
"Ет_„,
Чз^ч
"лугу".
1.5. ДЛИНЫ ВОЛН,
ХАРАКТЕРИЗУЮЩИЕ
ФОТОМЕТРИЧЕСКУЮ
СИСТЕМУ i
О тл- т3
Гетерохромные величины,
описываемые кривой реак- Рис. 3. К определению параметра Q
ции ф(Я),в ряде случаев
могут быть приравнены
монохроматическим величинам у определенных длин волн. Согласно
определению, эффективная интенсивность излучения звезды с
кривой реакции ф(Я) описывается как
v ; Ь(Х)<*х v ;
На кривой энергии звезды 1е(Х) будет соответствовать какой-то
длине волны, которую назовем изофотной (Кг). Для этой длины
волны гетерохромные и монохроматические величины равны между
собой. К сожалению, изофотная длина волны может быть только
подобрана по кривой распределения энергии, но не может быть
вычислена.
Stromgren (1937) показал, что если вторая производная кривой
энергии звезды 1(1) равна нулю в интервале длин волн,
охватываемом кривой реакции ф(Я), то в таком случае разность гетеро-
15

хромных величин двух звезд равна разности их
монохроматических величин, определенных у средней длины волны
;w>=te^. (31)
J?(X)rfX V '
Реальные кривые I()J) всегда имеют некоторую кривизну, скачки
и изгибы. Это создает условия, при которых 1"(к)Ф0, а это
вызывает отклонение гетерохромных величин от монохроматических,
измеренных у Я,о. ■
Часто необходимо ответить на вопрос, для какой длины волны
гетерохромных величин гетерохромная экстинкция (в атмосфере
или в межзвездном пространстве) равна монохроматической экс-
тинкции. King (1952) показал, что этому требованию отвечает
эффективная длина волны
J/(X)?(X)rfX V '
Легко видеть, что средняя длина волны ко является эффективной
длиной волны для 1(Х) — const, т. е. для изоэнергетического
источника излучения.
Связи между Х{, ко и Хе подробно обсуждены в книге Golay
(1974).
1.6. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРАХ ЗВЕЗД
И МНОГОЦВЕТНЫЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ.
ТЕРМИНОЛОГИЯ
Согласно формуле (5), удельная интенсивность 1{к) измеряется
единицами энергии, падающей на единицу площади за единицу
времени в единичном интервале длин волн, т. е. эрг/(см2-с-А).
Когда кривая распределения энергии выражена такими единицами,
будем говорить об абсолютно-абсолютной кривой энергии.
Кривая энергии звезды может быть выражена в /(Я)
относительно какой-либо длины волны без выражения энергетическими
единицами. Такие кривые будем называть
относительно-абсолютными. Они могут быть как в шкале интенсивностей, так и в шкале
звездных величин. Следует различать относительно-абсолютные
кривые*распределения энергии, вычисленные для единичных
интервалов к и IJk.
Если кривая энергии одной звезды выражена в единицах
излучения другой звезды, такую кривую будем называть относительной.
Как правило, относительные кривые выражаются звездными
величинами Am. В случае относительных кривых не существует
различия между интервалом к и 1/Х.
Если относительная кривая энергии нормирована к нулю в
определенной длине волны, то значения Am являются не чем иным, как
монохроматическими колор-индексами, образованными из величи-
16

ны для любой длины 'волны К и величины для длины волны
нормирования. Величины для этих волн могут быть и гетерохромными.
В таком случае принято считать, что имеем дело с многоцветной
фотометрической системой.
Итак, нет принципиальной разницы между относительной кривой
распределения энергии и многоцветными колор-индексами. Любые
многоцветные фотометрические наблюдения могут использоваться
для определения относительной, а затем и абсолютной кривой
энергии, если только имеется соответствующая калибровка. Важно
лишь, чтобы величины многоцветной системы были в достаточном
количестве и охватывали бы необходимый интервал спектра. Этим
будет определяться детальность полученной кривой распределения
энергии.
1.7. ИСТОРИЯ ИССЛЕДОВАНИЙ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ
ЭНЕРГИИ
По-видимому, первой серьезной попыткой определить
распределение энергии в спектрах различных звезд была работа Pickering
(1891), в которой фотографическим путем определены
интенсивности излучения семи звезд различных спектров в интервале X 3900—
5100* по отношению к Солнцу. Последовавшие затем работы
многих авторов ограничивались лишь определением спектрофото-
метрических градиентов и цветовых температур звезд. Увлечение
градиентами продолжалось несколько десятилетий. Нельзя сказать,
чтобы это было совершенно бесполезным занятием, однако
вынужденное упрощенное представление распределений энергии
градиентами долгое время препятствовало более детальному анализу
кривых энергии звезд. Все же градиенты оказали по крайней мере одну
важную услугу — они позволили выявить противоречие между
низкими цветовыми температурами и высокими ионизационными
температурами некоторых звезд О—В, что способствовало
подтверждению межзвездного покраснения света (Gerasimovic, 1929; Opik,
1931).
Некоторые авторы фотографической эпохи преодолели
увлечение градиентами и занялись более детальным исследованием
распределения энергии (Rosenberg, 1914; Plaskett, 1923; Baillaud, 1923;
Abbot, 1924, 1929; Yu, 1926; Storer, 1929). Особенно следует отметить
две последние работы. В работе Yu (1926) впервые получено
абсолютное распределение энергии ряда звезд в районе бальмеров-
ского скачка и в ультрафиолете за скачком. Он обнаружил
различие цветовых температур в обеих сторонах от бальмеровского
скачка. В работе Storer (1929) рассмотрены различия в
распределении энергии между поздними карликами и гигантами, а также
показано, что распределение энергии этих звезд значительно
отличается от абсолютно черных тел.
* В данной монографии ради краткости длины волн и их интервалы
обозначаются в такой форме. Цифры, следующие за Л, выражены в ангстремах^
2 В. Страйжис
17

Распределение энергии в инфракрасной области до К 10 000
фотографическим путем впервые исследовали Morgan, Wooten (1934).
До этого инфракрасная область исследовалась лишь в работах
Abbot (1924, 1929) с помощью радиометра.
Позднее, в видимой части спектра распределение энергии
фотографическим методом исследовали Strassl (1932), Kienle et al.
(1938, 1940), Hoff (1939), Lohmann (1939, 1946), Strohmeier (1939),
Pilowski (1950, 1951, 1952), Wooley et al. (1954). Отдельно следует
упомянуть большую серию работ французских астрономов под
руководством Barbier и Chalonge, начатых в 1935 г. и опубликованных в
основном в журнале «Annales d'Astrophysique» (см., напр.,
Barbier, Chalonge, 1941; Barbier et al., 1947; Chalonge, Divan, 1952).
Как и большинство других авторов, они определяли градиенты
ранних звезд, однако в двух областях спектра — синей и
ультрафиолетовой. В добавок к этому определялись два других параметра —
высота бальмеровского скачка D и его .положение Х\, которые
являются важными характеристиками спектров звезд и обеспечивают
двумерную классификацию ранних звезд по температурам и
ускорениям силы тяжести.
Новый этап исследования распределения энергии в спектрах
звезд начался незаметно в самый разгар фотографического
исследования спектров. В конце 1936 г. Hall в Спрулской обсерватории
(США) начал фотоэлектрическую регистрацию спектров звезд в
диапазоне К 4560—10320. Пионерские работы Hall (1936, 1937, 1941,
1942) положили начало методу фотоэлектрической спектрометрии,
который почти на порядок точнее фотографического метода. Однако
преимущества нового метода были поняты не сразу. После Hall до
1950 г. лишь Kuiper et al. (1947) пытались получить
фотоэлектрические записи спектров звезд. Stock (1956a) и Bonsack, Stock (1957)
этим методом измерили интенсивности водородных линий и
определили распределение энергии ряда ранних звезд в синей части
спектра. К сожалению, в упомянутых работах в качестве
диспергирующей системы использовались объективные призмы, что давало
малую и переменную дисперсию.
Применение спектрометров с дифракционными решетками и
большой дисперсией .началось лишь после работ Code (1952, 1954,
1955, 1959, I960) в обсерваториях Маунт Вильсон и Маунт Пало-
мар (США).
В настоящее время фотоэлектрический метод полностью
вытеснил фотографию. Сканограммы спектров, полученные с
фотоэлектрическими спектрометрами с дифракционными решетками,
охватывают большие интервалы длин волн (порядка тысяч ангстрем) при
постоянной дисперсии, что исключает систематические ошибки,
характерные призменным спектрографам. Большая точность
измерения интенсивности излучения в этом методе сочетается с надежным
учетом дифференциальной экстинкции в земной атмосфере.
Список работ по фотоэлектрическому определению кривых
энергии звезд опубликовал Straizys (1977).
18

На основе опубликованных до 1972 г. фотоэлектрических работ
Straizys, Sviderskiene (1972а) и Sviderskiene (1974) определили
средние нормальные кривые распределения энергии в спектрах
звезд 49 спектральных классов и светимостей V, IV, III и I,
охватывающих интервал от 3000 до 11000 А. Эти кривые включают 18
звезд главной последовательности от О до М5, 3 субгиганта G5—•
КО, 14 гигантов от Л5 до Мб и 14 сверхгигантов от ВО до М2.
Кривые даются в виде интенсивностей на единичный интервал длин
волн с шагом 50 А. Каждое значение I(К) является интегралом
интенсивности в интервале Д>„=50 А с центром на данной X. Все
кривые даются в относительно-абсолютной форме с нормированием к
100 у X 5500. Кривые распределения энергии учитывают по
возможности все спектральные линии и полосы.
Кроме того, были подготовлены в аналогичной форме кривые
энергии ряда звезд с пекулярным распределением энергии,
включая звезды Am, Ар, субкарлнки F—G, гиганты с дефицитом
металлов, белые карлики и т. д. Все эти кривые использованы в
настоящей монографии для вычисления параметров разных
фотометрических систем.

Глава 2
МЕЖЗВЕЗДНАЯ ЭКСТИНКЦИЯ
2.1. ИСТОРИЧЕСКИЙ ОБЗОР
Некоторые явления, связанные с ослаблением света в
межзвездном пространстве, были известны еще в прошлом веке, однако
первую реальную попытку определить закон межзвездной экстинкции
сделал Trumpler (1930) спектрофотометрнческим методом. Им
впервые получена кривая межзвездной экстинкции в интервале
К 3400—6300. Он показал, что это ослабление нельзя объяснить ре-
леевским рассеянием света частицами, диаметр которых является
малым по сравнению с длиной волны. Trumpler установил также
минимальное значение множителя R, переводящего колор-эксцессы
в экстинкцию. Он также пришел к выводу о наличии закругления
кривой экстинкции в инфракрасной области, стремящейся к нулю
при Х-^оо.
Попытки определить закон экстинкции продолжались в работах
Struve (1933) и Struve, Keenan, Hynek (1934). Они показали, что
кривая, полученная сравнением покрасневших и непокрасневших
звезд, весьма напоминает закон Я-1, по крайней мере в видимой
части спектра.
Близкое соответствие межзвездной экстинкции закону К~1
обнаружено также в работах Hall (1937), Greenstein (1938), Whitford
(1938), Oort (1938),Stebbins etal. (1939), Кукаркина (1940), Baade,
Minkowski (1937). Однако авторы последней работы обнаружили
значительное отклонение от закона >.-1 для звезд в области
туманности Ориона.
С другой стороны, Мельников (1937), Kienle (1940), Barbier,
Chalonge (1941) обнаружили отклонения от закона Я,-1: кривая
межзвездной экстинкции 'получена ими в виде параболы. Stroh-
meier (1939) также нашел, что в коротковолновой части спектра
селективность ослабляющего вещества ниже, чем в
длинноволновой части видимого спектра.
Во всех упомянутых работах закон межзвездной экстинкции
изучался спектрофотометрнческим путем. Stebbins, Whitford (1943)
опубликовали первую работу из серии статей по шестицветной
фотоэлектрической фотометрии, в которой было подтверждено
наличие отклонений от закона к~\ В другой работе Stebbins, Whitford
(1945) подтвердили аномальность закона в районе Трапеции
Ориона.
Спустя несколько лет, Whitford (1948) сравнил непокрасневшие
и покрасневшие звезды в далекой инфракрасной области, что
позволило продлить кривую экстинкции до 2.1 мкм. Кривая имеет
20

форму буквы S, загибаясь как в ультрафиолетовой, так и в
инфракрасной области.
Schalen (1951) обратил внимание на то, что при выводе кривой
межзвездной экстиикции Whitford (1948) принимал 10 вместо \е
для ранних звезд. Кроме того, Schalen по своим спектральным
наблюдениям обнаружил некоторые систематические различия между
кривыми экстиикции для Лебедя и Цефея в том смысле, что
кривая Лебедя показывает меньшие отклонения от закона Х~\ чем
кривая Цефея. Последовавшие фотографические исследования закона
экстиикции показали, что действительно обнаруживаются
некоторые различия закона в разных областях Млечного Пути, но
фотографический метод не обладает достаточной точностью для того,
А (А)
1.5 -
1.0 -
0.5 -
0.0 J
i
0.0 1.0 2.0 Ух мкм"1 3.0
Рис. 4. Закон межзвездной экстиикции по работе Whitford (1958). По оси
ординат отложена экстинкция в звездных величинах
чтобы можно было судить о реальности этих различий.
В апреле 1956 г. на конференции по космической шкале
расстояний в Чарлоттесвилле Whitford (1958) сделал обзорный доклад о
состоянии исследований закона межзвездной экстиикции.
Сопоставив результаты своих новых наблюдений спектров трех пар звезд
сканирующим спектрометром и данные шестицветной фотометрии
с исправленными Хе, Whitford получил новую кривую межзвездной
экстиикции, показанную на рис. 4. Инфракрасная часть кривой до
2 мкм определена по новым наблюдениям с фотометром PbS 11
покрасневших и непокрасневших звезд. Как видно, кривая состоит
из двух прямых, соединяющихся в области у Х-1 = 2.2—2.3 мкм-1
(4350—4550 А). Длинноволновая прямая начинает загибаться у
1.5 мкм. Как показали дальнейшие исследования, указанная кривая
очень хорошо представляет межзвездную экстинкцию в
большинстве галактических долгот и до сих пор не потеряла своего значения.
На более длинных волнах закон межзвездной экстиикции
исследовали Johnson, Borgman (1963), Johnson (1965a, 1966b, 1967a,
Т г
21

1968),Mendoza (1965), Johnson, Mendoza (1966), Grubissich (1968),
Lee (1968, 1970), Iriarte (1969), Breda et al. (1974), Wiemer (1974),
Hackwell, Gehrz (1974), Vrba et al. (1975), Schultz, Wiemer (1975),
Grasdalen et al. (1975), Penston et al. (1975), Williams et al. (1977),
применяя широкополосную систему UBVRIJHKLMN. После
появления первых из этих работ показалось, что каждая область
Млечного Пути имеет свою форму кривой межзвездной экстинкции,
причем больше всего отличаются формы переходов к Я~'=0. Однако
вскоре выяснилось, что аномальное поведение межзвездной
экстинкции в далекой инфракрасной области является результатом
инфракрасных избытков в распределении энергии как ранних, так
и поздних звезд и не имеет ничего общего с межзвездным
веществом. Кроме того, в своих работах Johnson допустил методическую
ошибку — он не учел эффекта ширины полос реакции его величин
на отношения колюр-эксцессов (Straizys, 1969).
Форма перехода кривой межзвездной экстинкции к точке с л~' =
= 0 прежде всего влияет на величину множителя R, являющегося
отношением экстинкции Лу к колор-эксцессу EB-v- Поэтому
определение R независимым путем дает величину нуль-пункта кривой
межзвездной экстинкции. В настоящее время накапливается все
больше данных о том, что почти во всем Млечном Пути значения R
колеблются между 3 и 4, что свидетельствует о постоянстве формы
кривой экстинкции на длинных волнах. Аномальные значения R
встречаются лишь в некоторых областях, обычно совпадающих с
молодыми агрегатами горячих звезд, пыли и газа, а также в
плотных темных туманностях.
Уточнению формы кривой межзвездной экстинкции в
ультрафиолетовой, видимой и ближней инфракрасной областях спектра после
работы Whitford (1958) уделялось много внимания. Для^этой цели
применялись многоцветная фотометрия, сканирование спектров и
традиционная фотографическая спектрофотометрия.
Широкополосная фотометрия типа LJBVRI в видимой и ближней инфракрасной
областях является слишком грубым методом для выявления
детальной структуры закона экстинкции. Все же отношение Eu-B/EB-v
дает информацию о величине излома закона у X 4400—4500. Обзор
определений этого отношения см. на с. 96. Здесь лишь отметим,
что во всех галактических долготах это отношение имеет близкие
значения, за исключением района Лебедя.
Для исследования законов межзвездной экстинкции
многоцветную среднеполосную фотометрию применяли Borgman (1961), Koh-
ler (1967), Goy (1972), Sudzius (1974c). Кривые распределения
энергии и сканограммы использовали Rodgers (1961), Underhill
(1964), Underhill, Walker (1966), Whiteoak (1966), Walker et al.
(1969), Anderson (1970), Chaldu et al. (1973), Whittet et al. (1973,
1976), Breda et al. (1974), Sudzius (1974a), Schild (1977).
Фотографическую спектрофотометрию применяли Nandy (1964, 1965a, b,
1966, 1967, 1968), Guthrie, Nandy (1966), Honeycutt, Chaldu (1970),
Divan (1971), York (1971), Nandy, Wickramasinghe (1971).
22

СО СО N3 N3 — — OOCOCO0000--J-qff>01Cnai^.^C000ls3lS3 — ^ООЮЮ00(»^МСЛ05СЛСЛ^*.С00рЮЮ1--ОО
cnoaiocnouiocnocnocnocnocnocnoaiowoaiooioaiocnooiooioaioaioaiooiowocno
oooooooooooooooooooooooooooooooooooooooooooooooo
ЬоЬоюю^фюооооо — — — — —ьэ^'ьэюсосос^
lЛCoo^э^o)Ooo^DIlЛODo^Эl^чю^D^sщ^ocл(»»W|^ow^ФWCЛo^s»o^ю^ODW^)^э■^^'<'sw
coscяw^Э'-oooь-^ow^(»-^oo^зs^)Ю05w-oюtoo^Э4i.^^o^woа!■^^^Jto■-cлoчcлаl(Jl^ow
OOOOO— — — ——— tOtOtO
M*. СЛ -s) 00O — CO СЛ OS 00 О — Ю
OlOCTiO^WCO^O-vjOlO^Cn
ooooooooooooopooooooooooopoppopopoooooooooooopoo
cococococpcocococococococococococococoeo^^totototo^^
. _. оооюю
«0 0-СЛЧ(»Ч*.ОСО^Ю>^>^МЧСОО^СО
Зслосло^ослО^ослооюоюслдслослослослоспослослосло^оаюслоспосло
oooooooooooooooooooooooooooooooooooooooooooo
ел о oi л '" ^ "■ ^
о о о
to to cocococococoCococococo^^^^^^^^^cncncncncnoicncnoso^ososCT^
со СО О — to СО >^ СЛ О) >Ч ■Ч 00 ^О О h- ЮСО^О-^ООСОО— tOCoCJlOS-^QOO — Mw^OiOOCOOWWOlvlODO — СО СП
О СО --J OS СЛ СО (О — — OtOCOCOOOoo^^tDO — ^СО^СЛ^ОоО^СЛ^оСОО^СОСО-^— cnCO^-CO^OOStOOOCntO
bi bi ф bi Ы bi 'а^ Ъ^ bi Ъ^ ы -<i "^ "^ '^ "^ '^ -^
- ^CnOsOS'-OMQOCOOO — ^Ю^^010105ЧОЭ(»фО>-'--ЮС01^СЛС5ОТЧС0100д'-' tOCO^OlOS-^QOCD'
~ ■ " - - --- ooooscnco—coosr ■ -"
OS N3 00 СЛ — аэКЗОО-^^ООО**-— GOOSCOOOOOSCO — OOOS.^. — СС-ОСЛСО
Со
>О1СЛСОЮЬЭСОСЛ.Ф».00ЬЭ
ww рророороооророооооороооорорроррррооррррроорроо
слслслслсл^слЫслслслЫслслслслслсл^'^'^'^^^'^
спслсл^^^сосоо:юк:ьо~-~ооосососоооа10о^^^спСГ105(^сл^А^И1ушим^
OS CO 04^-(»Ol«4^-(»^-^^^SW04^0^WOQWO^ts2t005N)tOO)N30CftWOO)-vJ^OOCO
' - - - - - - - чооо- oo^.-q^.is3cnco-q — o-^-cooococo-^o-^coascoosco — со— Cs^o^co4^0oo-*-J
о о
i_ij <-w i—" ~si н^- ■—* 00 СЛ
-g os сй о о ел 01 Oi

Не вдаваясь в подробности этих исследований, здесь отметим
лишь их основные результаты. Установлено, что в большинстве
исследованных областей неба закон экстинкции можно считать
нормальным. В интервале X 3000—10 000 его можно представить грубо
в виде двух шрямых, которые, согласно Harris (1969),
пересекаются у л 4355±17 А. Однако в действительности зависимость А(А.) от
Х~1 обладает некоторой тонкой структурой как крупномасштабной,
так и мелкомасштабной (Walker et al., 1969; York, 1971; Ho-
neycutt, 1972a; Bromage, 1971, 1972; Bromage, Nandy, 1973; Hayes
et al., 1973; Sudzius, 1974c; Rex, Hayes, 1975, Schild, 1977). Закон,
представляющий созвездия Цефея, Персея и Единорога,
приводится в табл. 1 (Sudzius, 1974c).
В то же время можно считать доказанным, что закон
межзвездной экстинкции в Лебеде отличается от нормального закона тем,
Аф
3.0 ^мкм"1
Рис. 5. Законы межзвездной экстинкции для созвездий
Цефея—Персея—Единорога (Сер—Per—Mon), Лебедя (Cyg) и Ориона (Ori). Нуль-пункты законов
дают R—5 для Ориона и R = 3 для остальных созвездий
что он показывает меньший излом у X 4350, т. е. меньше
отличается от закона Я,-1. Нормальный закон и закон для Лебедя из
работы Sudzius (1974c) показаны на рис. 5. На закон Лебедя похож
закон в Кассиопее (Nandy, 1966), в Плеядах (Guthrie, Napdy,
1966), в ассоциации Ara OB 1 (Honeycutt, Chaldu, 1970) и у
некоторых других звезд южного неба (Whittet et al., 1973, 1976). По
24

данным последней работы наблюдается постепенный переход от
закона типа Лебедя к нормальному закону.
Аномальность закона другого характера наблюдается в Орионе.
Эту аномальность обнаружили еще Baade, Minkowski (1937), а
позднее исследовали Stebbins, Whitford (1945), Sharpless (1952,
1963), Johnson, Borgman (1963), Johnson (1965a, 1967c. 1968), Whi-
ieoak (1966), Mendez (1967), Lee (1968), Walker (1969), Costero,
Peimbert (1970), Isobe (1970, 1971), Divan (1971), Nandy, Wickra-
masinghe (1971), Penston et al. (1975). Аномальность закона
увеличивается с приближением к центру Большой туманности Ориона и
к Поясу Ориона. Закон межзвездной экстинкции в Орионе не
может быть представлен двумя прямыми и показывает значительную
кривизну, причем если грубо совместить его с нормальным законом
в видимой части спектра, то кривая Ориона покажет значительно
уменьшенную экстинкцию как в ультрафиолетовой, так и в
инфракрасной области (рис. 5 по данным Whiteoak, 1966 и Johnson, 1968).
Району центральной части туманности Ориона характерны большие
значения отношения R, достигающие 5—6, что указывает на малую
селективность ослабляющего вещества в видимой области спектра.
Isobe (1971) показал, что отношение R в Орионе зависит еще и от
спектрального класса, причем наибольшие значения показывают
наиболее горячие звезды. Это говорит в пользу того, что
ослабляющее вещество имеет аномальные свойства лишь вокруг самых
горячих звезд, способных влиять на состав пыли нагревом и
световым давлением.
Johnson (1967a), Anderson (1970), Herbst (1974, 1976) и
Racine (1974) показали, что похожие аномальные законы показывают
■ОВ-звезды, погруженные в некоторые другие эмиссионные
туманности. Несколько похожих звезд обнаружили Whittet et al. (1973).
С другой стороны, недавно обнаружено, что закон межзвездной
экстинкции отличается от нормального в центральных частях
густых темных межзвездных облаков, где размеры частиц
увеличиваются из-за их слипания и роста вследствие аккреции тяжелых
элементов из окружающего газа. Это проявляется в увеличенных
значениях множителя R в центральных частях темных туманностей
вокруг р Oph (Carrasco et al., 1973, 1974; Breda et al., 1974; Whittet,
1974; Vrba et al., 1975; Whittet, Breda, 1975; Whittet et al., 1976), в
Т-ассоциации R CrA (Glass, Penston, 1975), в Т-ассоциации
Хамелеона (Grasdalen et al., 1975), в темных туманностях Тельца (Rydg-
ren et al., 1976), в темной туманности вокруг М 78 в Орионе (Strom
et al., 1975), в темной туманности вокруг скопления 1С 348 в Персее
(Strom et al., 1974).
25

2.2. ЗАКОН МЕЖЗВЕЗДНОЙ ЭКСТИНКЦИИ
В ДАЛЕКОМ УЛЬТРАФИОЛЕТЕ
Кривую межзвездной экстинкции в заатмосферных длинах волн
определяли следующие авторы:
Средство подъема 0
Источник телескопа Интервал, А
Boggess, Borgman (1964)
Stecher (1965)
Smith (1967)
Carruthers (1969a, b, 1971)
Stecher (1969)
Bless, Savage (1970, 1972a, b)
Sudbury (1971)
Navach, Lehmann (1971)
Savage (1973, 1975)
Laget (1973)
Wilson et al. (1972)
Boksenberg et al. (1973)
Nandy et al. (1974, 1975a, b, 1976)
Viotti, Lamers (1975)
York et al. (1973)
Snow, York (1975)
Snow (1976)
Mason et al. (1976)
Borgman et al. (1975)
Wesselius et al. (1976)
ракета
ракета
«Radiation»
ракета
ракета
OAO-2
ракета
баллон
OAO-2
OAO-2
TD-1A
TD-1A
TD-1A
TD-lA
«Copernicus»
«Copernicus»
«Copernicus»
«Copernicus»
ANS
ANS
2200, 2600
1200—3000
1376
111», 1270
1150—4000
1100—3600
1800-^2800
2000—4000
1100—3600
1430—4260
1350—2550
1350—2550
1350—2550
2110—2817
1000—1400
1000—2850
1000—1800
1000—1250
•1550—3300
1550—3300
В результате этих исследований получены кривые межзвездной
экстинкции нескольких десятков покрасневших звезд до ^,_1 =
= 10 мкм~'. Все они имеют некоторые общие черты. Сразу после
X 3300 начинается крутой подъем экстинкции, завершающийся на
ярко выраженном максимуме у А,-1 =4.6 мкм-1 (А.=2175 А). Затем
начинается резкое уменьшение экстинкции до А.-1 =5.0 мкм-1 и
более медленное в дальнейшем. Минимум экстинкции получается
плоским и различным для разных звезд. Наконец, после А-1 =6—
7 мкм-1 опять начинается подъем кривой экстинкции вплоть до
границы достижимости. Хотя общий ход кривых экстинкции
большинства звезд схож, их формы и уровни экстинкции отличаются
от звезды к звезде. На рис. 6, взятом из работы Bless, Savage
(1972а), показаны характерные кривые экстинкции нескольких
звезд и средняя кривая, числовые данные которой приводятся
в табл. 2. Другие средние кривые экстинкции приводят Code et al.
(1976) и Nandy et al. (1974, 1975, 1976). В последних работах
показано, что законы межзвездной экстинкции в ультрафиолете
практически одинаковы в разных областях Млечного Пути.
26

Таблица 2
я-1.
/£„_
Е X_r IEi
3.0
4.0
4.6
5.0
1.9
4.1
6.8
6.6
6.0
7.0
8.0
9.0
4.3
4.7
6.0
8.4
Согласно Savage (1975) и Nandy et al. (1974, 1975, 1976),
положение пика и его профиль являются постоянными во всех
областях неба. С несколькими исключениями интенсивность полосы
поглощения у X 2175 хорошо коррелирует с колор-эксцессами EB-v-
Savage (1975) считает это доказательством общности их
происхождения. Однако Malaise et al. (1974), Nandy et al. (1974, 1975) и
Willis, Wilson (1975) склонны считать, что пик поглощения у Л. 2175
вызывается другими частицами, чем колор-эксцесс. Например,
звезды Вольфа-Райе HD 192163 и HD 156385 показывают аномально
1.0
:А-У -
■ b-v _
0.5 -
0.0 -
I I
—
-
1 1 1 1
/
'А'
- А:
-■ 1 - "г
*1
у/у'
1 1
■ 1
\ '^Ч "
\'\ "—"
--л. - • — •
—• —С-"—
! 1
1 5 Oph'/
/
у Среднее
.поглощение"
/Ж Sco "
/ /У
у //
■^^ .' в Ori /»Sco
■■-'_>' ;
-
-
-
i i
8
/\ мкм
Рис. 6. Законы межзвездной экстинкции в ультрафиолетовой области для четырех
покрасневших звезд н средний закон экстинкции. Виден максимум экстинкции
у Х2175
сильную полосу Л. 2175, которая может иметь околозвездное
происхождение (Willis, Wilson, 1975, 1977).
Некоторые звезды, как в Ori, показывают своеобразные кривые
экстинкции без ярко выраженного максимума и с малыми значе-
27

ниями экстинкции за этим максимумом. Такие звезды
одновременно показывают большие отношения EV-ilEB-v, т. е. имеют кривые
экстинкции типа ранее рассмотренной кривой центра туманности
Ориона (рис. 5). Таким образом, аномальность закона в
инфракрасной области сопровождается аномальностью в ультрафиолете.
Полосу поглощения у Л. 2175 показывает также диффузный
галактический свет, исследованный со спутника ОАО-2 (Lillie, Witt,
1976). Наблюдаемое распределение диффузного света по "К хорошо
объясняется комбинацией поглощения и рассеяния света
межзвездной пылью.
2.3. ФИЗИКА МЕЖЗВЕЗДНОЙ ПЫЛИ
Согласно современным представлениям (см., напр., обзоры Wic-
kramasinghe, Nandy, 1972 и Aannestad, Purcell, 1973), некоторые
звезды в процессе своей эволюции должны выбрасывать огромное
количество пылинок размеров порядка 10—100 нм. В атмосферах
холодных пульсирующих углеродных N-звезд конденсируются и
затем выбрасываются световым давлением частицы графита. Богатые
кислородом холодные мириды спектральных классов М и S должны
выбрасывать пылинки, состоящие из силикатов (напр., MgSiOs,
MgFeSiO^, кварца (Si02) и железа. Звезды с одинаковым
содержанием кислорода и углерода (типа SC и CS) могут быть
поставщиками пылинок из карбида кремния (SiC). Важным источником
межзвездных пылинок, состоящих из графита, кварца, силикатов
и железа, могут быть сверхновые звезды. Поставщиком
значительной части межзвездных пылинок могут быть протозвезды и ориони-
ды, находящиеся в стадии гравитационного сокращения.
Долгое время считалось, что основным компонентом
межзвездного ослабляющего вещества являются частицы льда (Hulst, 1946,
1949), однако лед не дает возможности объяснить форму кривой
экстинкции в ультрафиолете. Кроме того, полоса поглощения льда
у ^, = 3.1 мкм наблюдается лишь в спектрах звезд с сильной
межзвездной экстинкцией, в основном в межзвездных молекулярных
облаках (Merrill et al., 1976).
Wickramasinghe (1963, 1965) предложил модель межзвездных
пылинок, состоящих из графита, окруженного слоем льда.
Предполагается, что лед образуется путем соединения атомов О и Н на
поверхности графитовой пылинки в условиях низких температур.
Такие же ледяные оболочки могут образовываться и вокруг
силикатных пылинок. Кроме того, на поверхности льда образуются
тонкие пленки молекул Н2. Duley (1974) привел доказательства в
пользу того, что оболочки вокруг графитовых или силикатных пылинок
должны состоять на 68% из твердого СО с примесью СО2, NCO, N2
и других отвердевших газов. Это объясняет наблюдаемое
отсутствие или слабость полос льда.
В то же время в спектрах ряда сильно покрасневших звезд
видны полосы поглощения в районе 8—14 мкм и вокруг 18 мкм,
принадлежащие силикатам. Они наблюдались в инфракрасном спектре
28

центра Галактики, инфракрасного объекта BN в туманности
Ориона и ряда других инфракрасных объектов и сильно покрасневших
звезд.
К сожалению, никакой подбор размеров и форм
вышеперечисленных однородных пылинок не может полностью объяснить форму
кривой межзвездной экстинкции на всех длинах воли. В то же
время наблюдаемые кривые экстинкции хорошо объясняются смесью
пылинок двух или трех сортов в определенной пропорции, ^причем
каждый сорт должен иметь свое распределение по диаметрам.
Например, Wickramasinghe, Nandy (1970, 1971) и Nandy, Wickrama-
singhe (1971) для этого использовали смесь пылинок из графита
(средний диаметр 50 н<м), силикатов (150—170 нм) и железа
(20 нм). Isobe (1973a, b) предлагает смесь чистых графитовых
частиц (20 нм) и графитовых частиц с ледяной оболочкой двух
размеров. Gilra (1971) использует смесь графита (25 нм), силикатов
(45 нм) п карбида кремния (75 нм). В последней работе SiC
обусловливает экстинкцию в визуальной н инфракрасной областях,
силикаты создают экстинкцию в далеком ультрафиолете (?.<2000А),
а малые графитовые частицы определяют экстинкцию в переходной
области спектра, включая пик у Л.2175. Wickramasinghe, Nandy
(1972) находят, что в межзвездной среде должны быть сравнимые
плотности графита, силикатов, железа и кварца, исходя из
наблюдаемого обилия составляющих их элементов С, Si, Mg n Fe на
Солнце. Если плотность водорода в межзвездной среде рн = 3-
•10~24 г/см3, то плотность графита, железа, силикатов магния и
кварца равны 1.9, 0.6, 1.2 и 0.7 в единицах 10~26 г/см3. Поскольку
величина пика у Л. 2175 показывает хорошую связь с EB-V, то
следует, что разные сорта межзвездных пылинок хорошо перемешаны.
Все же для объяснения наблюдаемых различий в форме кривых
экстинкции разных звезд необходимо принять разные пропорции
пылинок разного рода и разные распределения их по размерам.
На это указывает, например, различие величин экстинкции в
далеком ультрафиолете у звезд с одинаковыми пиками у % 2175 или же
различие пиков при одинаковой ультрафиолетовой экстинкции
(Bless, Savage, 1972).
Например, для объяснения кривой экстинкции типа
наблюдаемой для звезд Трапеции Ориона необходимо допустить уменьшение
числа графитовых и железных частиц по отношению к силикатным
и одновременно несколько увеличить средний радиус силикатных
пылинок (Nandy, Wickramasinghe, 1971). Такая модификация
состава межзвездной пыли в окрестностях звезд Трапеции Ориона
прекрасно согласуется с теорией репульсии мелких пылинок
световым давлением горячих звезд (пылинки графита и железа более
легкие, чем силикатов).
При объяснении аномальностей закона межзвездной экстинкции
следует обратить внимание «а то обстоятельство, какая доля света
поглощается в облаке вблизи звезды с модифицированным
составом и какая доля — в межзвездном пространстве, где данная
звезда никакого влияния не оказывает. Если преобладает экстинкция
29

вблизи горячей звезды, то следует ожидать значительных
аномалий закона межзвездной экстинкции (как, напр., в случае Трапеции
Ориона). Если же преобладает экстинкция в более далеком от
звезды пространстве, то изменения закона экстинкции будут
ощущаться незначительно. То же самое касается и параметров
фотометрических систем, связанных с законом экстинкции — Е/Е и R.
Современные представления о химическом составе и
распределении межзвездных пылинок .подробно описаны в обзоре Greenberg,
Hong (1974).
2.4. ОКОЛОЗВЕЗДНЫЕ ОБОЛОЧКИ
Звезды некоторых типов, в основном поздние сверхгиганты и
гиганты, показывают наличие вокруг них пылевых оболочек,
поглощающих свет центральной звезды и переизлучающих его в
инфракрасных длинах волн путем термической эмиссии. Прекрасный
обзор проблем, связанных с околозвездными оболочками, недавно
опубликовал Woolf (1973). Химический состав пылинок в
околозвездных оболочках, по-видимому, мало отличается от состава
пылинок в межзвездном пространстве. Вероятно между ними даже
существует генетическая связь. Однако околозвездные оболочки
имеют температуры в несколько сот градусов, поэтому в них не
могут существовать легко сублимирующие вещества типа льда или
ледяных оболочек. В ряде случаев в инфракрасных спектрах
оболочек вокруг К, М и S звезд наблюдаются эмиссионные горбы в
районе 8—14 мкм и вокруг 18 мкм, принадлежащие силикатам (Woolf,
Ney, 1969). Hagen et al. (1975) считают, что силикатам
принадлежит еще одна эмиссионная полоса у 33 мкм, наблюдаемая в
околозвездных оболочках холодных звезд. Эти же полосы при низких
температурах в условиях межзвездного пространства дают полосы
поглощения, описанные на стр. 28. Эти горбы эмиссии
наблюдаются у звезд позднее GO Ia+, G8 la, Ml lab, M5 lb и Мб III. В
холодных углеродных звездах наблюдается лишь эмиссия с
максимумом около 11 мкм (Forrest et al., 1975), принадлежащая
карбиду кремния (SiC). Пылевые оболочки наблюдаются также вокруг
звезд типов RV Tau, R СгВ, Т Таи, в 'планетарных туманностях,
новых и сверхновых. Подробнее эти оболочки будут рассмотрены
в главе 7. Околозвездные оболочки создают собственную (не
межзвездную) поляризацию света звезд.
2.5. ОБРАЗОВАНИЕ МОЛЕКУЛ
В межзвездном пространстве существует великое множество
разнообразных молекул и радикалов, состоящих из наиболее
распространенных элементов Н, С, N, О, S и др. До 1975 г. открыто
около 30 молекул. Большинство из них обнаружено по
радиоизлучению в миллиметровом п сантиметровом диапазонах волн. Наряду
с самыми простыми молекулами Нг, ОН, Н20, СО, СН, CN встре-
30

чаются такие сложные органические молекулы, как этиловый спирт
С2Н5ОН, состоящие из 9 атомов. Прекрасные обзоры межзвездных
молекул недавно опубликовали Turner (1974a, b) и Mezger (1974).
Процесс образования молекул в межзвездном пространстве был
бы исключительно неэффективным без присутствия межзвездных
пылинок. Образование более сложных молекул несомненно
происходит путем столкновений свободных атомов и молекул с такими
же, застрявшими в поверхности пылинок. Например, три
столкновении атома водорода с атомом водорода, входящим в оболочку
пылинки, может образоваться молекула Н2, а при столкновении
с атомом кислорода — радикал ОН. При попадании атома
водорода на застрявший в оболочке пылинки радикал ОН может
образоваться НгО. Освободившаяся в ходе реакции энергия идет на
нагрев пылинки или на выброс образовавшейся молекулы из
поверхности пылинки в пространство.
Сложные межзвездные молекулы имеют тенденцию
концентрироваться в густых темных туманностях (Robinson, 1976).
Образование сложных молекул в межзвездном пространстве
является важным шагом в процессе развития белковой материи и
жизни.
Подробнее образование молекул на поверхностях межзвездных
пылинок описано в обзорах Aannestad, Purcell (1973), Watson, Sal-
peter (1973), Salpeter (1975).
2.6. МЕЖЗВЕЗДНАЯ ПОЛЯРИЗАЦИЯ
Hiltner (1949a, b) и Hall (1949) открыли, что свет далеких от
нас звезд Галактики частично линейно поляризован. Степень
поляризации можно выразить отношением
/> = \тах~ГГ'п , (33)
'max "T 'min
где 1-тах и /min — интенсивность света звезды при двух положениях
поляризационного фильтра. Часто степень поляризации
выражается в звездных величинах, т. е.
Amp = 2.5l0g /ma*//min = 2.17P. (34)
Направление поляризации, т. е. преимущественное направление
колебаний электрического вектора, также меняется от звезды к звезде.
Большие каталоги поляризационных наблюдений опубликовали
Hall, Mikesell (1950), Hiltner (1951, 1954, 1956), Домбровский
(1953, 1958), Smith (1956), Hall (1958), Behr (1959), Krzeminski
(1959, 1961), Loden (1961), Григорян, Варданян (1961), Kruszew-
ski (1962), Serkowski (1965a, b), Appenzeller (1966, 1968), Visva-
31

nathan (1967), Mathewson, Ford (1970), Ware et al. (1972),
Schroder (1976), Ware, Neckel (1977).
Графики зависимости степени и направления поляризации от
галактических координат приводятся в большинстве из этих работ.
Наиболее полно распределение векторов поляризации в
галактических координатах приводят Mathewson, Ford (1970) на основе
наблюдений 7000 звезд и Axon, Ellis (1976) на основе наблюдений
5070 звезд.
Направление поляризации звезд, находящихся вблизи
галактического экватора, грубо параллельно галактической плоскости в
широких интервалах долготы. Поляризация максимальна и наиболее
упорядочена в тех районах Млечного Пути, где луч зрения
пересекает спиральные ветви почти перпендикулярно (напр., в /=100—
150° в Цефее, Кассиопеи и Персее). Если же луч зрения идет вдоль
спиральной ветви, наблюдается беспорядочное распределение ее
направлений (напр., в / = 70—90° в Лебеде). Отношение степени
поляризации к величине экстинкции является максимальным
в /«130—140° и /«320°, т. е. в созвездиях Кассиопеи и Циркуля,
а минимальным в /~70° и /»220° (Лебедь и Единорог).
Степень поляризации зависит от длины волны, и эта
зависимость меняется от звезды к звезде (Behr, 1959; Gehrels, 1960; Trea-
nor, 1963; Coyne, Gehrels, 1967; Serkowski et al., 1969; Coyne et al.,
1974). Однако почти все
звезды показывают
характерную форму кривой
зависимости степени
поляризации от к, в нормированном
виде показанную на рис. 7.
Максимум поляризации в
разных звездах плавает в
широких пределах от К 4000
до 8000 с максимальной кон-
, 2 A,w центрацией у К 5200 (Coyne,
Ул Gehrels, 1967). Степень по-
Рис. 7. Форма кривой зависимости степени ляризации падает по обе
межзвездной поляризации от длины волны стороны от ктах, причем это
проверено в широких
пределах—от 0.22 до 2.2 М'км (Gehrels, 1974). Serkowski (1968, 1973),
Serkowski, Robertson (1969) и Serkowski et al. (1969, 1975)
исследовали связь между положением ктах, формой кривой межзвездной
экстинкции и галактической долготой. Оказывается, что положение
ктах смещается в сторону длинных волн, когда закон межзвездной
экстинкции приближается к закону типа Трапеции Ориона. Эта
связь позволяет определить районы с аномальным отношением R
по положению Ктах (Serkowski et al., 1975). Каталог Хтах 202 звезд
приводят Coyne et al. (1974).
Gehrels, Silvester (1965), Coyne, Gehrels (1966), Coyne, Wickra-
masinghe (1969) и Coyne (1974) показали, что приблизительно одна
32

четвертая часть исследованных звезд показывает вращение
плоскости поляризации с К.
Нет сомнения, что поляризация света обусловлена теми же
межзвездными пылинками. Однако сферические частицы с
изотропными оптическими свойствами не могут вызвать межзвездную
поляризацию. Приходится допустить, что частицы не являются
сферическими. Например, частицы силикатов или льда могут иметь вид
иголок, а графит — форму плоских снежинок. Кроме того, эти
анизотропные частицы должны быть коллективно ориентированы
определенным образом в Галактике. Из-за столкновений с атомами
газов межзвездные пылинки должны 'приобрести очень быстрое
вращение в виде пропеллеров. Davis, Greenstein (1951) показали, что
если в этих вращающихся пылинках имеются металлические
загрязнения, они будут ориентироваться галактическим магнитным
полем так, что их оси вращения расположатся вдоль силовых линий
поля. Одинаковую ориентацию пылинок могут вызвать также
потоки газа, космических или рентгеновских лучей. Ориентация
нарушается столкновениями пылинок с атомами и молекулами
межзвездного газа, поэтому степень ориентации и поляризующие
свойства пылинок определяются конкурирующими эффектами
ориентации и дезориентации.
Модель межзвездных пылинок должна объяснить зависимость
от К не только экстинкции, но и поляризации. Существует ряд
моделей, удовлетворительно объясняющих обе зависимости (Serkow-
ski et al., 1969; Coyne, Wickramasinghe, 1969; Wickramasinghe, Nan-
dy, 1972). При этом сдвиг %тах в сторону длинных волн
соответствует увеличению диаметра частиц. Вышеотмеченная зависимость
плоскости поляризации от К объясняется одновременным действием
двух факторов — изменением ориентации пылинок и их размеров
вдоль луча зрения. Этот же механизм вызывает появление
межзвездной круговой поляризации (Martin, 1974; Martin, Angel, 1976).
2.7. МЕЖЗВЕЗДНЫЕ ЛИНИИ
История исследования межзвездных линий в видимой с
поверхности Земли части спектра и результаты их анализа недавно
описаны в обзорах Munch (1965, 1968). Результаты внеатмосферных
ультрафиолетовых наблюдений описали Spitzer, Jenkins (1975).
Газообразное межзвездное вещество, имеющее среднюю
плотность порядка 3• 10-24 г/см3, состоит преимущественно из водорода
и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Согласно
Jenkins, Savage (1974), плотность межзвездного водорода в 170 раз
превышает среднюю плотность межзвездной пыли.
Действие межзвездного газа на свет звезд в основном
проявляется появлением линий поглощения в их спектрах. Из-за малой
плотности газа и очень низких температур большинство атомов и
ионов межзвездного газа находятся на основном уровне.
Межзвездные линии поглощения могут наблюдаться лишь на фоне спектра
3 В. Страйжис
33

далеких звезд, когда между Землей и звездой имеется достаточное
количество поглощающих атомов. Лучше всего межзвездные линии
видны в спектрах горячих ОВ-звезд, не имеющих звездных линий
межзвездных элементов.
Поскольку большинство линий элементов, возбуждаемых из
основного состояния, попадают в заатмосфериую
ультрафиолетовую область, до недавнего времени наблюдалось лишь несколько
межзвездных линий в видимой и ближней ультрафиолетовой
областях спектра — это линии Са II (Н и К), Са I (Я,4227), дублет
Na I (Я 5890 и 5896), дублет Na I (/.3302 и 3303), дублет К I
(а 7665 и 7699), несколько линий Fe I и Ti II и молекулярные
полосы CN и СН.
Эквивалентная ширина W этих линий редко превышает 1 А,
а сами линии являются узкими по сравнению со звездными
линиями. Измерение W межзвездных линий дает информацию о
'плотности данных атомов в межзвездном пространстве, а изучение
профилей линий позволяет судить о движении межзвездных облаков.
В последнее десятилетие, после начала широкого применения
для астрономических исследований телескопов на ракетах и
спутниках, доступными исследованию стали многочисленные
межзвездные линии в заатмосфериом ультрафиолете. Наиболее сильной из
них является линия водорода Ьа у л 1216, детально исследованная
в работах Savage, Code (1970), Savage, Jenkins (1972a, b) и в
Jenkins, Savage (1973, 1974) с помощью фотоэлектрического
спектрометра на спутнике ОАО-2. Эквивалентная ширина межзвездных
линий La достигает большой величины в спектрах даже ярких и не
слишком далеких звезд — например, у g Per (£b-v = 0.33) и a Sco
(£б_у = 0.40) W (La) «30 А. Пространственная плотность
нейтрального водорода по интенсивности La до расстояний 300 пс от
Солнца в среднем равна 0.6 атомов на см3, однако для разных
направлений заметны значительные вариации плотности. Jenkins,
Savage (1974) определили, что после учета свободных протонов и
молекул Н2 плотность водорода может составлять в среднем
примерно 1.5 атома на см3. Число наблюдаемых атомов водорода
показывает связь с Ев-v- Nbl/Eb-v — 7-5-1021 атомов-см-2 на 1т в
областях, где Н2 отсутствует. Bohlin (1975) по наблюдениям La со
спутника «Copernicus» нашел, что Nn/EB-v = 3.6—5.4-1021 атомов-
•см-2 на 1ш и от 0.01 до 2.5 атомов на см3. Кпарр, Kerr (1974) по
радионаблюдениям на волне 21 см 81 шарового скопления получил
в среднем 5.1-1021 атомов-см'2 на 1т.
Межзвездные линии L? у К 1026 наблюдались со спутника
«Copernicus» (York et al., 1973). По своей интенсивности они сравнимы
с La . Кроме того, с помощью этого спутника и спутника ESRO
TD-1A наблюдались межзвездные линии С I—IV, N I—V, О I—VI,
Mg I—II, Al II—HI, Si I—IV, P II—V, S I—IV, CI I—III, Ar I,
Ti III, V II—III, Cr II—III, Mn II, Fe II—III, Co II, Ni II, Cu II,
Zn II (Boer et al., 1972; Morton et al., 1973; Rogerson et al., 1973;
Morton, 1975; Morton, Hu, 1975). Некоторые из этих линий
наблюдались раньше с помощью ракет. Итак, в межзвездном иростран-
34

стве встречаются некоторые элементы со значительной ионизацией,
причем С II, Mg II и S II являются даже более обильными, чем
нейтральные их атомы. Причиной ионизации межзвездных облаков
является ультрафиолетовая радиация звезд с энергией меньше
ионизационного потенциала нейтрального водорода. Только такие
кванты могут глубоко проникнуть в межзвездное пространство, не
будучи поглощенными атомами Н I.
Интересно, что межзвездные липни ряда атомов и ионов
наблюдаются в спектрах близких от Солнца неиокрасневшпх звезд.
В спектрах покрасневших звезд наблюдается ряд полос
поглощения межзвездных молекул Н2 в интервале X 990—1100. Разные
звезды дают отношение обилия Н2 к обилию Н от <10 7 до 10~'.
В ультрафиолете обнаружены также полосы поглощения
межзвездного СО, стоящего на втором месте по обилию молекул после Н2.
Большинство межзвездных элементов показывают уменьшенное
обилие по отношению к водороду сравнительно с Солнцем.
Наиболее детальное исследование обилия элементов в межзвездном газе
провели Field (1974) и Morton (1974, 1975) в спектре покрасневшей
звезды J Oph. По их данным максимальный дефицит показывает
кальций — 4000—5000 раз. Очень большой дефицит показывают
также Ti, Л1, Fe, Ni, Сг, Si, Mn, Mg, Cu и другие. Несколько
похожие результаты получили Smith (1974), Burton et al. (1974),
Gomez-Gonzalez, Lequeux (1975), Morton, Hu (1975), Snow (1975,
1976), Crutcher (1976), Stokes, Hobbs (1976) в направлении других
звезд.
Невозможно допустить, что наблюдаемые дефициты тяжелых
элементов являются реальными, так как молодые звезды,
образующиеся из межзвездного вещества, имеют нормальный химический
состав. Поэтому приходится предположить, что недостаток
некоторых элементов образуется из-за их сосредоточения в межзвездных
пылинках и их оболочках, состоящих как из чистых элементов
(напр., графит, железо), так и их соединений (силикаты, карбид
кремния, вода, аммиак, метан). Чистые пылинки или их ядра
конденсируются в звездных атмосферах, а их оболочки вырастают
в межзвездном пространстве. Field (1974) приводит
количественные подсчеты, объясняющие вышеописанные дефициты элементов
в межзвездном газе путем их конденсации в межзвездную пыль.
Вместе с тем часть из наблюдаемых «межзвездных» линий
в ультрафиолетовых спектрах ранних звезд могут иметь
околозвездное происхождение (Steigman et al., 1975). В таком случае
вышеприведенные данные о межзвездном газе будут искажены.
2.8. ДИФФУЗНЫЕ МЕЖЗВЕЗДНЫЕ ПОЛОСЫ
В спектрах покрасневших звезд наблюдаются широкие
диффузные полосы разной интенсивности, имеющие межзвездное
происхождение. Всего известно около сорока таких полос (York, 1971;
Herbig, 1975). Самые интенсивные среди них имеют следующие
35

средние длины волн: К 4430, 4890, 5450, 5780, 6180, 6284. В табл. 3
приведена эквивалентная ширина W в ангстремах некоторых полос
в спектрах трех сильно покрасневших звезд (York, 1971; Bromage,
1971; Bromage, Nandy, 1973a).
Профили полос исследовали многие авторы (см., напр., Herbig,
1966, Bromage, Nandy, 1973b). Ширина полосы % 4430 имеет
порядок 60—70 А, полуширина—около 20 А.
Таблица 3
Звезда
Sp
^ B-V
W
I 4430
>. 5780
/. 6180
"A 6284
HD 183143 B7 la 1.26 4.4 1.6 4.7 5.0
Cvg OB2 № 10 09.51a 1.80 . (4.9) 1.6 4.0 3.1
Cyg OB2 № 12 B5Ia—0 3.50 (5.8) 1.8 4.4 2.9
Nandy, Seddon (1970, 1971) считают, что увеличение
межзвездного поглощения у Л. 2175 (см. с. 26) также является сильной
межзвездной полосой с шириной порядка 1000 А и полушириной
порядка 400 А. Интенсивность этой полосы показывает связь с колор-экс-
цессом (Dorschner, 1973, 1975; Savage, 1975; Nandy, Thompson et
I щ r 1 1 1 1
1.0 WW гЧ /Ч^>. л .jvvw AA>/Ww^
0.9 - V 1 f/
I/ Hel \^ 1/lJ
Fell V
0.8 - |( | f
Hy H', Mgll
i i i 1
4400 4500 A A
Рис. 8. Интенситограмма спектра сильно покрасневшей звезды HD 183143
(Wilson, 1958). Видна сильная межзвездная полоса А 4430
al., 1975a, b; Dorschner et. al., 1977), а также с интенсивностью
межзвездных полос (Nandy, Thompson, 1975; Dorschner, 1974, 1975;
Dorschner et al., 1977).
Лучше всех исследована полоса у /.4430. На рис. 8 приводится
интенситограмма района спектра вокруг этой полосы в спектре
звезды HD 183143 (Wilson, 1958). Эквивалентные ширины,
центральные интенсивности или фотоэлектрические индексы полосы
К4430 определяли: Beals, Blanchet (1938), Baker (1949), Greenstein,
Aller (1950), Duke (1951), Underbill (1955), Butler, Seddon (1958,
1960), Butler, Thompson (1961), Walker (1963), Stoeckly, Dressier
(1964), Ромашин (1965, 1966, 1970), Kristenson, Rudkjobing (1965),
Walker, Hodge (1965), Hanasz (1965), Wampler (1966), Baerentzen
36

et al. (1967), Roslund, Ardeberg (1967), Buscombe, Kennedy (1968),
Kellman (1970), York (1971), Snow (1973a, b), Cohen (1975),
Herbig (1975), Gammelgaard (1975). Snow et al. (1977) составили
общий каталог измерений интенсивности полосы К 4430 после
редукции результатов разных авторов в одну систему. Интенсивность
полосы /44so показывает линейную зависимость от колор-эксцесса
Ев-v, однако наклон этой зависимости меняется в разных
галактических долготах (Wampler, 1963 и Walker, 1963). Straizys (1964 f)
показал, что в вышеупомянутых работах наклоны линий связи
/4430 и Ев-v содержат ошибки из-за влияния случайного разброса
точек на нуль-пункты уравнений зависимости. Эту ошибку
Wampler (1966) исправил в другой работе. Deeming, Walker (1967) и
Gammelgaard (1968) анализировали влияние спектральных линий
на измеряемые интенсивности /44зо л на их отношения с Ев-v-
Позднее отношения /44зо/£в-у в разных долготах исследовали Kellman
(1970), Ромашин (1972, 1974а) и Herbig (1975).
В общих чертах зависимость IuzoIEb-v от галактической
долготы у разных авторов согласуется. На рис. 9 показана эта
зависимость согласно работе Ромашина (1974), в которой обработаны ре-
U<ao
EB-V
1.6
1.4
1.2
1.0
I 1 i 1 1 1 1 1 1 i ) 1 1 1 i- 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
s Jt-н
н и..
m
lJ~.
-LfcJ
i 1 i 1 1 1 1 1 1 i 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 -1 1 1 1 ■ 1 1 1 1 1 1 t-i
50 100 150 200 250 300 350 tl
Рис. 9. Зависимость отношения интенсивности полосы % 4430 к колор-эксцессу
от галактической долготы согласно Ромашину (1974)
зультаты наблюдений /4430 ряда авторов. Полоса К 4430 достигает
максимальной интенсивности по отношению к EB-v в районе /" =
= 180—210° (Таи—Gem—Моп). Вторичные более низкие пики
наблюдаются у /" = 50—60° (Vul) п /"=290—300° (Cen—Cru).
Минимумы отношения IuzoIEb-v наблюдаются у /" = 70—100° (Cyg),
250—280° (Pup—Vel) и 350—360° (Sco).
Интенсивность других межзвездных полос измеряли: Merrill et
al. (1937), Merrill, Wilson (1938), Seddon (1967, 1968), Buscombe,
Kennedy (1968), Bromage (1971, 1972), York (1971), Wu (1972),
Murdin (1972), Gammelgaard, Rudkjobing (1973), Bromage, Nandy
(1973a, b), Snow (1973a, b), Blades (1974), Herbig (1975). Snow
et al. (1977) опубликовали сводный каталог измерений
интенсивности полос К 4430, 5780, 5797 и 6284.
37

Эти полосы также показывают зависимость / от EB-v (Merrill,
Wilson, 1938; Wu, 1972; Murdin, 1972; Bromage, Nandy, 1973b; Snow,
1973a; Asaad, Easa, 1974; Herbig, 1975), однако зависимость IJEB-v
от l менее исследована. Murdin (1972) показал, что отношения
Imo/EB-v и Ie2sJЕв-v в разных ассоциациях показывают взаимную
корреляцию. Зависимость от / других полос исследовали Seddon
(1967, 1968), Rudkjobing (1970), Gammelgaard, Rudkjobing (1973),
Herbig (1975).
Однако даже иа одной н той же галактической долготе и в той
же самой ассоциации не наблюдается строгой зависимости
интенсивности диффузных полос и колор-эксцесса. Например, две звезды
ассоциации Cyg OB2 № 10 и № 12 с EB-v= 1-80 и 3.50
соответственно имеют равные интенсивности полос (табл. 3).
Таким образом, агенты, вызывающие селективную экстинкцпю
и поглощение в полосах, не всегда совпадают. Не удалось найти
связи наблюденных вариаций отношения hm/EB-v и других
характеристик межзвездного вещества с галактической долготой.
Возможно, что каждая покрасневшая звезда имеет свою «личную»
зависимость между /44зо и EB-V- Как видели выше, каждая
покрасневшая звезда имеет свою индивидуальную зависимость
поглощения или поляризации от л, обусловленную определенным набором
сортов и диаметров межзвездных пылинок. По-видимому, и
поглощение в межзвездных полосах для каждой звезды обусловливается
различным набором частиц в разных межзвездных облаках,
которые попадаются на пути луча света. В таком случае нельзя и
ожидать большого однообразия в отношениях I/EB-V.
Snow, Cohen (1974, 1975) недавно обнаружили, что
интенсивность полос по отношению к колор-эксцессу меньше в тех
направлениях, где звезды находятся за густыми межзвездными облаками,
которые содержат более крупные межзвездные пылинки.
Наибольшее поглощение в полосах на одну пылинку наблюдается в
периферийных частях межзвездных облаков, где пылевые частицы не
обросли ледовыми оболочками и поэтому имеют меньшие диаметры.
Этот факт указывает на отсутствие генетической связи между
полосами и оболочками пылинок.
Отсутствие увеличенной поляризации на длинах волн
межзвездных полос (Martin, Angel, 1974, 1975; Fahlman, Walker, 1975)
указывает на то, что поглощающий агент не совпадает с
поляризующим.
Различные теории, объясняющие поглощение в полосах,
описаны в работе Wu (1972).
Взаимные связи интенсивностей разных полос исследовали
Greenstcin, Aller (1950), Duke (1951), Walker (1963), Rudkjobing
(1970), McNally (1971), Murdin (1972), Wu (1972), Gammelgaard,
Rudkjobing (1973), Snow (1973a, b), Bromage, Nandy (1973a, b),
Herbig (1975). Хотя в большинстве случаев наблюдается
корреляция, связи не являются однозначными и несомненно содержат
натуральную дисперсию. Поэтому возможно, что не все полосы
вызываются одним и тем же агентом.
38

2.9. МЕТОДЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ОТНОШЕНИЯ
МЕЖЗВЕЗДНОЙ ЭКСТИНКЦИИ К КОЛОР-ЭКСЦЕССУ
Вернемся к закону межзвездной экстиикцни и к отношению экс-
тпикции к колор-эксцессу, который определяется как
/?=_к_==^-, (35)
где А] и А2 — экстиикцни на длинах волн >ч п fa. Рассмотрим
основные методы определения R.
2.9.1. Использование известного закона
межзвездной экстиикцни
Наиболее 'прямым методом является определение R по кривой
межзвездной экстиикцни, у которой известен нуль-пункт. В случае
монохроматических величин значения А\ и Лг отсчитываются у fa
и к2. В случае гетерохромных величии значения Aj и Дг
отсчитываются у эффективных длин волн fae и fae (определение fa см. на
с. 16). Изменение fa от цветовой температуры вызывает
соответствующее изменение R в зависимости от спектрального класса.
Однако такая процедура отсчета А будет достаточно точной лишь для
узкополосных и среднеполосных величин. В случае широких
кривых реакции экстинкцию А следует вычислять по формуле
А j^wfMi
S ]r(\)<f(k)dl
Используя I(X) разных звезд, можно получить зависимость R от
спектрального класса и светимости, а варьируя показатель х, и от
величины межзвездного покраснения.
2.9.2. Метод экстраполяции закона экстинкции
Другой метод определения R основывается на трехцветной
фотометрии покрасневших звезд. Значение R может быть определено
из отношения колор-эксцессов
к в - v ^в- V
где величина т измеряется и инфракрасной области, как можно
ближе к нуль-пункту. Для далеких инфракрасных величин
(>\0 мкм) экстинкция Ат ничтожна, и отношение ЕУ-т/Ев-у
практически совпадает с R. Если в качестве величины т используются
■инфракрасные величины К (1Д = 0.45 мкм !), L (1Д,=0.28 мкм"1)
или М (1Д = 0.20 мкм-1), отношения EV-m/ES-v также близки к R,
которые могут быть получены по формуле
39

R = k^.
Например, в случае величины К с Яо = 2.2 мкм коэффициент k=\.\.
Первыми этот метод применили Johnson, Borgman (1963),
получившие значения R из отношений колор-эксцессов Ev-K/Eb-v и
Ev-i/Eb-v-
Этот метод практически аналогичен методу «цветовых
разностей» («color difference method»), который применялся для оценки
R в работах, перечисленных на с. 22. Он заключается в
экстраполяции кривой межзвездной экстинкции к 1Д = 0.
Однако метод «цветовых разностей» нельзя применять к
звездам с околозвездными пылевыми оболочками, термическая эмиссия
которых вносит трудно учитываемые поправки в инфракрасные
величины и может привести к ошибочным аномально большим
значениям R. Поэтому при экстраполяции следует больше обращать
внимание на точки с Х<2 мкм, чем на более длинноволновые точки.
2.9.3. Определение R по группировкам звезд
с переменным покраснением
Этот метод применяется наиболее часто, ибо требует лишь
двухцветных наблюдений в видимой части спектра. Его идея
заключается в следующем. Пусть имеем пространственную группировку
звезд (ассоциацию или рассеянное скопление) близких
спектральных классов. Модуль расстояния звезд группировки равен
m-M = b\ogr-b + RE, (37)
где RE является межзвездной экстинкцией в величине т. Так как т
и Е получаются из наблюдений, а М известны из спектральной
классификации, то в формуле (37) неизвестными остаются лишь R и г.
Если группировка звезд достаточно далека от нас, то для всех ее
членов можно принимать r=const и тогда уравнение (37)
принимает вид
m-M = a + RE, (38)
где
а = 5 logr—5.
Таким образом, согласно формуле (38) видимый модуль расстояния
звезд прямо пропорционален колор-эксцессу, причем коэффициент
их связи является искомым R. Однако для этого необходимо, чтобы
члены этой группировки были подвергнуты неодинаковому
покраснению, а это может произойти в основном в пределах самой
группировки. Следовательно, этот метод позволяет определить R лишь
для межзвездного вещества, содержащегося в ассоциации или
скоплении. Межзвездное вещество, находящееся между нами и данной
группировкой, для далеких объектов с малыми угловыми размера-
40

ми обычно вызывает равномерное дополнительное покраснение и
на переменность эксцессов членов группировки влияния не имеет.
Описанный метод определения R даст правильный ответ лишь
в том случае, когда отсутствует связь между г и EB-V (Walker,
1962). Если же в объеме группировки звезд колор-эксцесс
увеличивается с расстоянием, то это вызывает кажущееся увеличение R.
Это видно из следующих выражений:
если г—sEb-v, то
d (m —
dE
d(m-
М) _ J
-М) _
dE
^ +Rt (40)
где первый член правой части уравнения показывает величину
кажущегося увеличения R. Таким образом, в случае больших
ассоциаций звезд, в которых ожидается наличие связи покраснения
с расстоянием, следует принять меры по учету соответствующих
поправок к R.
Другие уточнения метода переменной экстинкции рассмотрены
в работах Becker (1966), Moffat (1974) и Turner (1976).
Формула (37) дает возможность получить R по двум звездам,
если известно, что они имеют одинаковые М и находятся на
одинаковом расстоянии, но имеют разные EB-v- При этом R = Am/AE.
Точность определения R повышается, если таких звезд с разными
Ев-у имеется группа. В таком случае R определяется по
уравнению прямой m=i?£'+iconst. В качестве такой группы могут быть
использованы звезды — члены ассоциации узкого спектрального
интервала и одинаковых классов светимости. Такой вариант метода
впервые применил Sharpless (1952) к ассоциации Ориона.
Своеобразным вариантом этого метода является определение
R по отношению Ат/АЕ, где как Am, так и АЕ относятся не к
отдельным звездам, а к частям звездной системы. Например, Pismis
(1941) и Hiltner, Johnson (1956) применили такой метод к
скоплениям h и х Per, Stebbins (1950) —к галактикам М31 и NGC 5195,
Gascoigne, Ford (1967) — к шаровому скоплению NGC 6266.
2.9.4. Определение R для индивидуальных звезд
€ известными расстояниями
Формула (37) может дать значение R и для одной
покрасневшей звезды, если известен видимый модуль расстояния звезды и ее
удаление от нас. В таком случае разность
т-М- (51ogr-5)
дала бы экстинкцию А, а ее отношение к Е дало бы R. Расстояние
звезды может быть определено по тригонометрическому параллаксу
(к сожалению, нет ни одной близкой покрасневшей звезды),
принадлежности к скоплению или ассоциации с известным расстоя-
41

нием, кинематическому параллаксу, интенсивности межзвездных
линий и т. д. Абсолютная величина может быть определена по
спектральному классу МК, интенсивности водородных линий,
эмиссионным компонентам линий Н и К и т. д. Для цефеид может быть
применена зависимость период—светимость—цвет. Например,
Walker (1964) и Johnson (1967c) определяли R для ассоциации
Ориона, принимая расстояние ассоциации, полученное по малопокрас-
невшим звездам, а абсолютные величины — из калибровки МК и
интеисивностей Нт. Fernie, Marlborough (1965) определяли R по
цефеидам—-членам скоплений, расстояния которых известны по
принадлежности к скоплениям, a Mv — по закону
период—светимость—цвет. Fernie (1974a) расстояние цефеиды RS Pup оценивал
по скорости распространения пульсаций света в окружающей
туманности. Наконец, в целом ряде работ для оценки расстояния
использовались кинематические параллаксы. Этот метод из-за своей
специфики рассмотрим отдельно.
2.9.5. Определение R по кинематическим параллаксам
Расстояния до далеких звезд можно определить по их
лучевым скоростям, принимая модель галактического
дифференциального вращения, которая в основном характеризуется константой
Оорта А. Видимые модули расстояния могут быть определены по
разности видимых и абсолютных величин, определенных разными
методами — для постоянных звезд по спектрам МК или
интенсивности водородных линий, для цефеид — по зависимости период-
светимость—цвет.
Этот метод применяли: Seyfert, Popper (1941) для В-звезд,
Fernie, Hube (1968), Crampton, Fernie (1969) и Ireland, Nandy (1969)
для цефеид, Bell, Fitzgerald (1971) для цефеид, сверхгигантов и
рассеянных скоплений, Martin (1971) для цефеид, О—В-звезд п.
скоплений, Behr (1971) для скоплений, Creze (1972) для цефеид,,
скоплений и районов Н II.
К сожалению, этот метод не обладает высокой точностью, так
как его возможности ограничиваются точностью константы Оорта
и расстояния Солнца от центра Галактики, а также статистическим
характером определяемых расстояний. Хотя абсолютные значения
R получаются неуверенно, его вариации в разных галактических
долготах могут быть обнаружены.
2.9.6. Определение R по сравнению радио- и оптических
наблюдений туманностей
Большинство диффузионных и планетарных туманностей имеют
спектр радиоизлучения, обусловленный свободно-свободными
переходами электронов в поле протонов, и являются оптически
тонкими на сантиметровых и дециметровых волнах. В этих условиях
поток излучения па радиочастоте пропорционален потоку эмиссии в
42

эмиссионных линиях оптической части спектра. Поэтому по потоку
радиоволн можно оценить ожидаемые интенсивности бальмеров-
ских линий. Сравнение их с наблюдаемыми дает значение
межзвездной экстинкции в длинах волн, соответствующих указанным
линиям. Так получается кривая межзвездной экстинкции,
позволяющая вычислить Ав, Ау и Ев-v, а тем самым и R.
Кроме того, теория предсказывает также отношения ннтепснв-
ностей эмиссионных линий, происходящих из того же самого
верхнего уровня. Например, могут быть вычислены отношения пнтен-
спвностей соответствующих линий серии Бальмера и Пашена.
Сравнение теоретических значений с наблюденными позволяет
определить дифференциальную экстинкцию и кривую межзвездной
экстинкции. Нуль-пункт кривой могут дать раднонаблюденпя.
Подробнее применение метода описано в работе Cahn (1976).
2.9.7. Метод подсчетов звезд
Грубая оценка R может быть получена с использованием
межзвездных экстинкции, определенных на основе подсчетов звезд в
одном или двух цветах. Для этой цели обычно используется
отдельная темная туманность и путем подсчета звезд до определенной
величины находится ослабление света звезд по сравнению с рядом
лежащим незатемненньш участком. Если известно покраснение
звезд, вызываемое этой же туманностью, то становится возможным
получить R. К сожалению, этот метод обладает низкой точностью.
Он в основном применялся в ранний период фотометрических
исследований. Работы 1934—1937 гг. описал Oort (1938). Среди более
поздних исследований отметим работы Lindsay (1950), Adolfsson
(1954b), Rossiger (1971), Sherwood (1974), Schalen (1975).
2.9.8. Метод диаметров рассеянных скоплений
Этот метод использовали Johnson (1968), Lynds (1967) и
Harris (1973). ЕсЛ'П считать, что диаметры всех рассеянных скоплений
одинаковы, то модули расстояния т—М скоплений в отсутствие
межзвездной экстинкции должны быть пропорциональны
логарифмам диаметров. Отклонение от этой зависимости может считаться
результатом уменьшения блеска т и увеличения видимого модуля
расстояния скопления, вызванного экстинкцией Л. Деление А на
Ев-v скопления дает значение R. Метод имеет низкую точность
из-за неодинаковых реальных диаметров скоплений и вследствие
неопределенности границы, где скопление переходит в
звездный фон.
2.9.9. Метод максимальной поляризации
_ Как уже отмечалось на с. 32, Serkowski (1968, 1973),
Serkowski, Robertson (1969) и Serkowski et al. (1969, 1975) показали, что
длина волны, в которой наблюдается максимальная поляризация,
43

связана с формой закона межзвездной экстинкции и тем самым
с R. С ростом R увеличивается и ктах- Их связь выражается
формулой
А=Ь.О ктах,
где к выражена в мкм. Эту зависимость подтвердили Carrasco et al.
(1973), Breger (1975b) и др. Считается, что поляриметрия,
по-видимому, является наиболее практичным методом для оценки R.
Serkowski (1973) и Serkowski et al. (1975) приводят карту
распределения Ктах на звездном небе, основанную на 350 звездах, которая
показывает ряд хорошо выделяющихся областей увеличенного или
уменьшенного R. Whittet (1977), основываясь на ктах, обнаружил
зависимость R от галактической долготы.
Основной причиной обнаруженной корреляции является
изменение диаметра межзвездных пылинок. С ростом диаметра
увеличиваются отношение R и длина волны максимальной поляризации.
Этот метод определения R требует калибровки другими методами.
2.10. НЕЙТРАЛЬНАЯ МЕЖЗВЕЗДНАЯ ЭКСТИНКЦИЯ
До сих пор мы рассматривали лишь селективно ослабляющее
свет межзвездное вещество. Такое ослабление вызывается
частицами, диаметр которых меньше длины волны излучения. Однако в
межзвездном пространстве возможно существование частиц
большого диаметра, которые экранируют свет звезд и вызывают
нейтральную экстинкцию, не зависящую от к.
Нейтральную экстинкцию очень трудно обнаружить, так как она
совершенно не влияет на колор-эксцессы Е, а только на экстинкции
А. В связи с этим экстинкции, получаемые по формуле A=RE,
являются результатом лишь той части межзвездной среды, которая
ослабляет свет селективно. В принципе и из £ можно было бы
получить суммарную экстинкцию (селективную плюс нейтральную),
если бы агенты обоих видов экстинкции в межзвездном
пространстве были равномерно перемешаны. В таком случае можно было
бы считать
AX+A0 = R'E, (41)
где Ах —экстинкция селективной среды, Ао— нейтральная, экс-
тннкция, R' — новый множитель, связанный с обычным R
уравнением
R'=R+ 4'. (42)
Равенство или неравенство множителей R и R' может быть
критерием существования нейтральной межзвездной экстинкции.
Описанные в § 2.9 методы определения R не являются аналогичными
в случае присутствия нейтральной экстинкции. Методы, описанные
в § 2.9.1 и 2.9.2, позволяют определить только R. В то же время по
44

методу переменной экстинкции (§ 2.9.3) определяется R', если
внутри ассоциации нейтральная экстинкция пропорциональна колор-
эксцсссу. Если же такой пропорциональности нет, то нейтральная
экстинкция не будет влиять !на угол наклона R в диаграмме
т — М, Е, а только увеличит рассеяние точек. Любая экстинкция —
селективная пли нейтральная, происходящая в пространстве
между нами и ассоциацией, никак не повлияет на R, так как из-за
экстинкции А\ видимые модули расстояния и колор-эксцессы, а
вследствие экстинкции Aq-—лишь видимые модули расстояния изменятся
на постоянную величину для всех звезд данной группировки.
В случае определения R по отношению Ат/АЕ, где Am и АЕ —
разности величин и эксцессов двух звезд идентичных спектральных
классов, но разных межзвездных покраснений, нейтральная
экстинкция полностью входит в Am независимо от того, является ли
она пропорциональной эксцессу или нет, и независимо от того, где
происходит ослабление — в пределах ассоциации или в более
близком пространстве. То же самое относится ко всем вариантам
метода определения R для индивидуальных звезд (§ 2.9.4 и 2.9.5) и
для туманностей (§ 2.9.6).
В методе, описанном в § 2.9.7, подсчеты звезд дают общую экс-
тинкцию А\ +Ло, однако только в пределах темного облака.
Экстинкция между нами и облаком, как правило, не учитывается.
Поэтому при определении R надо стремиться к тому, чтобы и Е
относились только к данному темному облаку.
Метод диаметров рассеянных скоплений (§ 2.9.8) дает общую
экстинкцию (А\ +А0) между нами и .скоплением, поэтому этим
методом находим R'.
Сравнение множителей R, определяемых экстраполяцией закона
межзвездной экстинкции к 1Д = 0, с множителями R (точнее R'),
установленными другими методами, во многих областях показывает
различия, но нельзя с уверенностью сказать, какой знак у разности
R—R' преобладает.
Так как в случае присутствия нейтральной экстинкции надо
ожидать неравенства R'^>R, то приходится констатировать, что
ощутимая нейтральная экстинкция в межзвездном пространстве
отсутствует (см. также Sandage, 1975). Это, однако, не исключает
возможности ощутимой нейтральной экстинкции для отдельных
районов, отдельных группировок или отдельных звезд.
Johnson (1965, 1968) обратил внимание на возможное
присутствие крупных межзвездных частиц (3—5 мкм) в направлении
некоторых звезд, исследованных методом «разностей цветов». Эти
частицы в оптической части спектра могли бы вызвать нейтральную
экстинкцию, а в далекой инфракрасной части спектра — сильно
селективную экстинкцию. Однако впоследствии оказалось, что
аномально большая интенсивность этих звезд в инфракрасном
диапазоне является результатом термической эмиссии из околозвездных
оболочек и поэтому никакого отношения к межзвездной
экстинкции не имеет.
45

Однако в этих околозвездных оболочках могут существовать
крупные частицы, дающие нейтральную экстинкцию. Например,
Low et al. (1970) обнаружили наличие нейтральной экстинкции
вокруг звезды Т Таи и других родственных звезд. Для звезды W90
в скоплении NGC 2264 получены исключительно большие
отношения R — от 9 (Breger, 1972) до 54 (Strom et al., 1972). Похожая
звезда обнаружена в ассоциации Vel R2 (Williams et al., 1977).
Имеются указания на то, что в некоторых случаях следует говорить
не об околозвездной оболочке, а о диске, напоминающем протопла-
нетиое облако (Strom, 1972). Часть метеорного и кометного
вещества 'может быть выброшена также и в межзвездное пространство.
В таком околозвездном облаке роль ослабляющего свет агента
могут играть не только пылинки, но и свободные электроны,
которые вызывают нейтральную экстинкцию путем томсоновского
рассеяния света (Strom et al., 1972a; Breger, Dyck, 1972). Свободные
электроны присутствуют и в межзвездном пространстве с
плотностью ne=S0.05 см-3 (Habing, 1972), но все же такого их числа
недостаточно для создания ощутимой нейтральной межзвездной
экстинкции. Она равна лишь dI/I0~№-A на 1 кпс.
Jerzykiewicz, Opolski (1968) обнаружили, что пылевое вещество
в плоскости Солнечной системы вызывает нейтральную
экстинкцию 0т.01 в направлении антисолнечной точки эклиптики. Однако
этот результат находится на пределе точности фотометрии и может
иметь инструментальные причины.
Gray (1968) не обнаружил наличия нейтральной экстинкции в
ближайших окрестностях Солнца, сравнивая ожидаемые потоки
света от ярких звезд, имеющих известные угловые диаметры, с
наблюдаемыми потоками.
Sherwood (1975) приходит к выводу об отсутствии нейтральной
экстинкции на том основании, что диаметры шаровых скоплений
не показывают тенденции увеличения с расстоянием от Солнца,
приняв нормальное значение R = 3.2.

Глава 3
АТМОСФЕРНАЯ ЭКСТИНКЦИЯ
3.1. ЭКСТИНКЦИЯ В ВИДИМОЙ ЧАСТИ СПЕКТРА
И В УЛЬТРАФИОЛЕТЕ
На пути света звезд от источника до наземного телескопа, кроме
межзвездного вещества, лежит еще одно препятствие — земная
атмосфера, состоящая из смеси газов, перечисленных в табл. 4
(Allen, 1963).
Таблица 4
Состав атмосферы
Элемент
Объем, %
Элемент
Объем, %
N2
о2
Аг
Н20
со2
Ne
Не
СН4
78.09
20.95
0.93
0.1—2.8
0.03
1.8- Ю-3
5.2- 10-4
1.5-Ю"4 •
Кг
so2
п2
N20
Оз
Хе
СО
1.1 • 10 4
1.0- 10"4
0.5- Ю-4
0.5- Ю-4
ю-б—ю-5
9- Ю-6
6- 10"6—1 • 10-*
Земная атмосфера поглощает большую часть энергии,
приходящей от небесных тел. До поверхности Земли доходит лишь ее часть
через оптическое окно (X 3000—7000) и несколько окон в инфра-
km
150
inn
50
n
1 1 1— i | i
/02,0,N2,N
\
/ \
j / \
/ ч ,il
1 ч ill
' N Ш
4 Ш
f Щ
—i
i i
o2
I /^ ^N
II
У
1/
If
1 1
1 1 I
\
\
\
\
\
\
\
\
\
4
1 1 1
1 1
03
1 1
1
~
_
1 1
1000 2000 A A 3000
ис. 10. Кривая, показывающая высоты над земной поверхностью, где УФ-излу-
чение ослабляется в е раз (Friedman, I960)
47

красной и радиообластях. Ультрафиолетовые лучи в основном
поглощаются озоном (03) в к 2000—3000 (до высот порядка 50 км),
молекулярным кислородом (02) в X 1000—2000 (до высот порядка
100 км), а также атомным и молекулярным кислородом и азотом
(О, 02, N, N2) в л<1000 (до высот порядка 200 км). В последнем
диапазоне (за лаймаиовскнм скачком у Я912) излучение очень
сильно поглощается межзвездным водородом.
На рис. 10 показано, до каких высот над земной поверхностью
ультрафиолетовое излучение ослабляется в е»2.72 раза (Wilson,
Boksenberg, 1969).
Поскольку озон содержится в основном в нижней атмосфере, то
ультрафиолетовое излучение до л2000 можно наблюдать уже на
высотах, превышающих ~50 км. Более короткие волны доступны
лишь внеатмосферным наблюдениям. С длинноволновой стороны
поглощение озона исчезает приблизительно у X 3400, однако
наземным наблюдениям доступно излучение уже начиная с % 3000.
Район к 3500—6800 практически свободен от молекулярного
поглощения, и здесь действует лишь селективное рассеяние света на
молекулах (релеевское рассеяние), а также селективное и
нейтральное рассеяние на пылевых частицах.
3.2. ЭКСТИНКЦИЯ В ИНФРАКРАСНОЙ ОБЛАСТИ.
ИНФРАКРАСНЫЕ ОБСЕРВАТОРИИ
Начиная с к 6900 в сторону длинных волн, появляются полосы
поглощения молекул Н20, 02, С02, СН4, N20 и 03 (рис. 11). Первые
из них — сравнительно узкие полосы 02 у К 6900 и 7600, разделен-
Рнс. 11. Пропускание земной атмосферы в ИК-области спектра до 15 мкм (Strong,
1965). Горизонтально заштрихованы области поглощения парами НгО, наискось —
области поглощения С02 и вертикально — области поглощения О;
ные более широкой полосой Н20. Полосы водяного пара являются
основным поглотителем инфракрасного излучения. Наиболее
сильные полосы паров Н20 расположены в интервалах: 0.71—0.735,
0.81—0.84, 0.89—0.99, 1.07—1.20, 1.3—1.5, 1.7—2.0, 2.4—3.3, 4.8—
8.0 мкм. Таким образом, с увеличением X возрастает и ширина
поглощаемых паром участков спектра. От 8 до 13 мкм располагается
последнее широкое «окно» прозрачности, однако в его середине
находится полоса поглощения озона (вокруг 9.5 мкм). От 13.5 до
48

17 мкм следует сильная полоса С02, а сразу же за нею начинается
увеличение поглощения полосами Н20, так что в районе 17—22 мкм
остается полупрозрачный район, в середине которого пропускание
достигает 60% 'При эквивалентной толщине НгО 1 мм. На более
длинных волнах наблюдения на уровне моря практически невоз-
40 А мкм
Рис. 12. Пропускание земной атмосферы в ИК-области спектра в Я 25—45 мкм
согласно Farmer, Key (1965)
можны вплоть до 1 мм. Однако в более высоких обсерваториях
наблюдению доступны узкие полупрозрачные окна в пределах от 24.5
до 42 мкм (рис. 12). В сухом горном воздухе пропускание в неко-
5.0 2.0 1.5 1.2 1.0 0.8 0.7 0.6
0.4
0.3
У I |\лУ| I i\j
Рис. 13. Пропускание земной атмосферы в субмиллиметровой области согласно
Саломоновичу (1969). Кривая а соответствует высоте 500 м, кривая б— высоте
3.5 км над уровнем моря
торых окнах достигает 30—60%. На более длинных волнах районы
увеличенного пропускания наблюдаются лишь начиная с 300 мкм
(рис. 13). На высоте 3.5 км над уровнем моря наблюдению
доступны районы 330—380 мкм, 420—490 мкм, 580—670 мкм, в которых
пропускание достигает порядка 30%, районы 670—780 мкм
(~70%) п 800—910 мкм (-85%). Однако на высоте 500 м над
4 В. Страйжис 49

уровнем моря область до 680 мкм остается недоступной, а
последние два района имеют пропускание лишь 10—20%.
В диапазоне ^SH mm (Vleck, 1947) наблюдаются полосы Н20
с центрами у 0.92, 1.1, 1.65 мм и 1.35 см и две полосы 02 с
центрами у 2.5 н 5 мм. В результате получается ряд пиков пропускания,
чередующихся с полосами. После минимума у 1.35 см пропускание
возрастает и у 4 см достигает 85%. При дальнейшем увеличении к
прозрачность остается высокой вплоть до длин волн порядка
десятков метров. Длинноволновая граница радиоокна прозрачности
определяется критической частотой отражения радиоволн
ионосферой. Эта критическая частота зависит от электронной
плотности в ионосфере, которая меняется в зависимости от времени суток,
географического положения радиотелескопа, солнечной активности
и т. д. Эта длинноволновая граница в среднем равна 30 м, однако
меняется в широких пределах — от 15 до 200 м.
Поглощение водяного пара сильно меняется от местности и от
метеорологических условий. Можно считать, что на уровне моря
минимальное поглощение пара соответствует слою воды толщиной
1 см. С увеличением высоты над уровнем моря содержание Н20
в атмосфере быстро уменьшается. Уже на высоте 2 км (типичная
горная обсерватория) количество пара уменьшается
приблизительно в 3 раза. В средних географических широтах (30—50°)
тропопауза находится на высоте 11 —12 км, и на этой высоте количество
пара уменьшается примерно в 2000 раз (эквивалентная толщина
Н20 — 0.005 мм). Над тропопаузой относительное содержание Н20
является постоянным до уровня порядка 20 км и в дальнейшем
начинает увеличиваться. Следы поглощения НгО обнаруживаются до
высот почти 60 км. Поглощающие молекулы С02 достигают еще
больших высот.
Содержание паров Н20 в атмосфере сильно зависит от
температуры. Например, при температуре — 60°С абсолютная влажность
примерно в 1000 раз меньше, чем при — 20 °С.
Обсерватории для наземных инфракрасных наблюдений обычно
строятся на больших высотах. Например, инфракрасная
обсерватория Лунно-планетной лаборатории Аризонского университета
расположена па горе Маунт Леммон высотой 2800 м с
эквивалентным слоем воды 1.4 мм. Обсерватория Мауна Кеа в Гавайях с 224-
сантиметровым телескопом расположена на высоте 4200 м и имеет
эквивалентную толщину воды от 1.2 до 0.5 мм. На высоте 4300 м
расположена обсерватория Маунт Эванс Денверского университета.
Ведутся поиски еще более высокой местности для постройки
инфракрасных телескопов (Kuiper, 1970 а, Ь). Для сравнения
указывается, что эквивалент воды в Маунт Паломаре —2.1 мм, Китт Пике —
1.4 мм, па горе Эверест (8840 м) —0.12 мм. Очень перспективными
для инфракрасных наблюдений являются полярные станции на
изолированных вершинах. Например, на горе Маунт Логан (5360 м)
в Аляске зимой эквивалентный слой воды равен лишь 0.1 мм. К
сожалению, зимой здесь людям находиться почти невозможно из-за
холода и разреженного воздуха. Похожими условиями обладает
Южный полюс в Антарктиде.
50

Инфракрасные обсерватории па Земле даже на высоких горах
не могут рассчитывать на полное преодоление поглощения водяным
паром. Но у них есть несомненный козырь — на земле можно
разместить крупные телескопы с диаметром более 1 м. С меньшими
телескопами поглощение НгО преодолевается путем их установки
на самолетах, баллонах, ракетах и спутниках.
3.3. ПОГЛОЩЕНИЕ АТМОСФЕРНЫМ ОЗОНОМ
Озон (03) в атмосфере распределен в сферическом слое от
поверхности Земли до высот порядка 50 км. Максимум концентрации
озона наблюдается на высотах 20—25 км. Весь атмосферный озон в
среднем соответствует толщине слоя порядка 3 мм в нормальных
атмосферных условиях, т. е. при давлении 760 мм и
температуре 0°С.
Однако количество озона подвержено большим вариациям как с
географической широтой, так и со временем. Наименьшее и
наиболее постоянное количество озона наблюдается в зоне экватора.
Количество озона и его вариации возрастают с увеличением
географической широты. В умеренных широтах максимум озона
наблюдается в марте, а минимум — в октябре. В околополярных шпротах
происходит сдвиг этих экстремумов на февраль и сентябрь.
Количество озона в южном полушарии в среднем превышает его
содержание в северном полушарии. Наблюдается также некоторая
зависимость количества озона от долготы. Слой озона над континеи-
.тами меньше, чем над морем.
На плавный ход сезонной кривой содержания озона
накладываются случайные его вариации в течение одних или нескольких
суток. Эти вариации имеют тенденцию увеличиваться зимой и в
начале весны. Среднемесячные колебания содержания озона обычно
не превышают 8% от среднегодового значения. В то же время
суточные колебания могут достигать 40—50% весной и 25—30%
осенью.
Учитывая все вариации содержания озона в атмосфере, можно
заключить, что эквивалентная толщина слоя обычно меняется не
больше, чем в два раза.
Поглощение радиации озоном происходит в нескольких полосах
спектра:
1) большая полоса Hartley в области К 1800—3400,
2) полосы Huggins в области 13200—3660,
3) слабые полосы Chappuis в области 7,4400—7500,
4) инфракрасные полосы.
Полосы Hartley и Huggins несколько перекрываются. Они
ответственны за поглощение ультрафиолетового излучения небесных тел.

3.4. КРИВАЯ СПЕКТРАЛЬНОЙ ПРОЗРАЧНОСТИ
АТМОСФЕРЫ В л 3000—11000
Основными факторами, ответственными за экстинкцпю света
атмосферой в районе ^2000—7000, являются: релеевское
молекулярное рассеяние, рассеяние капельками водяного пара, рассеяние
мелкими пылевыми частицами и поглощение полосами озона.
Коэффициенты поглощения In/0// первых трех факторов для
атмосферы в зените при нормальных условиях были взяты из книги
Allen (1963). Коэффициенты поглощения для озона заимствованы
из работы Vigroux (1953) после приведения их к виду In /0// и к
(Р(А)
3000 3J00 3200 3300 А А 3400
Рис. 14. Детальная кривая пропускания земной атмосферы для трех
эквивалентных слоев озона
52

Таблица 5
Средняя кривая пропускания земной атмосферы в зените для трех толщин
слоя озона и толщины слоя Н20 1 см (в скобках приводятся пропускания
в пределах полос поглощения Н20 и СЬ)
Л, А
Р(А)
d=l мм
d=3 мм
d=4 мм
3000
3050
3100
3150
3200
3250
3300
3350
3400
3450
0.047
0.116
0.190
0.263
0.314
0.355
0.386
0.412
0.433
0.452
0.018
0.069
0.139
0.231
0.306
0.343
0.379
0.409
0.432
0.452
0.007
0.043
0.110
0.204
0.276
0.331
0.375
0.406
0.429
0.452
X. А
рО.)
К А Р(>.)
?., А
р(>.)
3500
3550
3600
3650
3700
3750
3800
3850
3900
3950
4000
4050
4100
4150
4200
4250
4300
4350
4400
4450
4500
4550
4600
4650
4700
• 4750
4800
4850
4900
4950
5000
5050
5100
0.472
0.491
0.510
0.530
0.550
0.564
0.580
0.595
0.607
0.619
0.630
0.643
0.654
0.665
0.675
0.685
0.694
0.704
0.713
0.722
0.730
0.738
0.746
0.754
0.762
0.768
0.774
0.780
0.786
0.791
0.795
0.800
0.804
5150
5200
5250
5300
5350
5400
5450
5500
5550
5600
5650
5700
6750
5800
5850
5900
5960
6000
6050
6100
6150
6200
6250
6300
6350
6400
6450
6500
6550
6600
6650
6700
6750
6800
0.808
0.812
0.815
0.818
0.821
0.824
0.826
0.827
0.829
0.831
0.832
0.834
0.835
0.837
0.838
(0.820)
(0.824)
(0.840)
0.846
0.848
0.850
0.854
0.857
(0.840)
(0.858)
0.865
(0.870)
(0.870)
(0.880)
0.890
0.894
0.897
0.900
0.903
6850
6900
6950
7000
7050
7100
7150
7200
7250
7300
7350
7400
7450
7500
7550
7600
7650
7700
7750
7800
7850
7900
7950
8000
8050
8100
8150
8200
8250
8300
8350
8400
8450
8500
(0.850)
(0.823)
(0.870)
(0.890)
(0.900)
(0.905)
(0.890)
(0.865)
(0.875)
(0.890)
(0.905)
(0.920)
0.928
0.929
0.930
(0.426)
(0.567)
(0.907)
0.934
0.935
0.936
(0.930)
(0.930)
(0.925)
(0.930)
(0.925)
(0.840)
(0.855)
(0.835)
(0.840)
(0.910)
(0.930)
(0.940)
0.945

ГС о TO be:
о о о ¥
с о - Н О
С ^ О Е^
5 ? ■ о ° я
.1-Я g -2
о __
У ко

трем значениям толщины — 2, 3 и 4 мм в нормальных атмосферных
условиях. Толщина 3 мм соответствует среднему содержанию
озона, а 2 и 4 мм — минимальному и максимальному среднемесячным
значениям в широтах 35—60° по данным 1957—1965 гг.
После сложения коэффициентов экстинкции от всех факторов и
антилогарифмирования получены значения пропускания атмосферы
для трех слоев озона, показанные на рис. 14.
В табл. 5 приводятся значения пропускания атмосферы р(Х) =
= ///о, осредненные через каждые 50 А. Кроме поглощения озона
в А,<3400, учтены также полосы Chappuis К 4500—8000, полосы
Н20 у ^5900, 6300, 6500, 7200, 8100—8350, 8800—9800 и 10700—
12000 и 02 у л 6300, 6900 и 7600. Интенсивности поглощения в
полосах до X 8500 вычислены по эквивалентным ширинам W
атмосферных линий из каталога Moore et al. (1966) и редуцированы к
эквивалентному слою воды d=\0 мм согласно закону W~ У d. В
более длинных волнах полосы воды учтены по эквивалентным
ширинам линий, измеренным по атласу Delbouille, Roland (1963) и
редуцированным к слою воды 10 мм. В скобках приводятся
данные для К, включающих поглощение в полосах Н20 и 02. Кривая
пропускания атмосферы, построенная по данным табл. 5,
приводится на рис. 15. В более длинных волнах коэффициенты
поглощения атмосферными полосами приводит Wohl (1975), однако без
редукции к стандартному эквивалентному слою воды.
3.5. СВЕЧЕНИЕ НОЧНОГО НЕБА
Установлено, что безлунное ночное небо после астрономических
сумерек, т. е. после погружения Солнца под горизонт на 18°, при
отсутствии подсветки земными источниками излучает в зените в
лучах V в среднем 21т.6 на квадратную секунду. Приблизительно
половина этого излучения приходится на космические объекты'—
звезды, туманности, галактики, зодиакальный свет, а вторая
половина возникает в верхней атмосфере вследствие свечения ночного
неба. Таким образом, ночное небо вблизи зенита в области неба
без звезд и вдали от эклиптики в лучах V дает излучение около
22т.4 на квадратную секунду. В синих лучах В излучение неба
приблизительно на lm слабее (см., напр., данные Walker, 1970 и Turn-
rose, 1974). Излучение неба значительно увеличивается в пределах
Млечного Пути, а также вследствие подсветки огнями близлежащих
городов. Например, в обсерватории Маунт Вильсон из-за освещения
Лос-Анджелеса фон неба на 2т больше, чем в районе Маунт Па-
ломара.
Свечение ночного леба слагается из непрерывного спектра,
образованного рассеянием света звезд на молекулах, пылевых
частицах и водяных капельках (аналогия с рассеянием солнечного света
днем), и из линейчатого эмиссионного спектра, образованного
атомами и молекулами верхней атмосферы. Кроме того, свою долю
в свечение ночного неба вносят слабые звезды, особенно в пределах
55

Млечного Пути, и зодиакальный свет. Последние факторы являются
источниками свечения неба и за земной атмосферой. Детальную
карту свечения галактического фома и зодиакального света во всем
небе составили Bender, Wilson (1969). В заатмосферном
ультрафиолете со спутника ОАО-2 свечение неба исследовали Lillie, Witt
m/o"
18
20
22
24
-
-
-
-
10 000 8000
1 I 1 ' 1 1 1 1 1
•
••
• ••* •
•
•
• •
• •
II ШИШИ HI BUI ШИПИ ПН
1 1 1 1
6000 5000
1 1 1 1 1
4000 А А ЗС
1 '
-
-
•
••• •
ш||| | | «ЮН
[0l]Nc40j|
1 1 1
1 |Нд -
i i i
14.4
14.6
14.8
log n( 15.0
Рис. 16. Распределение интенсивности свечения ночного иеба (в звездных
величинах на квадратную угловую секунду) в зависимости от X или v согласно работе
Turnrose (1974)
(1976). Распределение энергии в спектре свечения неба для Маунт
Паломара показано на рис. 16 по данным Turnrose (1974). В К<
<6500 распределение энергии несколько напоминает солнечное. В
более длинных волнах начинается быстрый подъем излучения,
связанный с перекрытием многочисленных эмиссионных молекулярных
полос (в основном ОН). Наиболее сильные эмиссионные линии
КЬЫ7 и 6300 принадлежат к [01]. Сильны также линии дублета
Nal у л5890—5896. Кроме того, от ультрафиолетовой до далекой
инфракрасной области спектр покрыт ковром эмиссионных полос
молекул N2, Ог, ОН. В инфракрасной области, кроме ОН,
наблюдаются также эмиссионные полосы Н20, СОг, Оз, N20. Интенсивность
эмиссионных линий, как правило, в среднем возрастает .с
увеличением зенитного расстояния, но часто наблюдается сложная
пятнистая структура по небу. Отмечаются также суточные и сезонные
изменения интенсивности эмиссий, а также их связь с солнечной
активностью.
К счастью, свечение ночного неба является достаточно слабым
и обычно не препятствует фотографическим и фотоэлектрическим
наблюдениям звезд до 17—18т. Однако эмиссионные линии неба
56

выявляются при фотографировании спектров слабых протяженных
объектов (напр., туманностей) с длинными экспозициями. Кроме
того, свечение ночного неба кладет практический предел
проницаемости при фотографических и фотоэлектрических наблюдениях
предельно слабых звезд. Например, при фотоэлектрической
фотометрии с диафрагмой 10" свечение ночного неба дает поток света,
■соответствующий звезде 17т.6. Естественно, что в таком случае
наблюдение более слабых звезд значительно затруднено и требует
больших экспозиций накопления. К помехам, обусловленным
эмиссионными линиями, более чувствительны средиеиолосные и
узкополосные фотометрические системы, если в одну из полос реакции
попадает сильная эмиссия неба. Например, при ширине полосы
реакции 100 А попадание в ее пределы эмиссионной линии л 5577
увеличило бы фон неба примерно в два раза.
Во время полярных сияний свечение неба в линиях
увеличивается во много раз. Наиболее сильные линии и полосы в спектрах
полярных сияний: ?. 3371 (N2), 3578 (N2), 3914 (Nt), 4278 (Nt),
4652 (Nt), 4709 (Nt), 5577 [01], 6300 [OI], 6364 [01], H«.

Глава 4
МЕТОДЫ РЕДУКЦИИ
ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ ЗА АТМОСФЕРУ
Рассмотрим несколько идеализированный случай атмосферной
экстинкцяи. Пусть необходимо измерить блеск звезды на зенитном
расстоянии 2. В таком случае луч света пересечет воздушную массу
X, которая очень хорошо описывается секансо,м зенитного
расстояния z. Лишь при больших зенитных расстояниях наблюдаются
отклонения X от закона sec 2 (см., напр., статью Hardie, 1962).
Однако даже при 2 = 60° разница X и sec z составляет всего 0.005
воздушной массы. Их связь можно представить в виде полинома:
Х= sec 2-0.0018167(sec z- 1) -0.002875(sec 2-1)2-
-0.0008083(sec 2-1)3. (43)
Эта формула согласно Hardie (1962) обеспечивает точность выше
0.1% До Х = 6.8 и выше 1% До Х=10. Естественно, что при 2 = 0°
(зенит) воздушная масса Х=\. Величина sec z определяется но
формуле:
sec 2 = (sin ф-sin 6 + cos cp-cos 6-cos t)~\ (44)
где ф — широта обсерватории, б — склонение звезды, t — ее часовой
угол (t = s — а, где s — звездное время, а — прямое восхождение
звезды).
4.1. ВЛИЯНИЕ АТМОСФЕРНОЙ ЭКСТИНКЦИИ
НА ВЕЛИЧИНУ ЗВЕЗДЫ
Величина звезды на зенитном расстоянии z равна
т = т° + аХ, (45)
где т° — ее величина за атмосферой, а а — коэффициент экстпик-
цин, который следующим образом связывается с прозрачностью
атмосферы р(Х) =///о (табл. 5):
т-т° = аХ = -2.5\ogpx{k). (46)
Если в течение ночи прозрачность атмосферы постоянна, то по
формуле (45) неличина звезды прямо пропорциональна воздушной
массе. На графике т, X (рис. 17) звезда в течение ночи будет
двигаться по прямой Буге, причем минимальный X будет
соответствовать верхней кульминации звезды. Продолжение линии Буге до
58

абсциссы X = 1 дает значение т в зените, а до X = 0 — значение т
за атмосферой. Наклон линии Буге дает значение коэффициента
экстинкции а:
т, — т., i ,~г\
ш2 — два наблюдения звезды при воздушных массах
где Ш\ и
Х[ и Х2.
Если известна заатмосферная величина звезды, то коэффициент
экстинкции может быть определен по одному наблюдению звезды:
ос =
X
(48)
С целью исключения ползания чувствительности аппаратуры
Gutierrez-Moreno, Stock (1966) .предложили использовать две звезды
А и В, имеющие склонение,
близкое к широте обсерватории, и раз- : 1
деленные по прямому восхождению
около 4Л. Такая пара звезд
наблюдается один.раз, когда первая
звезда расположена около меридиана,
а вторая — на востоке. Следующее
наблюдение делается, когда вторая
звезда поднимается к меридиану,
а первая находится на западе.
Разности величин rriiA — гпцз и т2л—
т2в являются свободными от
эффекта ползания
чувствительности аппаратуры, так как составлены
из практически одновременных
наблюдений. В этом случае
коэффициент экстинкции
I
1-
г
<а
со
•..
^ч^#
1
1 ,
о
I
3 X
Рис. 17. Схема, показывающая
зависимость звездной величины от
воздушной массы X (линия Буге)
(»
\А
\в)-{т2к~т2в)
(Х1А — Х\в) ~ (Х2А — Х7в)
(49)
В случае, когда известны заатмосферные величины звезд,
достаточно одного наблюдения двух звезд:
а =
С
ХА — ХВ
(50)
Вышеприведенные рассуждения относятся к монохроматическим
звездным величинам. В .случае гетерохромных величин формула
(46) принимает вид
т — т° = аХ=^ — 2.5 log
(51)
1/(Х)<р(Х)^(Х)<А
J/(X)T (*)</>„ '
где 1(h)—кривая энергии звезды, ср(Я)—кривая реакции
гетерохромной величины. Таким образом, а становится зависимым от
59

истинного распределения энергии в спектре звезды, который
меняется в зависимости от температуры, светимости и межзвездного
покраснения. В случае длинноволновых величин (>«>5000) эффект
светимости бывает незначительным, а эффекты температурного и
межзвездного покраснения совпадают. В результате коэффициент
экстинкции можно выразить прямолинейной функцией колор-нн-
декса С звезды:
а = а0 + уС. (52)
Коротковолновые и особенно ультрафиолетовые величины
показывают сложную зависимость а от температуры, светимости и
межзвездного покраснения, требующую специального анализа для
каждой конкретной кривой реакции.
Второй эффект ширины полосы реакции заключается в том, что
сам коэффициент а становится функцией X, т. е. линии Буге из
прямых превращаются в кривые в том смысле, что при увеличении X
поглощение т — т° растет не прямолинейно, а замедленно (эффект
Форбса).
4.2. ВЛИЯНИЕ АТМОСФЕРНОЙ ЭКСТИНКЦИИ
НА КОЛОР-ИНДЕКСЫ
Поскольку колор-индекс является разностью двух величин,
соответствующих различным X, то естественно, что все
вышеприведенные формулы для вычисления коэффициента экстинкции а
применимы в равной мере и к колор-индексам.
Если величины определяются уравнениями
т1 = т\ +щХ,
т2 = т-2 + а2Х,
то
С = т\ — т2 = т1 — т2 + (ai — а2)Х — Сй + асХ. (53)
Аналогично формулам (47) и (48) получаем:
«c=fe§: (54)
Yx"
ac== —у— • (55)
X
В случае гетерохромных величин
C-Co = acX=-2.5|logJ/(^^(X>dX
|/(X)Tt(X)dX
ь j/(X)<f,(>.)rfX '• v
60

т. е. ас зависит от распределения энергии в спектре звезды и от
воздушной массы X (эффект Форбса).
4.3. ИЗМЕНЕНИЯ АТМОСФЕРНОЙ ЭКСТИНКЦИИ
И ИХ УЧЕТ
Если бы атмосферная экстинкция была постоянна в течение
ночи, коэффициент а можно было бы определить или по наклону
линий Буге, или же по формулам (47) или (49). Однако
постоянство экстпикцин в течение длительных периодов выполняется лишь
в горных обсерваториях с очень хорошим астроклиматом (сухой
воздух, отсутствие цнррусов и пыли). Однако в большинстве
обсерваторий, как правило, следует ожидать изменения а в течение ночи.
Это делает учет экстинкции весьма сложным и трудоемким как в
смысле наблюдений, так и в смысле обработки данных.
Задача определения мгновенных значений коэффициента
экстинкции сравнительно проста, если известны точные
внеатмосферные величины или колор-иидексы звезд в инструментальной
системе. В таком случае можно использовать формулы (48) и (55).
Таким образом, основная проблема учета атмосферного
поглощения — это определение внеатмосферных величин и колор-иидексов
в инструментальной системе.
Внеатмосферные инструментальные величины н колор-индексы
стандартной звезды можно получить путем осреднения значений
т° и С0, полученных методом Буге для ночей с действительно
стабильной прозрачностью. Для этого стандартная звезда должна
наблюдаться в течение всей ночи, причем желательно, чтобы она
наблюдалась как до, так и после кульминации. Совпадение обоих
участков линии Буге является критерием устойчивости
прозрачности в течение данной ночи.
Однако может иметь место случай, когда невозможно найти
достаточное количество ночей с устойчивой прозрачностью. В
результате определенные вышеописанным методом внеатмосферные
величины <и колор-яндексы будут содержать ошибки 6т и бС. Для
определения этих ошибок Никонов (1944, 1953) предложил остроумный
метод, носящий его имя.
4.4. МЕТОД НИКОНОВА
Предварительные значения величины и колор-пндекса равны
О' О Е 0 /г-7\
ms =ms —6ms, (57)
СГ=С2-6С2. (58)
61

Подставляя т°' в уравнение (48) и С° в уравнение (55), получа
ем предварительные значения коэффициента экстинкции
а'= —— • у -г— =а ~-^~ ,
ms — ms
, С,
ас —
-с,0'
Xs
< +
= ас4
8*2
^7
,«0
' Xs
Применяя эти ошибочные коэффициенты к программной звезде * с
наблюденной величиной т* и колор-индексом С* у воздушной
массы Х#, находим:
- о'
т, =т,-а'Хл =тл— а+-гг- )Х=т, -bms • ^-
xl
С, =C „ — ОС s
Л'
Итак,
и
где
m„ = m„ —bms -ц (59)
С0;=С°-бС°.т!, (60)
является отношением воздушной массы ^программной звезды к
воздушной массе стандартной звезды в момент наблюдения
программной звезды.
Если имеются два наблюдения той же самой программной
звезды при разных г], то можно составить по две формулы типа (59) и
(60), вычитанием которых получим
т\ —т2 =—6ms-Af], (62)
С?'-С2°' = -аС?-Дт]. (63)
В этих формулах неизвестными являются bms и 6С.9 . Итак,
наблюдение пары звезд при различных значениях ц позволяет получить
точные значения внеатмосферных величин и колор-иидексов их
обеих. Если имеются такие наблюдения для нескольких
программных звезд, можно получить более точные значения 6ms и 6С s
методом наименьших квадратов.
Практическое применение метода Никонова сводится к
следующим операциям. Стандартная звезда наблюдается каждую ночь
через каждые 1 —1.5 часа. По числу фотонов от звезды и от
люминесцентного эталона определяются инструментальные величины
и колор-индексы как стандартной, так и программных звезд
m = -2.51og-^-,, (64)
ь rietal x '
п (>ч)
C=-2.51og^y. (65)
*
62

По линиям Буге, построенным для ночей с наиболее устойчивой
прозрачностью, определяются первоначальные заатмосферные
величины т°' и колор-пндексы С°' стандартной звезды и
вычисляются приближенные значения коэффициента экстиикции а'.
Полученные а' наносятся на график в зависимости от времени и
соединяются плавной кривой. При машинной обработке вместо этого
производится интерполяция (а иногда и экстраполяция) значений
а' по полиному. Для моментов наблюдений программных звезд от-
считываются или вычисляются интерполяцией значения а' и по
формулам
т!'=я»-а'Х, (66)
С°'=С,-асХ. (67)
находятся предварительные величины п колор-ипдексы
программных звезд. Для тех программных звезд, для которых проведены
по два наблюдения в течение одной ночи с различными ч,
составляются уравнения (62) и (63) и решением способом наименьших
квадратов находятся поправки bms и 6C.V, позволяющие получить
точные значения внеатмосферной .величины п колар-пндексав
стандартной звезды по формулам (57) и (58).
Когда известны ms и Cs, можно вычислить точные
коэффициенты экстиикции а и заново определить уже точные
внеатмосферные колор-индексы программных звезд.
Метод Никонова обладает рядом преимуществ перед другими
методами фундаментального определения коэффициентов
экстиикции, так как он дает изменения а в течение ночи при небольших
затратах времени. Специально измеряется лишь одна стандартная
звезда. Другие звезды, нужные для уточнения внеатмосферных
величин и колор-.ипдексов стандартной звезды, берутся прямо из
программных звезд и не требуют траты времени.
Метод Gutierrez-Moreno, Stock (1966) может быть применен
лишь в условиях устойчивой прозрачности.
Вышеизложенные методы учета атмосферной экстиикции, по
сути дела, применимы к монохроматическим величинам, так как не
учитывают зависимости а от распределения энергии в спектрах
звезд. Следует, однако, иметь в виду, что коэффициент у в
уравнении (52) очень слабо зависит от кривой прозрачности атмосферы
р^к) и фактически является константой системы. Чтобы не
затруднять" определение меняющихся со временем коэффициентов а,
коэффициенты у не следует определять из наблюдений. Их значения
могут быть вычислены заранее путем интегрирования кривых
энергии звезд разных спектральных классов, светнмостей и
межзвездных покраснений. Коэффициенты а зависят линейно от колор-пн-
дексов лишь в длинноволновой части спектра. В случае
коротковолновых и особенно — ультрафиолетовых индексов зависимость а
от колор-нндекса имеет сложный характер (см., напр., рис. 40 на
с 129). В этом случае вообще пет смысла говорить о
коэффициенте у-
63

4.5. ОТНОСИТЕЛЬНЫЕ МЕТОДЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ
КОЭФФИЦИЕНТОВ ЭКСТИНКДИИ
Вышеописанные методы определения атмосферной экстинкшш
можно назвать фундаментальными, так как они используют всю
информацию из самих наблюдений. Следует еще рассмотреть
относительные методы, в которых используются данные, полученные в
той же системе другими наблюдателями.
Если наблюдатель в своих наблюдениях использует уже готовую
фотометрическую систему, ему достаточно привязаться к
стандартным звездам этой же системы. В таком случае надо сначала
убедиться, достаточно лп точно кривая реакции величин наблюдателя
повторяет кривую реакции величин стандартной системы. Если это
так, то тогда для определения коэффициентов экстиикцип величин
и колор-индексов достаточно провести наблюдение двух звезд с
разными воздушными массами-Л" и использовать формулы:
(m,-Wa)-(m°-m°)
а= Xt-X., ' (68>
(Ci-C.,) —(С? —СТ)
Использование нескольких пар звезд увеличивает точность
определения коэффициентов экстинкцип.
В случае .привязки новых наблюдений к стандартным звездам с
известными величинами и колор-индексами можно вовсе обойтись
без измерения коэффициентов экстинкцип. Для этого достаточно
наблюдать и программную, и стандартную звезды при одной и той
же воздушной массе X. В этом случае атмосферная экстинкцпя
одинакова для обеих звезд и определенная разность их величин
или колор-индексов будет равна их заатмосферной разности. Пр.н
этом, однако, не надо забывать учитывать возможный эффект
различия спектральных классов, светимостей и межзвездных
покраснений сравниваемых звезд (эффект ширины полос реакции).
Наблюдения звезд, которые в течение ночи дважды проходят
заданное зенитное расстояние, могут служить проверкой
постоянства атмосферной экстинкцип.
К методу, использующему постоянную воздушную массу,
примыкает метод привязок к близким фотометрическим стандартам.
В этом случае
Am = Am° + aAX (70)
и
ДС = ДС° + асЛХ, (71)
где АХ — малая величина, поэтому возможные вариации а или ас
в течение ночи или даже от ночи к ночи вносят очень малые ошибки.
Поэтому каждую ночь коэффициенты экстинкцип можно не
определять, а использовать средние их значения за сезон. Такой метод
64

привязки обычно используется при наблюдениях переменных звезд
(выбирается близлежащая звезда сравнения) или звездных
скоплений (выбирается стандартная звезда внутри скопления).
# * *
Разные методы определения коэффициентов а и ас описывали:
Никонов (1953, 1976), Шаров (1958), Hardie (1959, 1962), Рыбка
(1963), Gutierrez-Moreno, Stock (1966), Stock (1969), Cousins
(1969), Young (1974). Метод Никонова описывался и уточнялся в
работах Никонова (1944, 1953, 1970, 1976), Никонова, Никоновой
(1952), Шарова (1958), Некрасовой и др. (1962), Шарова,
Архиповой (1964).
4.6. УЧЕТ ЭКСТИНКНИИ ДЛЯ ИНФРАКРАСНЫХ
НАБЛЮДЕНИЙ
В инфракрасной области,кроме релеевского рассеяния и
рассеяния на пыли и капельках, большую роль в поглощении играют
атмосферные молекулярные полосы Н20, 02, С02, Оз и др. В
пределах этих полос поглощение Am возрастает с увеличением
воздушных масс X (т. е. с числом молекул на луче зрения) нелинейно.
Из-за насыщения 'поглощение в полосах растет медленнее, чем
число молекул.
Strong (1941) показал, что если интенсивность излучения
Солнца в 17—13 мкм, прошедшую через атмосферу, отложить как
функцию V X, то получается прямая линия, т. е. имеет место связь
I = Io-QVX, (72)
где Q — коэффициент поглощения в интеисивностях (поглощение
в зените). На основе этой формулы Sinton, Strong (1960)
редуцировали наблюдения за атмосферу. Однако Johnson (1965b)
показал, что такая процедура приводит к ошибочным заатмосферным
значениям инфракрасных величин из-за того, что при уменьшении
толщины атмосферы, т. е. при подходе к точке Х = 0, насыщение
полос уменьшается и при Л"~0.2 исчезает вовсе. Дальше наблюдения
следует редуцировать не по закону (72), а по закону (45).
Практически можно использовать полностью закон Ат~Х, т. е.
редуцировать за атмосферу по линиям Буге, а затем внести небольшие
поправки к полученным заатмосферным значениям.
Фактически зависимость между величиной поглощения в
атмосферной полосе или линии и создающим ее числом молекул или
атомов является кривой роста, выражаемой формулой
Am ~ (АХ) К (73)
где показатель р меняется от 1 до 0, когда линия насыщается. Пока
5 В. Страйжис
65

полоса слабая, поглощение увеличивается линейно с воздушной'
массой (Р~1). Когда линия насыщается, р-Ю, т. е. Am = const.
Полоса поглощения, содержащая как сильные, так и слабые липни,
будет содержать компоненты поглощения, соответствующие
разным р.
Wing (1967) принял, что заатмосферная величина может быть
выражена формулой:
m° = m-aX-W, (74)
где т — величина, наблюдаемая при воздушной массе X; аХ —
член, учитывающий нормальную экстинкцию света из-за релеевско-
го рассеяния, поглощения на пылинках, водяных капельках п
других процессов, которые не показывают насыщения; W —
поглощение в водяной полосе, которое, в свою очередь, можно выразить
следующим образом:
W=afX + S, (75)
где а'Х — член, учитывающий поглощение в линиях, когда Р=1, а
S — член, учитывающий насыщенные линии и не зависящий от X
(Р = 0).
Подстановка (75) в (74) дает:
m°=m-(a + a')X-S.
Практически суммарный коэффициент экстинкции а + а' находится
обычными методами, а постоянная часть экстинкции S в полосе
входит как одна из компонент в константу нормирования величин
(наряду с чувствительностью приемника света, пропусканием
фильтров, отражательной способностью зеркал и другой оптики
и т. д.). Из-за прибавления S нормирующая константа в пределах
|полосы поглощения будет показывать увеличение по сравнению
с соседними областями спектра, не затронутыми полосой.
Allen (1963), основываясь на данных Cowling (1950), приводит
таблицу (с. 125), которая дает за;висимость пропускания
атмосферы от \ogbx -X, где Ьх— коэффициент поглощения в полосе
(обратная величина толщины слоя, дающего поглощение 50%), а X—•
воздушная масса. Так как для конкретных длин волн Ьх известны,
то таблица позволяет вычислить связь атмосферной экстинкции
т — т° с воздушной массой на любой длине волны инфракрасного
спектра. Cowling (1950) отмечает, что зависимость поглощения от
воздушной массы не может быть выражена простой аналитической
формулой.

Глава 5
ШИРОКОПОЛОСНЫЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ
Информация о температурах, ускорениях силы тяжести,
химических составах, эволюционных стадиях и других физических
свойствах звезд, а также об их межзвездном покраснении может
быть получена или с помощью анализа спектров звезд, или путем
фотометрии их света в определенных интервалах длин волн. Набор
участков спектра, описываемых определенными кривыми реакции,
в которых проводится измерение интенсивности излучения
небесного объекта с какой-то конкретной целью, носит название
фотометрической системы. Фотометрическая система может содержать
от одной до нескольких десятков полос. В данной книге будем
придерживаться следующей терминологии. Окраску света,
пропускаемого данной полосой реакции, будем называть цветом. Например,
полоса В системы UBV— синий цвет, полоса V Вильнюсской
системы— зеленый цвет и т. д. Необходимость такого уточнения
терминологии вызвана тем, что ряд авторов используют название «цвет»
для обозначения колор-индекса (показателя цвета), т. е. разности
величин звезды в двух цветах. В соответствии с нашим
определением система BV является двухцветной системой, система UBV —
трехцветной системой, система UBVRI — пятицветной системой
и т. д. Если «цветом» называть колор-индекс, то тогда такие
названия многоцветных систем теряют смысл — из пяти полос системы
UBVRI можно образовать десять колор-индексов. Если колор-ин-
дексы называть «цветами», то в таком случае систему UBVRI надо
называть десятицветной!
Stromgren (1963a) предложил удобную классификацию
фотометрических систем. Системы с кривыми реакции, полуширина
которых превышает 300 А, предложено называть широкополосными,
системы с полушириной 100—300 А — среднеполосными и системы
с полушириной менее'100 А — узкополосными.
5.1. ИНТЕРНАЦИОНАЛЬНАЯ ФОТОГРАФИЧЕСКАЯ
И ФОТОВИЗУАЛЬНАЯ СИСТЕМА
Появление первых двухцветных систем можно связывать с
работами Schwarzschild (1912), Parkhurst (1912) и King (1915),
сделавших серии наблюдений фотографических величин mvg, которые
с визуальными величинами mv .или фотовизуальными mpv составили
двухцветную систему, позволяющую получить один колор-индекс.
Дальнейшие работы Гарвардских астрономов Pickering и Leavitt, a
67

также Маунт-Вильсоновского астронома Seares привели к
созданию Северного Полярного Ряда (NPS)—фотометрического
стандарта вокруг северного полюса неба, в котором содержалось около
ста звезд различных спектральных классов, охватывающих
величины от 2т.5 до 20т. Список фотографических (IPg) и
фотовизуальных (IPv) величин этих звезд был утвержден на 1-м съезде MAC
в 1922 г. в качестве интернациональной системы величин IPg, IPv
(Seares, 1922). При составлении этого списка результаты
различных наблюдателей приближенно редуцированы в систему 60-дюн-
мового рефлектора обсерватории Маунт-Вильсон. Вторичными
стандартами интернациональной системы являются 206 площадок
Каптейна (Selected Areas-SA), расположенных по всему небу
через каждые 15° по склонению и через каждый Iм по прямому
восхождению. Фотографические величины в SA определялись
объединенными усилиями Гарвардской обсерватории и Гронингенской
астрономической лаборатории (van Rhijn). Окончательные
результаты опубликованы в каталоге Seares, Kapteyn, van Rhijn (1930).
Фотовизуальные величины в SA определяли ряд обсерваторий.
Точные кривые реакции интернациональной системы IPg, IPv
остались неизвестными, так как Seares не исследовал
чувствительности пластинок и пропускания оптики Маунт-Вильсоновского
рефлектора. Кроме того, при выводе средних величин звезд NPS он
применил линейные уравнения связи между различными
фотографическими системами, что совершенно .неоправданно с современной
точки зрения. Дело в том, что в разных обсерваториях для
определения величин NPS применялись самые различные рефлекторы
с серебреным покрытием зеркал и рефракторы самых различных
диаметров. Несколько отличались также примененные,
фотоэмульсии. Все это создавало условия, при которых в кривую реакции
величин mpg попадало различное количество ультрафиолета за баль-
меровским скачком (до 3500 А), что, в свою очередь, вызывало
нелинейность .в связях между величинами mvg у различных авторов
(Johnson, 1952). Фотовизуальные величины имеют значительно
большую определенность, так как различные авторы применяли
сходные желтые фильтры с ортохроматическими пластинками.
Кроме описанной неопределенности в кривых реакции и
ненадежности произведенных редукций, интернациональная система
страдала еще одним важным недостатком — нелинейностью шкалы
(отклонением от шкалы Погсона) звездных величин среди самых
ярких и самых слабых звезд, причем эти отклонения достигали
0т.2 для NPS и больше для других областей.
Колор-нндекс IPg—IPv вначале считался равным нулю для
звезд АО 5т—6т. Однако впоследствии оказалось, что такие звезды
подвергнуты межзвездному покраснению, поэтому нормальные ко-
лор-индексы IPg—IPv для звезд АО равны около —0.15. Нулем
стал считаться нормальный колор-нндекс звезд А5.
Перечисленные недостатки интернациональной системы
способствовали постепенному ее отмиранию, и сейчас она представляет
68

лишь исторический интерес. Подробнее историю этой системы
описывали Паренаго (1933, 1948) н Шаров (1962, 1971).
В южном полушарии неба усилиями Stoy, Menzies, Redman и
Cousins в Кейпской обсерватории была развита фотографическая
и фотовнзуальиая фотометрия звезд в системе, названной SPg и
SPv, которая близка к системе IPg, IPv. Система подробно описана
в обзоре Stoy (1956).
В заключение отметим, что положение кривых реакции
интернациональной системы выбрано не по какому-либо замыслу, а чисто
случайно. Положение полосы IPv приблизительно соответствует
кривой чувствительности человеческого глаза, а положение IPg
продиктовано чувствительностью несенсибилизированных эмульсий.
Помимо фотовизуальных величин некоторые авторы
употребляли более длинноволновые величины с к0 от 6300 до 8800 А,
названные фотокрасными величинами. Однако среди этих величин
стандартная система так и не была выбрана.
5.2. ПЕРВЫЕ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ
И СИСТЕМА Р, V
Фотоэлектрическая фотометрия звезд зародилась еще в начале
XX в., когда только началось производство фотоэлементов
достаточной чувствительности (Stebbins, 1910; Guthnik, 1913). Вначале
наблюдениям в интегральном свете были доступны лишь самые
яркие звезды. В 1924 г. Stebbins (1928) наблюдал звезды до 7т
на 38-сантиметровом рефракторе. С тех пор чувствительность
фотоэлементов вплоть до появления фотоумножителей мало
увеличилась. Чаще всего применялись калийные фотоэлементы.
Фотоумножители вошли в практику лишь в послевоенное время.
Пионерами фотоэлектрической фотометрии в двух цветах были
Guthnick, Hugeler (1920), Bottlinger (1923), Becker (1932, 1933,
1935) и Giissow (1941) в обсерватории Бабельсберг (Германия),
Elvey (1931) и Elvey, Mehlin (1932) в Йеркской обсерватории
(США), Stebbins, Huffer (1934) и Stebbins et al. (1940, 1941) в
обсерватории Уошбурн (США), Hall (1934) и Bennett (1937) в Иель-
ской обсерватории (США). В послевоенные годы следует отметить
большие каталоги двухцветных фотоэлектрических наблюдений,
опубликованные в работах Schilt, Jackson (1949, 1952), Wallenquist
(1949), Oosterhoff (1951), Walraven, Fokker (1952), Bok, Vijk
(1952), Никонов (1953), Adolfsson (1954a), Yates (1954), Epstein
(1954). К сожалению, перечисленные работы выполнялись в своих
собственных системах, не придерживаясь каких-либо стандартных
кривых реакции. В связи с этим все эти многочисленные
наблюдения имеют сейчас лишь исторический интерес.
Из перечисленных выше фотоэлектрических систем наибольшее
применение получила система Stebbins et al. (1940, 1941) благодаря
большому числу наблюденных звезд О—В (около 1500) и большой
точности и однородности наблюдательного материала. Кривая
реакции фиолетовых величии захватывает X 3600—4800 (К0 4260). Кри-
69

вая реакции синих величин захватывает X4000—5600 (Я04770).
Колор-индекс этой системы обычно обозначается через С\.
Stebbins, Whitford (1938, 1948), Eggen (1950, 1951), Johnson
(1950), Stebbins, Whitford, Johnson (1950) пытались
фотоэлектрически реализовать интернациональную систему. При этом во всех
послевоенных работах, начиная с 1947 г., впервые применялись
очень чувствительные фотоумножители RCA 1P21, заменившие
фотоэлементы. Система трех последних авторов впоследствии была
названа системой Р, V. Средние длины волн системы Ко — 4215 и
5240 А. Основными стандартами системы Р, V являются 9 звезд
из числа звезд NPS.
Наибольшее количество наблюдений в системе Р, V
опубликовал Eggen (1955, 1956, 1957). Нужно отметить также фотометрию
скопления Coma в работах Weaver (1952) и Banner, Miczaika
(1952).
Система Р, V, однако, не получила широкого распространения
из-за недостатков, свойственных международной системе.
Оказалось, что наблюдения различных авторов в этой системе
показывают взаимные нелинейные уравнения цвета (Johnson, 1952, 1955),
что вызвано неодинаковым включением ультрафиолетового
излучения в аппаратуре разных авторов. Учитывая этот факт, Ктоп, Mayall
(1960) изменили систему Р, V, введя фильтр, отсекающий
ультрафиолет, короче к 3800. Полученные таким образом индексы Р—V
уже имеют линейную связь с индексами В—V системы Джонсона.
Величины и индексы в системе Р, V выносятся за атмосферу, в
отличие от интернациональной системы.
Система Р, V в настоящее время уже не применяется.
5.3. ШЕСТИЦВЕТНАЯ СИСТЕМА UVBGRI
СТЕББИНСА—УИТФОРДА
Фотоэлектрическая система Stebbins, Whitford (1943) является
первой действительно многоцветной системой. Она состоит из шести
широкополосных величин, имеющих обозначения, средние длины
волн и полуширины, приведенные в табл. 6.
Таблица 6
и
V
в
о
R
Г
А.0, А 3530 4220 4880 5700 7190 10300
АХ, А 400 840 1200 1100 1700 1800
Система впервые была реализована в обсерватории Маунт
Вильсон с кислородно-цезиевым фотоэлементом, чувствительным до
1.2 мкм (катод S1).
Наблюдения нескольких сот звезд различных спектральных
классов в шестицветной .системе приводятся в работах Stebbins,
Whitford (1943, 1945), Stebbins, Kjon (1956), Kron (1958), Sears,
70

Whitford (1969). Всего в этой системе наблюдалось около 1340
звезд — все результаты собраны в каталоге Kjon et al. (1972).
Наблюдения после выноса за атмосферу даются в в'иде отдельных
величии, определенных относительно 1/3 (B + G + R) для каждой
звезды. Колор-индексы, получаемые как разности соответствующих
величин, получаются в инструментальной системе без
нормирования.
Несмотря на то, что система UVBGRI является широкополосной,
в ней измерялись звезды, в основном, до 10™ и лишь несколько
белых карликов до 14т. Это объясняется малой чувствительностью
фотокатода S1.
Долгие годы система UVBGRI была единственной многоцветной
системой, и поэтому с ней связаны многие открытия. Остановимся
на некоторых из них.
Система UVBGRI впервые позволила с фотоэлектрической
точностью исследовать законы межзвездного покраснения в разных
областях Млечного Пути (Stebbins, Whitford, 1943, 1945).
Gunther (1950) подробно проанализировал двухиндексиую
диаграмму U—В, В—/ и показал, что на ней звезды главной
последовательности образуют изгиб, вызванный бальмеровским скачком.
На этой диаграмме была определена также линия абсолютно
черных тел и главное — линия покраснения, идущая под большим
углом к линии непокрасневших звезд главной последовательности.
Никонов (1954) произвел сравнение теоретически вычисленной
и наблюденной диаграммы U—V, V—В и показал, что эта
диаграмма дает прекрасную возможность чисто фотометрического
определения величины межзвездного покраснения для В-звезд главной
последовательности. Ктоп (1958, 1960) показал, что аналогичным
свойством обладает диаграмма V—В, R—/ для сверхгигантов
спектральных классов F—G. Другие колор-индексы системы UVBGRI
и их связь с индексами других систем рассматривали Morgan et al.
(1953), Golay (1955), Schmidt (1956).
Code (1959), Sandage, Smith (1963), Alexander, Yallop (1967),
Cayrel (1968), Sears, Whitford (1969), Малюто (1969) и Perrin
(1973) показали, что длинноволновые колор-индексы шестицветной
системы, особенно G—/, очень мало подвергнуты влиянию бланке-
тирования линиями и поэтому являются прекрасными
индикаторами температуры для непокрасневших звезд. Согласно Blanc-Vazia-
ga et al. (1973),
0e = O.94O+O.4O6(G—/).
В этой же работе приводятся связи колор-индексов G—/ и R—/
с длинноволновыми индексами системы UBVRIJ. Калибровку
индексов В—/ и G—/ по температурам приводят также Hauck, Mag-
nenat (1975). Коротковолновые индексы могут быть использованы
для оценки бланкетирования и тем самым металличности звезд
спектральных классов F—G—К (Canavaggia, 1955, 1966, 1967; Mia-
nes, 1963; Breckinridge, Kron, 1963b; Rousseau, 1968). В связи с этим
следует отметить наблюдения в системе UVBGRI субкарликов
71

(Sears, Whitford, 1969) и гигантов с дефицитом металлов (Waller-
stein et al., 1963; Wallerstein, Heifer, 1966).
Stebbins, Kron (1964) произвели привязку шестицветных
наблюдений 25 звезд к стандартной лампе, что позволяет переходить
к абсолютизации колор-индексов. Однако из-за большой ширины
кривых реакции и значительного их перекрытия шестицветная
система дает лишь грубое представление о распределении энергии.
Среди других применений шестицветной системы следует
упомянуть работы Stebbins, Кгоп (1957) и Кгоп (1963) по определению
звездной величины и колор-индексов Солнца, работы Stebbins
(1945, 1946, 1955), Stebbins et al. (1952), Kron, Svolopoulos (1959),
Breckinridge, Кгоп (1963а) и Mianes (1963) no фотометрии цефеид
и лирид, работу Stebbins, Whitford (1948) но фотометрии галактик,
работу Stebbins, Кгоп (1954) по фотометрии переменной fJCep.
Близкую к системе UVBGRI шестицветную систему осуществил
Bahng (1958) для анализа спектров двойных звезд.
После появления более совершенной многоцветной системы
UBVRI (см. главу 7) система UVBGRI потеряла свое прежнее
значение.
5.4. СИСТЕМА R, I КРОНА
Эта двухцветная фотоэлектрическая система, введенная в работе
Кгоп, Smith (1951) в Ли кокой обсерватории, являлась как бы
дополнением ранее описанной системы Р, V. Средние длины волн
величин Ло соответственно равны 6800 и 8250 А, а полуширины — 2300
и 1500 А. Нуль-пункт величин R и / согласован с нуль-пунктом
величин Р, V для 9 звезд в NPS, величины R и / равны между собой
для звезд, у которых Р—V=0. Приблизительно Р—V=R—/ = 0 для
звезд спектрального класса A5V (Кгоп et al., 1957). До сих пор
опубликованы величины R, I для звезд в NPS, некоторых
Гарвардских площадках HSR у 6= ±15°, некоторых площадках SA, а
также для нескольких сот ярких звезд, разбросанных по всему небу
(Kron, Smith, 1951; Кгоп et al., 1953, 1957; Кгоп, Gascoigne, 1953;
Kron, Mayall, 1960).
В последнее время система R, I потеряла самостоятельный
интерес и вошла как составная часть в многоцветную систему
Джонсона UBVRI. По-видимому, единственным поклонником системы R, I
Крона является О. J. Eggen (обсерватории Маунт Стромло и Сай-
динг Спринг, Австралия), который, начиная с 1968 г., широко
применяет оригинальные фильтры R, I для фотометрии красных звезд
как в поле, так и в скоплениях и звездных группах.
В принципе, нет большой разницы, какая из систем R, I
применяется — Крона или Джонсона. Между колор-индексамн R—/ обеих
систем существует линейная зависимость в больших интервалах
спектральных классов (Johnson et al., 1966; Eggen, 1969a, b, 1971a;
Gliese, 1971). Согласно Eggen (1971a) эта связь для поздних звезд
выражается формулой
(/?—/) к = 0.80 (R-I) j - 0.05.
72

Отношение эксцессов равно
£(h_7)a,|£b_v = 0.70.
Существует еще ряд разновидностей колор-индексов R—/
(Argue, 1967; Jacobsen, 1970), которые также легко трансформируются
в R—/ систем Крона или Джонсона (Dickow et al\, 1970). Линейно
редуцируется и колор-индекс R—/ системы UVBGRI.
Калибровку колор-индексов R—/ по спектральным классам и
В—V для звезд главной последовательности приводит Gliese (1971).
Калибровку R—/ по температурам приводит Eggen (1971b, 1972a).
Большие каталоги собранных из литературы колор-индексов
R—/ приводит Gliese (1969) в системе Крона и Dickow et al. (1970)
в системе Джонсона.
Полный список работ с наблюдениями в системе R, I Крона
готовится к .печати (Straizys, 1977).
5.5. ТРЕХЦВЕТНАЯ СИСТЕМА RGU БЕКЕРА
Система, которую предложил Becker (1938, 1942, 1946), с
самого начала является чисто фотографической, так как созданию
фотоэлектрических стандартов препятствовала трудность
осуществления красных величин. Система выбиралась, принимая во внимание
распределение энергии в спектрах звезд и закон межзвездной экс-
тннкции света.
Выбор системы и ее достоинства перед международной системой
подробно описаны в ряде работ Becker (1942, 1946, 1948а). В
первое время Becker использовал четыре величины с изофотными
длинами волн 6380, 4810, 4240 и 3730 А. Впоследствии величина
4240 А была исключена. С 1956 г. для указанных величин были
приняты обозначения R, G и U. Красные величины R получались
на панхроматических пластинках Agfa с красным фильтром Schott
RG1, сине-зеленые величины G — на несенсибилизированных
пластинках Agfa с желтым фильтром Schott GG5 и ультрафиолетовые
величины U — на тех же пластинках с фильтром Schott UG2.
Приблизительно с 1955 г. вместо пластинок Agfa стали применяться
пластинки Kodak ЮЗаЕ и ЮЗаО. Это привело к некоторому
изменению кривых реакции системы. Сейчас считается, что средние
длины волн кривых реакции приблизительно равны 6400, 4700 и
3700 А. Полуширины полос реакции — около 500 А.
Величины и колор-индексы системы RGU не выносятся за
атмосферу, а только редуцируются к зениту. Нуль-иункт величин
системы был принят по условию IPg=G для звезд АО. Нуль-пункт
колор-индексов: U—G = G—R — 0 для звезд ВО V. Однако
впоследствии оказалось, что такое определение нуль-пункта
колор-индексов не выдерживается (Steinlin, 1968).
Бекер впервые применил трехцветную фотометрию для
исследования рассеянных скоплений. Он разработал новую методику опре-
73

деления их покраснений и фотометрических расстояний (Becker,
1951). Еще в 1938 г. им был предложен метод «разностей
колер-индексов», являющийся прототипом ныне хорошо известного Q-мето-
да. Для определения межзвездного покраснения скоплений Бекер
с 1947 г. использует диаграммы, в которых по оси абсцисс
отложены параметры (U—G) — a(G—R), а по оси ординат —индекс
G—R. При выборе положений величин своей системы Бекер
стремился, чтобы получить а=1. В таком случае простая разность ко-
лор-индексов становится параметром, не зависящим от
межзвездного покраснения. Однако так подобрать величины не удалось.
Поэтому ,в работах Бекера и сотрудников, начиная с 1947 г., стал
применяться параметр U—G — 1.18(G—R), где коэффициент 1.18
был получен как отношение
$=£■ (76)
(см. работы Becker, Giinther, 1947; Becker, 1947, 1948b; Becker,
Osvalds, 1949; Becker, Stock, 1949, 1950). В то же время
аналогичное определение параметра Q предложил Fleischner (1947).
Отношение (76) было бы равно отношению Eu-g/Eg-r, если
межзвездная экстинкция следовала бы единому закону А~Х~К В
действительности наблюдается излом закона экстинкции у Аг' = 2.3 мкм-1,
поэтому в величинах U экстинкция меньше, чем следовало бы быть
по единому закону Х-1. Это приводит к тому, что формула (76) дает
завышенные отношения Е/Е. В результате параметр Бекера
U—G—1.18(G—R) не является не зависящим от межзвездного
покраснения параметром. Такой параметр впервые ввели Johnson,
Morgan (1953) в системе UBV. В системе RGU он имеет
следующий вид:
Qrgu=U-G-^- (G~R). (77)
Лишь в 1954 г. Becker, Stock (1954) практически определили
отношение эксцессов в системе RGU. Сейчас применяется значение,
определенное Kruspan (1957):
EU-G
eg-r
= 0.70. (78)
— и — к
Согласно той же работе
AG=\.58 {Eu-G + Ec-n) =2.7£G-h. (79)
Отношения Eu-g/Eg-r и Ag/EG-r исследованы в работах Straizys
(1963а, 1964b). Ввиду того, что полосы реакции системы RGU
сравнительно узки, влияние эффекта ширины полос реакции на
параметры системы значительно меньше, чем в системе UBV.
Выявление возможности фотометрического отделения гигантов
G—К от карликов с помощью диаграммы U—G, G—R (Becker,
74

1952) способствовало применению системы RGU в статистическом
исследовании площадок неба. Методика таких исследований
изложена в работах Becker, Steinlin (1956), Steinlin (1956), Schmidt
(1958), Becker (1962). В последней работе показано нормальное
расположение звезд различных типов в диаграмме U—G, G—R.
Линия звезд среднего V класса и линия нулевого возраста
определены в работе Steinlin (1968).
Smith, Steinlin (1964) показали, что линии бланкетнрования
звезд F—G в диаграмме U—G, G—R идут более вертикально, чем
в диаграмме U—В, В—V. Это подтверждено наблюдениями
шарового скопления М5 в работе Steinlin (1973). Becker (1965)
применил это свойство диаграммы для статистического выделения звезд
с ультрафиолетовыми избытками в высоких галактических
широтах. К сожалению, при попытках двумерной или трехмерной
классификации звезд с помощью трехцветной системы приходится
делать много допущений, а получаемые результаты имеют смысл
лишь для статистического набора звезд.
Поскольку в системе RGU отсутствуют собственные
фотоэлектрические стандарты, приходится редуцировать их нз системы UBV.
Долгое время для такой редукции применялись линейные
уравнения цвета, не учитывающие температурных различий собственно
красных и покрасневших звезд (Stock, 1956b; Purgathofer, 1961).
Как показано в работах Straizys (1963a, 1964d), такая редукция
вносит значительные ошибки. Позднее Steinlin (1968) уточнил
формулы связи величин и колор-индексов систем UBV и RGU.
В системе RGU работают, в основном, астрономы Базельского
астрономического института. В настоящее время продолжаются
фотометрические исследования рассеянных скоплений и звездных
площадок, имеющих фотбэлектрические измерения в системе UBV.
Хотя исследования звездных площадок имеют лишь статистический
характер, их ценность состоит в возможности исследовать функции
распределения красных гигантов или звезд с дефицитом металлов
вплоть до очень слабых звезд. На 120/180-сантиметровом телескопе
Шмидта Маунт Паломарской обсерватории с экспозицией порядка
15 мин получаются измеримые звезды до G«18m.
Исследуемые звездные площадки имеют двоякий характер:
1) площадки Млечного Пути с умеренным и ровным межзвездным
покраснением (см., напр., Becker, 1962) и 2) площадки в высоких
галактических широтах с малым межзвездным покраснением, где
возможно разделение звезд гало и диска по их ультрафиолетовому
эксцессу (Becker, 1965).
Величины системы RGU очень близки к величинам S, Y и U
Вильнюсской системы, поэтому можно считать, что Вильнюсская
система полностью включает в себя систему RGU.

5.6. КЕЙПСКАЯ ТРЕХЦВЕТНАЯ СИСТЕМА UCBV
В Кейпской обсерватории (Южная Африка) получила развитие
трехцветная фотоэлектрическая система UcBV, являющаяся
вариантом системы UBV. Все три величины этой системы получены
61-сантиметровым фотографическим рефрактором. Для получения
величин Uc использовался утонченный фильтр Corning 9863, для
величин В — флльтры Schott BG12 и GG13 и для величин V —
желтый фильтр Omag 302. Кривые реакции этих величин даны в
работе Cousins et al. (1961). Средние длины волн величин равны
3960, 4330 и 5470 А. Вследствие малой прозрачности оптики
рефрактора в ультрафиолете величины Uc и колор-индексы (U—В)с
сильно отличаются от величин U и индексов U—В системы UBV,
причем связь между ними сильно нелинейна и многозначна
(Cousins et al. 1961; Cousins, Stoy, 1963; Straizys, 1963c; Dixon, 1964).
Связь между колор-индексами В—V обеих систем также нелинейна
из-за различия ширин полос величин В, однако их взаимное
уравнение цвета имеет меньшую величину, поэтому редукции (В—V)c'
в В—V более надежны.
Колор-индексы (U—В)с не являются заатмосферными — они
редуцированы к sec z= 1.1, что соответствует зенитному расстоянию
около 20°, т. е. высоте, на которой могут одновременно находиться
два последовательных гарвардских Е-района. Их нуль-пункт
определяется инструментальной системой 61-сантиметрового
рефрактора. Колор-индексы (В—V)c перед опубликованием всегда
редуцируются в систему В, V.
Кейпские астрономы отмечают, что их рефракторная система
является весьма стабильной благодаря постоянству прозрачности
оптики, что выгодно отличает ее от рефлекторной системы UBV.
Вместе с тем, эта система обладает рядом полезных свойств,
характерных системе UBV. В частности, двухиндексная диаграмма
(U—В)с, В—V вполне пригодна для определения покраснений
рассеянных скоплений как методом сдвига главной
последовательности, так и Q-методом. В этой диаграмме Qv ,bv определяется
уравнением
Qucbv^{Uc—B)-0M(B-V), (80)
Нормальные колор-индексы звезд различных светимостей в
системе UcBV даны в работах Cousins et al. (1961), Cousins, Stoy
(1963), FitzGerald (1970).
Стандартами Кейпской системы служат девять гарвардских
площадок Е на 6= -45° (Cousins, Stoy, 1962; Cousins, 1963b). До сих
пор произведены массовые определения величин и колор-иидексов
в системе UcBV для большинства ярких звезд южного неба. Все
они собраны в каталогах Cousins, Stoy (1963), Cousins et al. (1966)
и Blanco et al. (1968), а также в Центре звездных данных в
Страсбурге.
76

Глава 6
СИСТЕМА UBV
История создания фотометрической системы UBV является
ярким примером, как надо бороться с консервативными идеями и
старыми методами, мешающими прогрессу науки. С сожалением
надо признать, что новые идеи и новые методы, как правило, не
сразу получают всеобщее признание. В качестве примера можно
привести историю системы RGU. Бекер еще в 1938 г. отчетливо
понимал, на каких принципах должен основываться метод
многоцветной фотометрии звезд. Однако предложенная им ревизия основ
звездной фотометрии не встретила понимания. Целых два
десятилетия астрономы продолжали мучиться с устаревшей
«международной» системой. В результате огромное количество исследований,
выполненных за эти годы, сейчас имеют малую ценность. Особенно
жаль, что в этот список попало множество фотоэлектрических
каталогов, которые выполнены с высокой точностью, но в
несовершенных фотометрических системах.
В качестве другого примера полезно вспомнить горький опыт
определения спектрофотометрических градиентов. Несколько
десятилетий целые коллективы астрономов вкладывали огромный труд,
определяя относительные и абсолютные градиенты, стараясь таким
путем получить температуры звезд. Достойно удивления, что столь
долго не было понято, что несравненно более точно температуру
можно получить с помощью легко измеряемых фотоэлектрических
колор-индексов в длинноволновой части спектра. Увлечение
градиентами было столь большим, что многие исследователи вовсе
забыли о необходимости более детального исследования кривых
энергии звезд.
Возвращаясь к многоцветной фотометрии, вспомним еще одно
заблуждение фотометристов. Почему-то долгое время они не
хотели понять, что связи между величинами и колор-индексами,
измеренными в разных фотометрических системах, могут быть
нелинейными. Признавалась лишь линейная зависимость разности величин
от температурного колор-индекса, продиктованная абсолютно
черными телами. Однако давно было известно, что распределение
энергии реальных звезд значительно отличается от распределения
энергии абсолютно черных тел, особенно в районе бальмеровского
скачка. Работами Barbier, Chalonge, Divan и других были
измерены высота и положение бальмеровского скачка, исследована его
зависимость от температуры и светимости, однако лишь немногие
понимали, что бальмеровский скачок искажает линейную связь ве-
77

личин. А между тем это было прекрасно видно на двухиндексных
диаграммах, приведенных в работах Opik, Livlander (1925), Becker
(1938, 1942), Gunther (1950a).
6.1. ИСТОРИЯ СИСТЕМЫ UBV
Как часто бывает, все эти наболевшие проблемы лучше видны
со стороны. Таким новым взглядом обладал молодой сотрудник
обсерватории Макдональд (США) Гарольд Джонсон, с именем
которого связано дальнейшее развитие звездной фотометрии.
В 1950 г. Джонсон вместе с пионерами многоцветной
фотометрии звезд Стеббинсом и Уитфордом опубликовали результаты
фотометрии звезд NPS и трех SA, выполненной в 1947—1949 гг.
с целью фотоэлектрической реализации международной
фотографической и фотовизуальной системы. Параллельно аналогичную
работу проводил Eggen (1950, 1951) в NPS, в ряде ближайших
рассеянных скоплений и среди близких к Солнцу звезд. Сравнивая
фотоэлектрические индексы Р—V общих звезд разных авторов,
Johnson (1952a, 1955) пришел к выводу, что их связи, как правило,
являются нелинейными и многозначными и причиной этого
является неодинаковое включение излучения в области бальмеровского
скачка в кривые реакции синих величин. Этот вывод даже для
Джонсона казался на первый взгляд неправдоподобным. Чтобы
убедиться в своем предположении, Джонсон провел наблюдения
ряда звезд в нескольких синих системах, у которых отличалась
ультрафиолетовая граница кривой реакции. В результате был
сделан правильный вывод — необходимо ввести фильтр, полностью
исключающий из кривой реакции бальмеровский скачок короче
А, 3800. Вместе с тем полезно вспомнить, что Becker (1946)
несколькими годами раньше также ввел синюю величину с Х0 = 4240А
с исключенным ультрафиолетом, используя тот же самый фильтр
GG 13.
Результатом была трехцветная фотометрическая система UBV,
в которой ультрафиолетовая величина U была реализована с
фильтром Corning 9863, синяя величина В —с фильтрами Schott GG 13
и Corning 5030 и зеленая величина V — с желтым фильтром
Corning 3384. Система реализована ,с сурьмяно-цезиевым
фотоумножителем RCA 1P21.
Наблюдения в новой системе были начаты зимой 1950—1951 гг.
на 13- и 82-дюймовых рефлекторах обсерватории Макдональд.
Элементами оптической системы и фотометра были: 1) алюминирован-
ные главное и кассегреновское зеркала телескопа, 2) светофильтры,
3) линза Фабри, изготовленная из кварца и флуорита, склеенная
бальзамом, 4) фотоумножитель 1Р21 без охлаждения. При
определении кривых реакции пропускание фильтров и спектральная
чувствительность фотоумножителя были измерены на двойном моно-
хроматоре обсерватории Уошбурн при комнатной температуре.
В результате перемножения кривых пропускания фильтров и кри-
78

вой чувствительности фотоумножителя были получены кривые
реакции фотометра, приведенные в работе Johnson, Morgan (1951).
Они же повторно опубликованы в другой работе Johnson (1955).
Возможная селективность отражения света алюминированных
зеркал не учитывалась. Пропускание кварцево-флуоритовой линзы
также принималось неселектитаным.
Ко второму сезону наблюдений летом 1951 г. в оптической
системе фотометра вместо склеенной бальзамом линзы Фабри была
поставлена монолитная линза из кристаллического кварца. Кроме
того, было введено охлаждение фотоумножителя сухим льдом. Эти
изменения повлекли за собой изменение кривых реакции
оригинальной системы. Однако летние наблюдения, сделанные с
охлаждаемым умножителем, были редуцированы в раннюю систему,
полученную с неохлаждаемым умножителем (Johnson, 1962b). Таким
образом, изменения, введенные во время летних наблюдений,
должны были мало отразиться на окончательных результатах
фотометрии UBV.
Итак, в самом начале введения системы UBV были допущены
недочеты. Так как кривые реакции фотометра, которые приводит
Джонсон, являются произведением кривых пропускания
светофильтров с кривой чувствительности фотоумножителя, измеренных
в комнатной температуре, то эти кривые реакции не соответствуют
ни зимней, ни летней системе UBV. Ведь во время зимних
наблюдений 1950-—1951 гг. температура фотометра была значительно ниже
комнатной, а чувствительность умножителя и пропускание
светофильтров зависит от температуры. Кроме того, не учитывалось
селективное пропускание линзы Фабри, склеенной бальзамом,
пропускание которого в ультрафиолете падает с уменьшением К.
Кривые реакции, приведенные Джонсоном, также не соответствуют и
летним наблюдениям 1951 г., ибо после введения охлаждения
сухим льдом кривая чувствительности катода стала еще более
отличаться от кривой при комнатной температуре. Однако в
ультрафиолете дело поправилось после устранения склеенной бальзамом
линзы Фабри, а температура неохлажденных светофильтров
приблизилась к комнатной температуре.
Обработка наблюдений производилась по следующей схеме. Во-
первых, определялись колор-индексы и величины звезд в
инструментальной системе, редуцируемые за атмосферу по формулам:
Cb-v = С B-v — (a.Bv+у bvCb-v)X, (81)
m°v = mv — (av+.YvCu-v)^, (82)
С и-в = Си-в — аивХ, (83)
в которых принято, что для колор-индекса Сц-в коэффициент экс-
тинкции не зависит от цветовой температуры звезды (как увидим
далее, это неправильно). Для колор-индеюсов CB-v и величин ту
эта зависимость считается линейной. Коэффициенты экстинкции
определялись по наблюдениям шести стандартных звезд (10 Lac,
79

■Л Hya, HR 875, HR 8832, a Ari и р Спс) в разных зенитных
расстояниях.
Как ультрафиолетовый фильтр Corning 9863, так и синий фильтр
Corning 5030, пропускают красное излучение в районе X 7000 («red
leak»). Johnson, Morgan (1953) отмечают, что влияние
пропускания ультрафиолетового фильтра в красной части спектра было
учтено, и колор-индексы получили соответствующие поправки,
достигающие 0т.25 для наиболее красной звезды. Пропускание синего
фильтра в красной части спектра не учитывалось, но его величина
примерно на порядок меньше.
Нуль-пункт величин V был перенесен из старой международной
системы с помощью девяти звезд NPS. Так как система V не имеет
цветового уравнения относительно системы IPv из работы Stebbins,
Whitford, Johnson (1950), то оказалось возможным просто
перенести величины упомянутых звезд из одной системы в другую. Эти
девять звезд NPS послужили первичным стандартом величин и по
ним были определены величины V ранее упомянутых шести
стандартных звезд, служивших для определения коэффициентов экс-
тинкции. Эти звезды потом были дополнены еще четырьмя звездами
и создали сеть десяти первичных стандартов вокруг всего неба.
Пять из них являются ранними звездами спектральных классов от
09 до А1, а остальные пять — звездами спектрального класса К.
Эти десять звезд в дальнейшем использовались для определения
звездных величин V других звезд, а также для определения
коэффициентов экстинкции.
Нуль-пункт системы колор-индексов В—V и U—В был
определен как среднее значение инструментальных колор-индексов CB-v
и Си-в шести звезд спектрального класса АО V, которые имели
t/BF-измерения (HR 3314, у UMa, 109 Vir, a CrB, у Oph и а Lyr).
Таким образом, в системе UBV колор-индексы
В—V=U—В = 0
для звезд спектрального класса АО V.
ШЗУ-наблюдения отдельных звезд северного неба, а также трех
рассеянных скоплений (Pleiades, M36, NGC 2362) вместе с
описанием системы опубликованы в работе Johnson, Morgan (1953).
Наблюдения затем продолжались в обсерваториях Макдональд и Ло-
велл. В результате был опубликован список наиболее точных
данных UBV для 108 звезд (Johnson, Harris, 1954), основанный на
многочисленных наблюдениях с 1950 до 1954 г. Звезды, входящие
в этот список, были рекомендованы для использования в качестве
фотометрических стандартов системы UBV. Более обширный список
стандартных звезд системы UBV, ее описание и рекомендации по
ее осуществлению даны в статье Johnson (1955). К первичным
стандартам относятся также £/В1/-иаблюдения в скоплениях Hyades и
Coma Berenices (Johnson, Knuckles, 1955), Praesepe (Johnson,
1952b) и 1С 4665 (Johnson, 1954).
Система UBV, благодаря строгому определению, а также
точности и обилию стандартов, почти сразу же получила всеобщее л
80

широкое распространение. В системе UBV исследовано огромное
количество рассеянных и шаровых скоплений, ассоциаций,
звездных площадок и отдельных звезд. До 1970 г. было опубликовано
около шестисот работ, приводящих фотоэлектрические измерения
в системе UBV. Они перечислены в каталоге Шарова, Якимовой
(1970). Каталог Blanco et al. (1968) включает данные UBV для
20700 звезд, опубликованных до января 1967 г. Продолжение
каталога составил Mermilliod (1973, 1974) в Центре звездных данных
:в Страсбурге. Mermilliod, Nicolet (1976) составили общий каталог
UBV, содержащий 73000 измерений для 53000 звезд. Большие
каталоги данных UBV для ярких звезд, примерно до 6т,
опубликованы в работе Johnson et al. (1966), а для южного неба — в работах
Cousins, Stoy (1963) и Cousins et al. (1966). Сводный каталог звезд,
измеренных ъ системе UBV до 1968 г., опубликовали Jaschek et al.
(1972).
6.2. КРИТИКА РЕДУКЦИИ КОЛОР-ИНДЕКСОВ U—В
ЗА АТМОСФЕРУ
Как уже упоминалось выше, колор-индексы U—В были
редуцированы за атмосферу с коэффициентом экстинкции, не зависящим
от распределения энергии в спектре. Однако такой шаг может
быть оправдан лишь для узкополосных фотометрических систем.
В широкополосных системах типа системы UBV наблюдаются
значительные вариации коэффициента атмосферной экстинкции от
температуры звезды, ее светимости и от величины межзвездного
покраснения, причем для колор-индексов U—В эта зависимость особо
сложная.
Наиболее полно проблема ошибочности процедуры выноса за
атмосферу колор-индексов U—В была раскрыта в работе Azusienis,
Straizys (1966a).
Условие постоянства коэффициента экстинкции колор-индексов
U—В было принято не как следствие из наблюдений, а как
предмет определения (Johnson, 1963). Это условие уменьшает точность
наблюдаемых колор-индексов U—В. Легко показать, что этим
постулируется отсутствие уравнений цвета между системами CV-b,
полученными по наблюдениям в разных зенитных расстояниях, так
как все звезды с различными колор-индексами редуцируются за
атмосферу л о параллельным линиям Буге. На рис. 18 схематически
показана редукция за атмосферу Си-в двух звезд, наблюдаемых
при Х=1.5 и имеющих различные коэффициенты экстинкции. При
правильном выносе за атмосферу мы должны получить заатмос-
ферные С и-в обеих звезд в точках пересечения жирных линий с
вертикальной осью Х = 0. При уменьшении X разница Сг_в обеих звезд
уменьшается, и м.ы лолучаем уравнение цвета между Си-в при Х =
= 1.5 и при Х = 0. Если же вынести обе звезды за атмосферу с
постоянным наклоном линии Буге, который пусть совпадает с
истинным ее наклоном для звезды 7, то в таком случае «заатмосферный»
колор-индекс звезды 2 будет слишком большим — он будет отли-
6 В. Страйжис
81

Звезда 1
чаться от истинного на величину Д, показанную на рис. 18.
Разница колор-индексов обеих звезд будет та же самая как при Х=\.5,
так и при Х = 0, иными словами уравнение цвета между невьшесен-
ными и вынесенными колор-индексами Си-в будет отсутствовать.
При таком методе редукции за атмосферу система
колор-индексов С и-в оставалась бы единой, если бы все звезды наблюдались
при одном и том же зенитном расстоянии. Однако поскольку
звезды наблюдаются при
разных X, то пересечение
линий Буге с осью Х = 0 при
постоянном а будет
происходить в разных местах
и приводить к несколько
различным значениям «за-
атмосферного» Си-в-
Покажем это на примере.
Пусть мы наблюдаем
звезду 2 при Х=2 (рис. 18).
В этом случае
пересечение ее линии Буге с осью
Х = 0 при том же самом
наклоне а звезды /
произойдет в другой точке, и
разность «заатмосфер-
ных» С и-в звезд 1 и 2
будет увеличена еще на ДА
по сравнению с
разного
стью С и-в i которая по-
I
sec z
Рис. 18. График, показывающий ошибки
вынесения за атмосферу колор-иидексов звезд
при неучете зависимости наклона линий
Буге от спектрального класса
лучилась при выносе
колор-индексов обеих звезд
с Х=\.Ъ. Величины ошибок Д и АД могут достигать ±0.06 и ±0.02
соответственно.
Итак, приходим к выводу, что методика выноса за атмосферу
колор-индексов Си-в, примененная Джонсоном, приводит «
непостоянству цветовой системы индексов и к ее зависимости от
зенитного расстояния. «Заатмосферные» колор-индексы Си-в десяти
стандартных звезд были получены осреднением их «заатмосфер-
ных» индексов, полученных в течение ряда ночей. Эти индексы
в среднем представляют цветовую систему, соответствующую тому
значению X, при котором они чаще всего наблюдались. По всей
вероятности, при получении «заатмосферных» значений С и-в
стандартных звезд Джонсон наблюдал их между Х= 1 и Х—2. Таким
образом, принятые им Су-яили нормированные U—В стандартных
звезд в среднем соответствуют цветовой системе при Х—1.5.
Однако сами стандартные звезды имеют различные спектральные клас-
82

сы и различные коэффициенты экстинкции а. В связи с этим
цветовая система U—В даже для стандартных звезд не является единой.
Поскольку цветовая система U—В зависит от зенитного
расстояния, то возможно систематическое изменение системы в
зависимости от склонения б для южных звезд, которые ие поднимаются
высоко над горизонтом. Johnson (1963) отмечает, что
опубликованные им наблюдения южных звезд содержат приблизительную
компенсацию этой ошибки. Вместе с тем, в опубликованных значениях
U—В могут быть систематические эффекты, зависящие от прямого
восхождения а, так как часть стандартных звезд наблюдалась лишь
в зимней системе, а часть — лишь в летней системе.
Итак, приходится констатировать, что из-за досадного просчета
система колор-индексов U—В не является единой и постоянной, а
зависит от условий наблюдения. Все другие наблюдения U—В,
привязанные к такой плохо определенной системе стандартов, также
должны содержать неопределенность, которая м^^_достихать
От.ОЗ—0т.05. В результате колор-индексы 17—6, измеренные с
точностью ±0.01, в процессе неправильной редукции теряют свою
высокую точность.
6.3. КРИВЫЕ РЕАКЦИИ СИСТЕМЫ UBV
Из изложенного следует, что система UBV в принципе не
может иметь единых кривых реакции, так как система величин U
зависит от зенитного расстояния, атмосферных условий и высоты
обсерватории над уровнем моря. С другой стороны, кривые реакции
системы необходимы в вычислениях таких параметров системы,
как отношения колор-эксцессов или отношения полного
поглощения к селективному, а также для исследования их зависимости от
спектрального класса и светимости звезд, для вычисления колор-
индексов абсолютно черных тел, связей с другими
фотометрическими системами и т. д. Поэтому необходимо пытаться получить
хотя бы какие-то средние или приближенные кривые реакции.
Попытки уточнения кривых реакции проводили Schmidt (1957),
Melbourne (1960), Arp (1961), Шаров (1962), Matthews, Sandage,
(1963), Johnson (1965a) и другие. Однако во всех случаях
учитывались не все факторы, влияющие на пропускание оптики или на
реакцию фотоумножителя. Последняя и наиболее полная попытка
уточнить кривые реакции системы UBV была предпринята в
работах Azusienis, Straizys (1966a, b). За исходные кривые реакции
были приняты кривые из работ Johnson, Morgan (1951) и Johnson
(1955). Затем были учтены следующие факторы:
1) селективность отражения света двумя алюмипированиыми
зеркалами о ультрафиолете,
2) селективность пропускания склеенной бальзамом линзы
Фабри в ультрафиолете,
3) изменение пропускания всех светофильтров с температурой,
4) изменение чувствительности фотоумножителя с
температурой,
83

Таблица 7
А, А
<S>U -P
Фа ■ Р
Фв
ФГ
1, А
Фи- -Р
Фа -Р
Фв
Фу
3050
100
160
200
250
300
350
400
450
500
550
600
€50
700
750
800
850
900
950
4000
50
100
150
200
250
300
350
400
450
500
550
600
650
700
750
800
850
900
950
5000
50
100
150
200
5)
0.000
0.009
0.028
0.071
0.127
0.208
0.307
0.415
0.524
0.632
0.740
0.840
0.929
0.995
0.990
0.830
0.613
0.406
0.212
0.090
0.033
0.014
0.000
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
■—
—
—
—
—.
—
—
—.
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
0.000
0.006
0.023
0.045
0.106
0.254
0.492
0.752
0.881
0.923
0.955
0.977
0.990
1.000
1.000
0.997
0.984
0.958
0.916
0.871
0.820
0.775
0.723
0.672
0.617
0.569
0.511
0.457
0.402
0.347
0.299
0.244
0.199
пропускание
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
0.000
0.006
0.030
0.060
0.134
0.302
0.567
0.841
0.959
0.983
0.996
1.000
0.996
0.987
0.974
0.957
0.931
0.897
0.849
0.800
0.748
0.698
0.648
0.597
0.545
0.497
0.447
0.397
0.345
0.297
0.252
0.207
0.166
ультра
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
0.000
0.030
0.084
0.163
0.301
0.458
0.630
0.780
0.895
0.967
5250
300
350
400
450
500
550
600
650
700
750
800
850
900
950
6000
50
100
150
200
250
300
350
400
450
500
550
600
650
700
750
800
850
900
950
7000
50
100
150
200
250
300
350
400
фиолетового
—
—
—
—
—
—.
—
—
—
—
—
—
.._
—
—.
—
—
—
—.
—
—
—
—
—
—
—
—
0.000
(0.002)
(0.006)
(0.012)
(0.020)
(0.028)
(0.035)
(0.039)
(0.040)
(0.037)
(0.033)
(0.029)
(0.024)
(0.017)
(0.011)
(0.006)
(0.000)
0.154
0.113
0.084
0.051
0.029
0.010
0.000
—.
--
—
—
—
—
—
—
—
—
—.
—
—
—
—
—
—.
—
—
—
—
—.
—.
—
—
—
—
—
—
—
—.
0.00000
0.00007
0.00014
0.00018
0.00015
0.00000
и синего фил
0.129
0.095
0.069
0.043
0.024
0.009
0.000
—
—
—
—
—
—
—
—.
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
—.
—
—
—
0.00000
0.00005
0.000 М
0.00014
0.00011
0.00000
0.997
1.000
0.988
0.958
0.919
0.877
0.819
0.765
0.711
0.667
0.602
0.545
0.488
0.434
0.386
0.331
0.289
0.250
0.214
0.181
0.151
0.120
0.093
0.069
0.051
0.036
0.027
0.021
0.018
0.016
0.014
0.012
0.011
0.010
0.009
0.008
0.007
0.006
0.005
0.004
0.003
0.002
0.001
0.000
ьтров в крас
ной области.
Если желательно получить совпадение наблюденных индексов
и индексов, вычисленных с использованием кривых реакции,
необходимо выносить вычисленные индексы Сц-в за атмосферу, точно
повторяя методику Джонсона, т. е. с постоянным коэффициентом
экстинкции. Однако проще заранее умножить кривые реакции ц>иЩ,
и фВ(Я,) на кривую прозрачности атмосферы при зенитном расстоя-

нии, чаще всего встречавшемся в практических наблюдениях
Джонсона. После этого вынос вычисленных колор-индексов за атмосферу
становится ненужным. Полученные таким способом Сц-в будут
отличаться от вынесенных колор-индексов лишь на константу,
которая затем исключается в процессе нормирования.
В результате полученные кривые реакции величин U, В и V,
согласно работам Azusienis, Straizys (1966b, 1969a), приводятся в
табл. 7 и на рис. 19.
Итак, колор-нндексы Си-в и колор-эксцессы Еи-в следует
вычислять с кривыми реакции ц>иЩ и срв(Х), умноженными на кривую
100
-
;
i
иР
/
1 1
в вр
ГЧ \ J
1 ' 1
V
1 X, |
1 1
S-__ i
3000 4000 5000 6000 7000 А А
Рис. 19. Уточненные кривые реакции системы UBV
прозрачности атмосферы, наилучшим образом соответствующую
условиям при практических наблюдениях стандартных звезд, а ко-
лор-индексы Св-v и колор-эксцессы EB-v—с заатмосферными
кривыми фв(Я) и cpv(M- Пропускание ультрафиолетового фильтра в
красной части спектра не надо учитывать в расчетах, поскольку
его влияние исключено из наблюденных значений U—В
стандартных звезд. Пропускание синего фильтра в красной части спектра
должно быть принято в расчетах, однако его влияние проявляется
лишь для самых красных звезд и абсолютно черных тел с Г<2000 К
(Azusienis, Straizys, 1967b).
Средние длины волн Ко для кривых реакции срс-р, срв-р, фв и фу
получаются равными соответственно 3640, 4445, 4415 и 5505 А.

6.4. СРАВНЕНИЕ ВЫЧИСЛЕННЫХ
И НАБЛЮДЕННЫХ КОЛОР-ИНДЕКСОВ СИСТЕМЫ UBV
Имея кривую реакции (р(А), можно теоретически вычислить ко-
лор-мндексы звезд, для которых известны распределения энергии
1(Х) по формулам:
U—В =-2.о log V/пч.. /14,,/iwi +Ки-в,
В— V= -2.5 log
;ia)fB(k)p(x)d'K
J/(X)«p„(X)<rt
+ /Св-v-
(84)
(85)
Вычисленные таким образом колор-индексы U—В и В—К
неоднократно сравнивались с наблюденными по мере увеличения числа
звезд с известными кривыми энергии. Azusienis, Straizys (1966b)
использовали для этого 40 звезд различных спектральных классов
и классов светимости. Kavaliauskaite et al. (1971) для этой цели
использовали уже 350 звезд. Позднее к этим звездам было
добавлено еще несколько сотен звезд. Все кривые реакции в последних
работах имеют абсолютную калибровку, основанную на кривой
J-B
0.5
1.0
ь
1.5
\
-
_
-
i
i ' '
••
\
" V\u '
••
1* •
i i
«А -
1 , ,
•
. 1
I Г I "' I 1 ' 1 IT
-
-
•
''Ак..
'•^ЯаХ-
• *•* .
. • ••:• •
•*. * -
1 i i > i 1 i i 1 Л.*
-1.0
■0.5
0.0 U-B 0.5
Рис. 20. Сравнение наблюденных колор-индексов V—В с вычисленными по кри-
* вым энергии индексами Си-в
86

энергии модели Беги из работы Mihalas (1966) для logg = 4 и
в«, = 0.525, вычисленную с учетом бланкетирования водородными
линиями. В кривых распределения энергии всех звезд учтено
блокирование линиями и полосами, W которых превышает 0.5 А. На рис.
20 и 21 показаны связи вычисленных и наблюденных индексов
^ i i | I i i . | : . 1 . |
•V.
**-.
*.
ч
'«SV
~\.
ъ*.
'X
' '
"Ч1
-
-
'
', , 1 i , , , I 1 , I I , I
i i i i
•7.^..
• уп
> . t i
1 .
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
\. -
0.0 0.5 1.0 1.5 B-V
Рис. 21. Сравнение наблюденных колор-индексов В—V с вычисленными по
кривым энергии индексами Cb-v
U—В и В—V. Поскольку точки доказывают симметричное
рассеяние вокруг линии 45°, приходится констатировать, что кривые
реакции величин, приведенные в табл. 7, хорошо представляют среднюю
систему UBV. Связь вычисленных и наблюденных индексов
выражается следующими формулами:
B-V = CB_V + 0.71, (86)
U-B = Cu-B-\.33.
Константы нормирования колор-индексов, естественно, отличаются
при использовании в вычислениях кривых энергии звезд с
различной абсолютной калибровкой. К счастью, различия абсолютной
калибровки мало влияют на вычисляемые параметры.
Кривые реакции, приведенные в табл. 7, для вычисления колор-
индексов U—В и В—V также применяли многие авторы. Cousins,
87

Jones (1974, 1976), Sapar, Maliuto (1974), Hayes (1975) отмечают
хорошую точность этих кривых.
Matthews, Sandage (1963) предложили несколько иной метод
вычисления колор-нндексов U—В. Они обнаружили, что Си-в,
вычисленные по кривым реакции (fu и срв Джонсона после умножения
на кривую пропускания земной атмосферы р(л), имеют линейную
связь с наблюденными U—В. Эта линейная формула затем может
быть применена для трансформации в шкалу U—В вычисленных
Си-в любых источников энергии. Однако формула редукции
выведена на основании кривых распределения энергии лишь семи
звезд и без учета блокирования линиями. Эта формула не
действительна для звезд позднее Солнца, для покрасневших звезд, а
также для звезд с разными пекулярностями в спектре.
Matsushima, Hall (1969) повторила определение уравнения
связи между Си-в при Х—\ и наблюденными U—В, используя 42
звезды спектральных классов В—А из работы Wolff et al. (1968) и
учитывая блокирование водородными линиями по моделям Mihalas
(1966). Полученное уравнение мало отличается от уравнения
Matthews, Sandage (1963).
6.5. МЕЖЗВЕЗДНЫЕ ЭКСТИНКЦИИ
И КОЛОР-ЭКСЦЕССЫ
Для гетерохромных величин межзвездная экстинкция света,
выраженная в звездных величинах, определяется по формуле
^m=-2.51ogJ r/(),)9m(^ . (87)
где I(X)—кривая энергии звезды, срт(А.)—кривая реакции
величин т, тх(Х)—пропускание света х единицами межзвездного
вещества. Итак, экстинкция зависит от кривой распределения
энергии звезды, т. е. для звезд разных спектральных классов
межзвездная экстинкция различна при прохождении света через одно и то же
облако межзвездной пыли. Кроме того, зависимость Ат от х в
случае гетерохромных величин перестает быть линейной. Чем шире
кривая реакции величин, тем больше меняется Ат с /(Я) и тем
больше отклоняется зависимость Ат(х) от линейности.
Экстинкцию в полосах системы UBV для звезд разных типов
вычисляли многие авторы. Наиболее полно зависимость экстинкции
от спектрального класса и светимости исследована в работе Azu-
sienis, Straizys (1966с). Зависимость AUv, AB и Av от нормального
колор-индек-ca (В—V)0 для 49 звезд — представителей разных
спектральных классов и светимостей показана на рис. 22. При
вычислении экстинкции использованы кривые энергии /(л) из работы
Straizys, Sviderskiene (1972a), кривые реакции величин UBV из
работы Azusienis, Straizys (1969a) и кривая пропускания света для
88

единичного количества (х=1) межзвездного вещества из работы
Sudzius (1974с) для созвездий Цефея—Персея—Единорога.
Зависимость Av от (В—V)o почти линейна и до В—V=1.0 не
зависит от классов светимости:
Av= 1.036-0.019 (В—V)Q.
(88)
Экстипкция Лп также может быть выражена линейной
зависимостью вплоть до (В—V)o=1.3:
ЛВ=1.337-0.047(В—V)0.
(89)
1.35
Ав
i.ao
1.25
-•
...
о
• •
V
г
'о
- с»
1
Т Г
° -8,
Sf
• '
т
X
•
X
ох • •••*
° V.
1 -
о -
0.0
0.5
1.0
1.5 B-V
1.05
Av
1.00 -
• &о «о
• ° .8 х%
О v.
• •• х
0.0
0.5
1.0
1.5 B-V
Рис. 22. Зависимость вычисленных экстинкций Ли, А в и Av от индексов В— V
для единичного количества (х=1) межзвездного вещества. Заполненные
кружки— V класс, крестики—III класс и пустые кружки—I класс светимости.
Сплошная линия — абсолютно черные тела
89

Формулы (88) и (89) совершенно не пригодны для звезд
спектрального класса М. Экстинкция Аир зависит от (В— V)Q более
сложно—изги-б в районе (В—У)0 = 0 вызывается влиянием бальмеров-
окого скачка. Звезды разных светимостей образуют отдельные
последовательности, особенно среди звезд A—F и М. На том же рис. 22
показаны экстинкции Аир для абсолютно черных тел.
Зависимость А от количества межзвездного вещества х до х=4
является параболической:
AUp = a\x+blx2,
AB = a2x+b2x2,
Av = a3x+b3x2,
где коэффициенты а и Ъ несколько зависят от 1{К). Для звезды ВО V
они равны: а, = 1.57, а2=1.36, а3=1.04, 6, = —0.002, Ь2=-0.005,
Ь3= -0.003. Для звезды М2 I: а, = 1.54, а2=1.26, а3=1.00, Ьг=-
-0.001, Ь2=-0.005 « Ь3=-0.004.
Разности экстинкции дают колор-эксцессы звезд:
Еи-в = Аир-
Eb-v=Ab-
-Авр,
-Av,
о.зи
Е
и-в
0.25
0.20
—-
"
■- i "
•
• • х
о о
1
-| " -"- '—г
•
х<*
*6
* о——"—"
о
1 1
1
О »х »
„ ОХ • ., *
^ к
X
1
о
-
0.0
0.5
1.0
1.5
B-V
bB-V
0.30
0.25
•
т-
• • о
•
1
о' •
о
1
1
•
о х»
° X
о
1,.
•
X
X
о
1
X
О *ХХ •
1
о
0.0
0.5
1.0
1.5
B-V
Рис. 23. Зависимость вычисленных колор-эксцессов Еи-в и Ев-v от В—V для
единичного количества (*=1) межзвездного вещества. Обозначения — как и на
рис. 22
90

coc4lococo^coc^ooc>) — ^о^юсс^сооооооооо^^соооююсос^
NNN^NSSNOOWOiiOiOiOOlOiOiOsNOia^OOqoOOqaiOOOqO^OlNNNCDcpN
ооо'ооооо'ооооо — о о о —< о" о о о о" ~ — ~ —^ ~~ — ooooooooooooooo~~^w'00"000"
ююtoooooo^^~мc^)^ФФoocчcъr^lO~^r^r^coco^^юoo^^cN
оооооооооооооооооооооооооооооооооооооооооооооооооо
с^ со ^ оо
^^^^^ЮЮ1ЛСОСС=Х5Ю10 10СОСО^--00
ооо'оооооооооо'оооооооооооооо'оо'ооооооооооооооооооооооооо
COCDh-h-h-OOiniOlOiOlO
ррррррррррр
OOCOaiOOh-tO-^ — ОСО^ОСОСОЮ-^^О—- О 00 00 —< OlOySO^^NCSNOONNifi^lNCncOONtNOOOC^OCOCOOifl^N
ОО00СХ)СЬ~ЮГ^С^^СЪГО^СХ>Г<-Г^С0^О1ЛС^~СЧ|^~00^-С ------- --- - — ■ -- — --- - -
t^-h-COCOCDh-h-h-OOc — — -«•
w. -. -_,.-. _. -._- - - )^с^с^а1оэс>счосъсъ<с>сосоооч^о^гог^оою1гэсог^сосо
jMOioioioioiOiONNwcjffioioqoqqooiscowoistptototosNismciooo'-'NssNS
ООООООООООООООООО—'OOOOOU-
«ооооооооооооооо^~—<—-ооооо
as
oocor^^o^io^cbt^~r^a>c^roc^c>)r^ai^coco<^^oico^^^r^
OOOOOOlOlOlWMOONNSNSNlOOiO^NNStDCOlClOlOiOiOSOiOOSNOOOoOlOlOOOOStDlOiOlrti'OlOlOlffiOi
COcOCOCOCOC^C^C^CNC^C^C>lC4CS^C4C^C^C>lC^t>JC^C4C^C^C^MW
o'ooooooooo'ooooooo'ooooo'ooooooooo'ooooo'oooooooooooo'oooooo
01СЧ~~ — — О1ГО^^ЮС0ССГ^^Г^О00~е^^10ЮиЭГ^0000Г^Г^С0Ю^'0ЮС0
™C^C4C^C^C^C401C^C^C4C^CNC^t>lC4C4C4C^Cs)C^C^C^C^
гЧгЧгЧгЧгЧг^гЧг^ог^оог^ооо'оо'оооооооооооо'оо^^"^^
o'ooooooooooo'oo
co««oo—«^ююооо! — rtMirtirtN^cowoiq^cqioioiocqoto^sM
оto'ooooooo'ooo—«—I—i—<—«—' ooo'o^ — ~~ — ~~--<--<'—iooooo"oooooo*o«—I.—I.—I.—!*•—«'oo'oo'o
I I I I III
>
>>>>>>>
>->->'>'>->-^>^>^>^>'='^^^^^^^— ^^^^н^С!^"^ га та я та гах2Хз^^-^-^^-
'f-O:
ffl2
nin»oiooiDOu5onws222ISinoinMCIMminS223!22L''»ooioM<NoifteoO«inM<Nm£Jm,n^UQ

Продолжение табл. 8
Звезда
(B-V)o'
EU-B
_(х=1>
Е В—V
1а
0.48
0.90
0.70
0.29
0.36
0.09
0.17
0.18
0.29
0.56
0.15
0.07
0.03
0.10
0.34
0.234
0.244
0.245
0.225
0.222
0.228
0.233
0.239
■0.234
0.251
0.230
0.232
0.235
0.239
0.235
0.297
0.286
0.283
0.310
0.312
0.307
0.303
0.296
0.300
0.284
0.305
0.301
0.298
0.295
0.300
0.964
0.927
0.920
1.007
1.012
0.996
0.984
0.961
0.974
0.924
0.990
0.979
0.968
0.958
0.973
0.770
0.834
0.844
0.709
0.697
0.727
0.750
0.791
0.762
0.865
0.739
0.755
0.773
0.794
0.766
0.062
0.070
0.070
0.046
0.045
0.050
0.054
0.055
0.057
0.060
0.048
0.049
0.050
0.054
0.059
0.790
0.856
0.865
0.725
0.713
0.744
0.768
0.809
0.781
0.884
0.755
0.772
0.789
0.811
0.785
HD 140283
HD 122563
М92 No. П—39
HZ 44
HZ 21
L 1573—31
L 1363—3
R 640
L 745—46А
vMaa 2
HZ 14
W 1346
40 Eri В
LB 1240
L 870—2
* В столбце (В—V)0 даются нормальные индексы конкретных звезд, кривые
энергии которых представляют данный спектральный класс. В связи с этим они
отличаются от средних (В—V)0, данных в табл. 11. То же самое касается
(В— У)о в табл. 9.
которые приведены в табл. 8 и показаны на рис. 23. Вопрос о том,
как изменяются EV-B и EB-v со спектральным классом, таким
образом, не является самостоятельным, а зависит от изменений
соответствующих экстинкций А. Так как Ав в зависимости от (В—V)0
-изменяется быстрее, чем Av, то в результате Ав—Av=EB-v
уменьшается при переходе к более поздним звездам. В случае же Аир
и АВр .происходит противоположное: так как экстинкция второй
величины АВр меняется в зависимости от (В—У)0 быстрее, то в
результате EV-B в общем увеличивается с ростом (В—V)0.
Исключение составляют лишь В-звезды, для которых £г/-в уменьшается
при увеличении (В—V)0 из-за влияния углубляющегося бальме-
ровского скачка.
По формулам (88) и (89) легко получить связь EB_V с (В—V)0
71Л Я X == I *
£B_v=0.301-0.028(5—V)0, (90)
которая действительна до В—V~\.
При учете колор-эксцессов звезд различных спектральных
классов в звездных скоплениях и ассоциациях важно иметь формулу,
связывающую колор-эксцесс ранних звезд О—В с колор-эксцес-
сами звезд других спектральных классов. Schmidt-Kaler (1961c)
ввел отношение
F*
т1 =
-в- v
(91)
связь которого с (В—V)0 может быть выражена следующим
уравнением:
92
T! = 0.98-0.065(S-V)o-0.03(S-V)o.
(92)

Это уравнение, однако, не действительно для карликов, позднее
КЗ V, и для М-звезд всех светимостей. Зависимость г\ от EB-v
совершенно незначительна даже при больших межзвездных
покраснениях.
Значения т^ для закона Цефея—Персея—Единорога (Sudzius,
1974с) даны в табл. 8. Для закона Лебедя значения ti почти не
отличаются.
6.6. ЛИНИИ ПОКРАСНЕНИЯ В ДИАГРАММЕ U—B, B—V.
ТЕОРИЯ
Прибавляя к нормальным колор-индексам вычисленные колор-
эксцессы, получаем колор-индексы покрасневших звезд:
U-B=(U-B)0 + Eu-.B,
B-V=(B—V)0 + EB-V.
Если в диаграмме U—В, В—V соединить между собой точки одной
н той же звезды при разных количествах межзвездного вещества х,
то получим линию покраснения. В случае монохроматических
величин линии покраснения являются прямыми. В случае
гетерохромных величин Еи-в и EB^V не являются линейными функциями х и
поэтому линии покраснения отклоняются от прямых. Кроме того,
наклон линий покраснения становится функцией 1(к). В результате
появления межзвездной экстинкции каждая звезда движется
направо п вниз по своей индивидуальной линии покраснения,
вследствие чего происходит деформация их первоначального распределения
в диаграмме U—В, В—V (Straizys, 1963a, f).
При сравнительно небольших 'покраснениях (EB-v<\) линии
покраснения хорошо выражаются параболами типа
гЕв-v + sEl-y, (93)
где коэффициенты г и s зависят от спектрального класса звезды.
Однако в действительности линии покраснения являются более
сложными кривыми — при больших х начинает чувствоваться
необходимость учета третьего положительного члена.
Коэффициенты г и s, вычисленные для закона Цефея—Персея—
Единорога (Sudzius, 1974c) до х=4 для 49 звезд разных
спектральных классов и светимостей и 20 звезд с разными пекулярностямн
в спектрах'приводятся в табл. 8 (Straizys et al., 1976). Зависимость
Еи-в/Ев-v от (В—V)0 при х=\ показана на рис. 24. Вариации Е/Е
для разных спектральных классов и светимостей находятся в
качественном согласии с более ранними результатами (Azusienis,
Straizys, 1966с). Белые карлики типов DO, DB и DC имеют тенденцию
лежать_бЛ'ИЗКо к линии абсолютно черных тел, в то время как белые
карлики тгшов DA и DF образуют отдельную последовательность,
выгнутую в .противоположную сторону по сравнению с иормальны-
93

ми А-звездами. Звезды Am и Ар, а также субкарлики лежат близко
к нормальным звездам светимостей V—III. Гигант II популяции
HD 122563 лежит у линии абсолютно черных тел ,и значительно
ниже линии нормальных гигантов с тем же (В—V)0.
Для закона Лебедя (Sudzius, 1974c) отношения Eu-BIEB^V для
всех звезд больше на 0.06—0.07.
1.2
1.0 -
0.8 -
1
V
Ill
1
о DO,DB,DC,DG
о DA.DF
о sd
° MDG
a Am,Ар
xGl.cl.
в с
с
в «^2
\^^оХ*
°_^^ / /
W^f>7 /
- <*> В5\_^*Ао /
А2 Ги
i
1 1 1
М2
/
/
/
/
К2^Г Г "
*'■ \
//КЗ к
/' />
// ^-н / '
//>^М0 /хЗООО
Жко /^' м5
K°/G5 /^ /
/ X ' '
/У GO635 6У/*000 '
/Р р/ /
GOyV vX 1
// /эООО ^
/уХ^ХМ5+М15 Мб
А^<с/ М92
О
/™
/
1 1 1
0.0
0.5
1.0
1.5
B-V
Рис. 24. Наклоны линий покраснения в диаграмме U—В, В—V в зависимости от
В—V для звезд различных светимостей и пекулярностей — белых карликов,
субкарликов, гигантов с дефицитом металлов, металлических и пекулярных звезд
и шаровых скоплений. Сплошная жирная линия — абсолютно черные тела разных
температур
Пропускание фильтра U в красной области спектра оказывает
весьма сильное влияние на экстинкцин Аир и при больших
количествах межзвездного вещества уменьшение Лир может быть столь
большим, что оно становится меньше АВр. В результате Еи-в
становится отрицательным. На рис. 25 (Azusienis, Straizys, 1966c)
показаны линии покраснения звезд трех спектральных классов с уче-
94

том и без учета пропускания ультрафиолетового фильтра в красной
части спектра. Для ранних звезд О—В линии 'покраснения с учетом
пропускания в красной области при малых EB-v почти не
отличаются от линий покраснения без учета этого пропускания,
показанных на том же рисунке. Однако при больших £b-v начинает
сказываться влияние красной части кривой реакции и увеличение Еь--В
Рис. 25. Линии покраснения звезд четырех спектральных классов: сплошные
линии— без учета пропускания фильтра U в красной части спектра, прерывистые
линии — с учетом упомянутого пропускания
с ростом EB-V замедляется. В результате линия покраснения
сначала выпрямляется, а затем загибается вверх. Для собственно
красных звезд этот процесс начинается раньше и уже -при EB-V = 0.6
эксцесс Ец_в звезды К5 III перестает увеличиваться и начинает
уменьшаться. Итак, при наличии пропускания фильтра U в красной
области линии покраснения имеют очень сложную форму. В этом
случае теряет смысл даже такой общепринятый термин, как
«наклон линии шокраснения» — есть смысл говорить лишь о наклоне
начальной части линии покраснения.
Если наблюдатель по какой-либо причине примет слишком
малые поправки на красное пропускание AU, то линия покраснения
при больших EB-v будет недоисправлена. В результате при малых
95

Ев-v она будет загибаться вниз (из-за эффекта ширины полос
реакции), затем станет прямой и при больших £B-v начнет
загибаться вверх (из-за недостаточной поправки MJ). Если все точки
такой линии покраснения будут сопоставлены методом .наименьших
квадратов, кривизна линии покраснения может быть вовсе не
обнаружена. Эти примеры ясно (показывают, насколько важно
избавиться от влияния паразитного пропускания в фильтрах, используемых
для звездной фотометрии.
Наклоны линий покраснения в диаграмме U—В, В—V также
вычисляли Blanco (1956), Rozis-Saulgeot (1956), Schmidt (1957),
Schmidt-Kaler (1961c), Seitter (1962), Straizvs (1963a, f; 1965a),
Golay (1963), Wildey (1963), Azusienis, Straizys (1964a), Craw
ford, Mandwewala (1976). Результаты многих из этих работ
являются устаревшими, так как в них использовались кривые
распределения энергии, кривые реакции и законы межзвездной экстинк-
ции недостаточной точности.
6.7. ЛИНИИ ПОКРАСНЕНИЯ
В ДИАГРАММЕ U—В, B—V.
ПРАКТИЧЕСКИЕ ОПРЕДЕЛЕНИЯ
Много внимания уделялось практическому определению наклона
линий покраснения в диаграмме U—В, В—V на основе
фотоэлектрических наблюдений звезд с различным покраснением. Johnson,
Morgan (1953, 1955) и Morgan et al. (1953) считали, что линия
покраснения: — прямая. Они определили, что EV_BIEB-V = 0.72 во всем
Млечном Пути за исключением района Лебедя, где получено
значение...0.81. Позднее Rozis-Saulgeot (1956) теоретически показала,
что линия покраснения должна иметь вид параболы. Это было
подтверждено в работе Hiltner, Johnson (1956), которые получили
следующее уравнение линии покраснения О-звезд:
£(7_в/£в_г=0.72 + 0.05£в_у (94)
Как оказалось впоследствии, это уравнение очень близко к истине
и представляет почти весь Млечный Путь, за исключением Лебедя,
где наклон линий покраснения несомненно увеличен.
Зависимость наклона линий покраснения от спектрального
класса среди В-звезд по данным наблюдений обнаружил Lindholm
(1957). В дальнейшем эта зависимость уточнялась в ряде работ —
Mawridis (1958), Serkowski (1963), Azusienis et al. (1966), FitzGe-
rald (1970). Практические определения дают значительно более
глубокий минимум Eu-b/Eb-v У класса АО V, чем данные
теоретических вычислений. Это несоответствие объясняется неточностями
спектральной классификации звезд В8-А (см. Azusienis et al., 1966).
Для более поздних звезд наклоны линий покраснения из
наблюдений определяли: Schmidt-Kaler (1961c), Fernie (1963), Nikolov
(1964, 1965, 1967, 1968), Parsons (1970) для сверхгигантов и
цефеид, Racine (1968) для гигантов К—М з R-ассоцпациях, Василез-
96

ский (1968, 1969) для звезд G8—КО III в скоплениях, Мандель
(1969) для лирид в минимуме блеска. Наклоны линий покрасненля
для сверхгигантов в упомянутых работах получаются сильно
завышенными по сравнению с теоретическими данными, причиной чему
может быть тот факт, что колор-иидексы И—В покрасневших
сверхгигантов F—G очень чувствительны к неправильной методике их
редукции за атмосферу и поэтому содержат большие ошибки
(подробнее на с. 129). В то же время наблюденные наклоны линий
покраснения поздних гигантов очень хорошо согласуются с
теоретическими данными.
Заслуживает отдельной дискуссии кривизна "линий покраснения
в диаграмме U—В, В—V. Теоретические расчеты совершенно
определенно дают значения коэффициентов кривизны s в формуле (93)
от 0.05 для О-звезд до 0.09 для гигантов М5—Мб. Кривизна,
полученная из наблюдений в работе Hiltner, Johnson (1956) для О-звезд,
точно совпадает с теоретическим результатом. В то же время Wam-
pler (1961, 1962, 1964) отрицает наличие кривизны линий
покраснения, объясняя наблюдаемые искривления этих линий результатом
наложения прямых линий с разными наклонами, соответствующих
разным галактическим долготам. Все же его доводы нельзя считать
убедительными, так как дисперсия точек как вокруг прямых (s =
= 0), так и вокруг кривых (s = 0.05) линии покраснения имеет почти
одинаковый порядок. Иными словами, рассеяние точек иа линии
покраснения достаточно большое и поэтому при существующей
точности из наблюдений нельзя понять, какое значение s лучше
соответствует истине. Поэтому во всех случаях следует
пользоваться значениями кривизны s, даваемыми теоретическими расчетами,
которые не могут быть ошибочными.
6.8. ЗАВИСИМОСТЬ НАКЛОНА ЛИНИЙ ПОКРАСНЕНИЯ
ОТ ГАЛАКТИЧЕСКОЙ ДОЛГОТЫ
Выше уже отмечалось, что наклон линий покраснения в
созвездии Лебедя превышает наклон в других галактических долготах.
Возникает вопрос — насколько Е/Е постоянно в остальном
Млечном Пути и является ли район Лебедя единственным исключением.
Этот вопрос непосредственно связан с постоянством пли
изменчивостью закона межзвездной экстинкции.
Зависимость Еи-в/Ев-v от галактической долготы исследовали
Wampler (1961), Serkowski (1963), Straizys (1965a), Bogdanovic,
Straizys (1966), Ромашин (1974b). В своем исследовании
Bogdanovic, Straizys (1966) использовали 249 О-звезд, наблюденных
в 1951—1954 гг. в обсерваториях Макдональда и Ловелла по единой
методике. Звезды разделены по галактической долготе на десять
районов. Получено, что коэффициенты г в формуле (93), т. е.
наклоны линий покраснения, возрастают с приближением к долготе
Лебедя. Если исключить точку Лебедя, то в остальных районах
значения г находятся в пределах 0.69—0.74 (при s = 0.05). Близкий
к Лебедю максимум наблюдается в Кассиопее.
7 В. Страйжис 97

Причиной увеличения Ev~b/Eb-v в Лебеде является то,_ что
закон межзвездной экстинкцин здесь показывает меньший излом
у А, 4350, чем в других областях, т. е. меньше отличается от закона
Я.-1. Как было отмечено на с. 24, найдены и другие области
(Кассиопея, Плеяды, ассоциация Ага ОВ 1 и др.) с аналогичными
особенностями закона экстинкцин.
6.9. ОТНОШЕНИЕ R
В системе UBV отношение R выражается формулой
Д =
-B-V
(95)
Определения R из наблюдений до начала 1977 года собраны и
готовятся к печати (Straizys, 1977b). Путем численного
интегрирования кривых энергии звезд разных типов, кривых реакции
величин и кривых пропускания
r | 1 -} 1 света межзвездным
веществом можно получить
детальную картину зависимости R
от спектрального класса,
светимости и колор-эксцесса
звезды.
Такие вычисления R
проводили Blanco (1956),
Schmidt (1957), Blanco, Len-
non (1961), Schmidt-Kaler
(1961c), Straizys (1963a, d,
e), Seitter (1962), Golay
(1963), Azusienis, Straizys
(1967a, 1969a), Honeycutt
(1972b), Olson (1975),
Straizys et al. (1976), Crawford,
Mandwewala (1976). Все
авторы, как правило,
пользовались различными
функциями /(л), ф(л) и х(Х),
поэтому их результаты трудно
сравнивать. Результаты Blanco (1956), Schmidt (1957), Straizys
(1963а, d, e), Azusienis, Straizys (1967a, 1969a), Olson (1975),
Straizys et al. (1976) и Crawford, Mandwewala (1976) хорошо
согласуются между собой, и некоторые расхождения могут быть
объяснены различием подынтегральных функций. В то же время
результаты Schmidt-Kaler (1961c), Golay (1963) и Blanco, Lennon (1961)
не удалось повторить никаким подбором функций (Azusienis,
Straizys, 1967а).
На рис. 26 показаны изменения R от £B_v для звезд разных
спектральных классов, вычисленные для закона Цефея—Персея—
Рис. 26. Зависимость отношения экстинкцин
к колор-эксцессу R от Ea~v для
сверхгигантов разных спектральных классов.
Прерывистые линии соединяют точки при
одинаковой массе межзвездного вещества
98

Таблица 9

Звезда
0 V
ВЗ V
В5 V
В8 V
АО V
Л5 V
FO V
F5 V
GO V
G5 V
КО V
КЗ V
К5 V
К7 V
МО V
М2 V
М4 V
М5 V
А5 III
FO III
G5 III
G8 III
КО III
К2 III
КЗ III
(fl-V)o*
-0.32
-0.19
-0.16
-0.09
0.00
0.13
0.31
0.43
0.59
0.64
0.81
0.97
1.16
1.36
1.39
1.52
1.54
1.72
0.16
0.30
0.86
0.93
1.00
1.16
1.32
R>
3.293
3.304
3.288
3.317
3.361
3.387
3.395
3.354
3.447
3.467
3.528
3.566
3.510
3.576
3.572
3.585
3.586
3.797
3.361
3.409
3.557
3.590
3.628
3.697
3.739
Q
0.0232
0.0178
0.0199
0.0280
0.0192
0.0229
0.0301
0.0406
0.0391
0.0321
0.0352
0.0246
0.0219
0.0161
0.0274
0.0364
0.0491
0.0573
0.0228
0.0337
0.0330
0.0384
0.0324
0.0332
0.0324

Звезда
K5 III
МО III
М.2 III
M3 III
M4 III
M5 III
Мб III
G5 IV
G8 IV
КО IV
BO la
В5 lab
В8 la
Л2 la
FO lab
F5 lb
F8 lb
GO lb
G2 lb
G5 lb
G8 lb
K2 lb
КЗ lb
M2 lab
(fl-V)o*
1.52
1.56
1.58
1.67
1.62
1.6
1.49
0.72
0.86
0.94
-0.24
-0.08'
-0.02
0.05
0.19
0.37
0.57
0.71
0.86
1.00
1.31
1.44
1.61
1.84
Ro
3.826
3.827
3.840
3.807
3.819
3.600
3.323
3.513
3.538
3.603
3.273
3.285
3.280
3.311
3.368
3.427
3.489
3.555
3.612
3.689
3.788
3.861
3.812
4.008
Q
0.0161
0.0199
0.0307
0.0344
0.0385
0.0700
0.0614
0.0350
0.0452
0.0347
0.0198
0.0222
0.0289
0.0246
0.0263
0.0315
0.0346
0.0366
0.0435
0.0385
0.0355
0.0267
0.0358
0.0251
Единорога (Sudzius, 1974c) с небольшим изменением нуль-пункта.
До х = 4, т. е. EB-V=1.2 для О-звезд, зависимость R от EB_V
прямолинейна:
R = R0 + qEB^v, (96)
но с разными наклонами для разных спектральных классов.
Значения Ro и q для нормального закона межзвездной экстинкцип
даются в табл. 9. Значения R для ранних типов звезд с малым
покраснением получаются около 3.3, что близко к нормальному значению
R, определенному из наблюдений.
В реальности встречаются разные значения R0, начиная с
нормального значения, чуть больше 3, до аномальных значений
порядка 5—6 в районах ионизованного водорода вокруг горячих звезд
(напр., вокруг звезд Трапеции Ориона). При увеличении
абсолютного значения R0 одновременно возрастает 4г амплитуда вариации
R в зависимости от спектрального класса и от покраснения (Azu-
sienis, Straizys, 1967a). Зависимость R от колор-эксцесса
значительно меньше, чем от спектрального класса. В результате в
первом приближении зависимостью R от EB-v можно пренебречь.
Пусть значение R для ранних звезд в данной области равно 4.0.
Тогда значения R для каждого спектрального класса могут быть
определены умножением R0, данных в табл. 9, на множитель R/R0 =
= 4.0/3.3=1.21.
99

6.10. НОРМАЛЬНЫЕ КОЛОР-ИНДЕКСЫ (С/—В)о
И (В—V)0 И ПАРАМЕТРЫ QUBV
Для определения нормальных (не подвергнутых межзвездному
покраснению) колор-индексов звезд существует ряд методов.
1). Звезды, расположенные в пространстве близко к Солнцу (до
расстояний 50—100 пс), могут считаться непокрасневши'ми, и осред-
нённые их индексы являются нормальными для данного
спектрального класса. Этот метод, однако, следует применять с
предосторожностью, так как в некоторых направлениях, например, в сторону
темных облаков Змееносца—Орла, межзвездное покраснение
начинается уже с расстояний 30—40 л с. Для некоторых типов звезд
(напр., для сверхгигантов) этот метод не применим, так как
вблизи Солнца они не встречаются.
2). При наличии набора звезд одного спектрального класса
можно предполагать, что наиболее синие из них будут иметь
нормальные колор-индексы. Чтобы уменьшить риск принятия
покрасневших звезд за непокрасневшие, обычно строится график колор-
иидекс—спектральный класс и по наиболее сипим точкам
проводится огибающая линия. Этот метод, однако, обладает малой
точностью, так как линия нормальных индексов может быть легко
проведена как в сторону их увеличения (если наиболее синие
звезды все же несколько покрасневшие) или же в сторону уменьшения
(проведение синей огибающей не учитывает возможной
натуральной дисперсии индексов вокруг среднего нормального значения).
3). Нормальные колор-индексы звезд некоторых типов (напр.,
сверхгигантов), входящих в звездные скопления, ассоциации,
двойные звезды, могут быть оценены после учета колор-эксцессов,
определенных по соседним звездам других типов.
4). Johnson (1964, 1966а) для определения нормальных колор-
нидексов применяет следующий метод. Из-за различия наклонов
линий покраснения в разных областях неба на диаграмме U—В,
В—V звезды одного спектрального класса с различными
покраснениями занимают веерообразную площадь. Вершина этого веера
принимается за нормальное положение звезд данного
спектрального класса.
5). В нескольких работах (Копылов, 1958; Serkowski, 1963)
использовался метод Флоря (1949), основанный на зависимости ко-
лор-индекса от расстояния звезд. На графике С, г звезд одного
опектралыгого класса можно провести прямую, которая пересечет
ось г~0 у нормального колор-нндекса.
Эти и другие методы применялись рядом авторов для
определения нормальных колор-индексов U—В и В—V звезд всех
спектральных классов и светимостей. Рассмотрим отдельные группы
звезд.

6.10.1. Звезды главной последовательности позднее А5 V
Таких звезд достаточно много среди ярких и близких к Солнцу
звезд и для определения их нормальных индексов, как правило,
применяется метод 1, т. е. простое осреднение колор-индексов звезд,
которые могут считаться непокрасневшими. Нормальные
колор-индексы этих звезд определяли Johnson, Morgan (1933), Mendoza
(1956), Evans et al. (1957), Паренаго (1958), Bouigue (1959), Bou-
lon (1963), Cousins, Stoy (1963), Johnson (1964, 1966a), Schmidt-
Kaler (1965), Gottlieb, Upson (1969), FitzGerald (1970), Cowley
et al. (1970), Gliese (1971), Зайцева, Комаров (1973). Результаты
всех авторов довольно хорошо согласуются и поэтому можно
считать, что нормальные колор-индексы звезд А5—М5 V определены
надежно. В табл. 11 и 12 приводятся колор-иидексы (В—V)0 и
(U—В)о, полученные усреднением результатов ряда авторов.
6.10.2. Гиганты G5—Мб
Среди близких к Солнцу звезд поздние гиганты встречаются
также в достаточном количестве и их нормальные колор-индексы
обычно получаются простым осреднением для данного
спектрального класса. Нормальные индексы поздних гигантов определяли
Johnson, Morgan (1953), Evans et al. (1957), Паренаго (1958),
Bouigue (1959), Boulon (1963), Cousins, Stoy (1963), Blanco (1964,
1965), Johnson (1964, 1966a), Mendoza, Johnson (1965), Schmidt-
Kaler (1965), Gottlieb, Upson (1969), Lee (1970), FitzGerald (1970),
Зайцева, Комаров (1973), Schild (1973a). В табл. 11—12
приводятся индексы (В—V)0 и (£/—В)0, полученные усреднением
результатов 1964—1973 гг.
6.10.3. Звезды ранних спектральных классов
светимостей V—III
Для определения нормальных колор-индексов звезд этих типов
использовались все перечисленные методы, так как среди них
встречаются объекты с самым различным межзвездным покраснением.
Вместе с тем среди В-звезд и А-звезд ранних подклассов можно
найти яркие и близкие к Солнцу звезды, почти не подвергнутые
межзвездному покраснению. Такими к моменту основания системы
считались шесть звезд спектрального класса АО V, которые
послужили стандартными при определении нуль-пункта колор-индексов.
Однако впоследствии оказалось, что некоторые из этих звезд все
же имеют небольшие колор-эксцессы (Schmidt-Kaler, 1958;
Копылов, 1958; Serkowski, 1963). В результате определение нуль-пункта
колор-индексов потеряло прежнее значение, так как звезды АО V
имеют нормальный индекс (В—V)0=— 0.02.
101

В районе описываемых спектральных классов нормальные
индексы определяли: Johnson, Morgan (1953), Morgan et al. (1953),
Morgan, Harris (1956), Mendoza (1956), Evans et al. (1957),
Johnson (1958, 1964, 1965a, 1966a), Копылов (1958), Mawridis (1958),
Schmidt-Kaler (1958, 1965), Cousins, Stoy (1963), Boulon (1963),
Serkowski (1963), Azusienis et al. (1966), Gottlieb, Upson (1969),
FitzGerald (1970), Cowley et al. (1970), Heintze (1973), Зайцева,
Комаров (1973), Wiemer (1974).
В табл. 11 —12 приводятся средние значения колор-ипдексов,
причем при усреднении основное внимание обращалось па более
поздние работы.
6.10.4. Субгиганты
Нормальные колор-индексы субгигантов, т. е. звезд IV класса
светимости, определяли: Evans et al. (1957), Bouigue (1959),
Cousins, Stoy (1963), Boulon (1963), Gottlieb, Upson (1969), Cowley
et al. (1970), FitzGerald (1970), Зайцева, Комаров (1973). Колор-
индексы звезд О—В—Л субгигаптов практически совпадают с
индексами V и III классов. Колор-индексы (В—V)0 для звезд G—К
IV у разных авторов значительно расходятся (до 0.1), поэтому
значения, приводимые в табл. И, неуверенные (отмеченные
двоеточиями). Колор-индексы (U—В)0 звезд определены по сглаженным
данным Cowley et al. (1970) и FitzGerald (1970). Для более поздних
субгигантов использованы лишь данные последней работы.
6.10.5. Сверхгиганты
Все сверхгиганты находятся на далеких расстояниях от Солнца
и поэтому подвергнуты межзвездному покраснению. В связи с этим
определять нормальные колор-индексы этих звезд наиболее
трудно. Для этой цели чаще всего используются сверхгиганты,
находящиеся в скоплениях и ассоциациях, а также входящие в двойные
звезды (метод 3 на с. 100). Кроме того, учитываются колор-эксцес-
сы одиночных сверхгигантов, оцениваемые по окружающим
звездам поля, а также по величине поляризации света.
Ряд возможностей для определения нормальных колор-индексов
сверхгигантов открывают цефеиды. Во время цикла переменности
каждая из них покрывает значительный интервал спектральных
классов. Если известны спектральные классы цефеиды в разных
фазах, а также ее колор-эксцесс, становится возможным
определить связь нормального колор-индекса со спектральным классом
в процессе всего цикла переменности. При этом необходимо
учитывать изменения колор-эксцесса во время цикла переменности из-за
влияния эффекта ширины полос. Кроме того, линию нормальных
цветов сверхгигантов в диаграмме U—В, В—V можно получить
простым сдвигом вдоль линий покраснения узких петель отдельных
цефеид. Для этого вообще не нужны колор-эксцессы и
спектральные классы.
102

Таблица 10
Список работ по определению нормальных колор-индексов (U—В)о
и (В—V)0 сверхгигантов
Работа

Интервал

спектральных
классов
Работа

Интервал

спектральных
классов
Johnson (1958)
Агр (1958а)
Mawridis (1958)
Sharpless (1958)
Копылов (1958)
Westerlund (1959)
Feinstein (1959)
Feinstein (I960)
Kraft (1960a)
Kraft (1960b)
Kraft (1961)
Kraft, Hiltner (1961)
Schmidt-Kaler (1961a)
Schmidt-Kaler (1961b)
Feast (1963)
Voigt (1963)
Fernie (1963)
Serkowski (1963)
Boulon (1963)
Wildey (1964)
Johnson (1964)
Johnson (1965a)
Schmidt-Kaler (1965)
05—F5
ВО—М2
09—АО
M
ВО—А5
0—G2
A1-K5
A3—K5
11
FO-KO
F5—G8
F5—G8
F5—M2
FO—K7
F0-K5
ВО—В9
0 -M6
FO—M2
0—B8
05—M3
0—M
0—M5
08--A2
05—M3
Ннколов (1965)
Johnson (1966a)
Azusienis et al. (1966)
Николов (1966)
Ннколов (1967)
Johnson (1967b)
Gottlieb, Upson (1969) .
Макаренко (1969)
Lee (1970)
FitzGerald (1970)
Царевскнй, Якимова
(1970)
Николов, Иванов (1970)
Parsons (1971)
Якимова, Швецов (1972)
Schmidt (1972)
Николов, Иванов (1973)
Николов, Иванов (1974а)
Nikolov, Ivanov (1974b)
Wiemer (1974)
Isserstedt (1975)
Yakimova et al. (1975)
Isserstedt (1977)
F5-
09-
O-
F4-
F4-
mg
09-
F-
MO-
05-
F2-
F4-
F3-
FO-
FO-
FO-
FO-
FO-
0-
0-
FO-
0-
-G8
-A2
-A2
-КО
-КО
Мб
-ко
-К
-М5
-М4
--К1
-G7
-G3
-МО
-К1
-КО
-КО
-КО
-В9
-G5
-КО
-F
Все до сих пор опубликованные работы по определению колор-
индексов (U—В)0 и (В—V)o сверхгигантов приводятся в табл. 10.
Нормальные колор-индексы (В—V)0 сверхгигантов классов
светимости от II до 1а, от самых горячих до FO, a (U—В)о — до АО,
наиболее точно установлены в работах Schmidt-Kaler (1961a, b,
1965) и FitzGerald (1970). Однако вызывает сомнение
необходимость разделения сверхгигантов на классы lb, lab и la. Поэтому
в табл. 11 —12 приводятся сглаженные данные упомянутых авторов
лишь для светимостей II и I.
Для сверхгигантов светимости lb позднее F0 колор-индексы
(В—V)0 наиболее надежно определены в работах Schmidt-Kaler
(1965), Царевского, Якимовой (1970), Parsons (1971) и Якимовой,
Швецова (1972). В табл. 11 приводятся результаты этих работ
после усреднения. Для сверхгигантов класса М приведены данные
Lee (1970).
Колор-индексы (U—В)0 сверхгигантов F0—К5, приведенные
в табл. 12, получены следующим путем: 1) из каталога Buscombe
(1974) выбраны 53 сверхгиганта постоянного блеска с Eb-v^0.2,
имеющие ШЗУ-фотометрию; 2) по наблюденным В—V и по (В—V)0
из табл. 11 вычислены их EE-v', 3) вычислены Еи-в умножением
Ев-v на наклоны линий покраснения Еи-в/Ев-v из табл. 8; 4) по-
103

лучены нормальные индексы (U—B)0 = U—B — Ev-B; 5) точки этих
сверхгигантов поля нанесены на диаграмму (U—В)0, (В—V)0;
6) на эту же диаграмму нанесены точки 22 отбеленных
сверхгигантов— членов рассеянных скоплений, для которых известны
Eb-v; 7) через все точки на диаграмме U—В, В—V проведена
плавная линия сверхгигантов; 8) нормальные (U—В)0 для разных
классов МК отсчитаны от этой линии у соответствующих (В—V)0. Для
сверхгигантов класса М приводятся (U—B)0 no Lee (1970).
Для сверхгигантов F—G—К светимости II индексы (В—V)0
даны по Schmidt-Kaler (1965), a (U—В)0 — по осредненным данным
Schmidt-Kaler (1965) и FitzGerald (1970). Это наименее точно
известные нормальные индексы системы UBV.
В заключение обзора о нормальных колор-индексах отметим,
что приведенные в табл. 11—12 данные могут быть использованы
для определения колор-эксцессов лишь ориентировочно, так как
спектральный класс и класс светимости являются лишь грубой
дискретной мерой температуры и абсолютной величины. В
действительности наблюдается плавный переход от одного спектрального
класса к другому и от одной светимости к другой. Поэтому для
более точного определения нормальных индексов данной звезды
необходимо знать ее температуру и абсолютную величину или
ускорение силы тяжести g.
Нормальные колор-индексы из табл. 11 — 12 и отношения колор-
эксцессов из табл. 8 позволяют вычислить параметры Qubv по
формуле:
QUBV = U~B-^^- (B-V). (97)
Рис. 27. Зависимость параметров Qubv от нормального индекса В—V для звезд
разных спектральных классов и классов светимости
104

Значения этих параметров приведены в табл. 13 и показаны на
рис. 27. Видно, что знание одного лишь параметра Qubv еще
ничего не говорит о спектральном классе звезды или о ее светимости
из-за многозначности ответов. Однако при наличии
дополнительной информации о светимостях звезд параметр Qubv может дать
точную классификацию по температурам в ряде интервалов
спектральных классов.
Таблица II
Нормальные колор-индексы (В—У)о
Sp 1 V
IV
III
II
I
05
Об
07
08
09
ВО
В1
В2
ВЗ
В5
В6
В7
В8
В9
АО
А1
А2
A3
А5
А7
F0
F2
F5
F8
GO
G2
G5
G8
ко
К1
К2
КЗ
К5
К7
МО
Ml
М2
МЗ
М4
М5
Мб
М7
М8
М9
-0.33
-0.32
-0.32
-0.31
-0.31
-0.30
-0.27
-0.25
-0.21
-0.17
-0.15
-0.13
-0.10
-0.07
-0.02
0.02
0.05
0.09
0.15
0.20
0.30
0.36
0.44
0.52
0.58
0.62
0.68
0.75
0.82
0.86
0.91
0.97
1.15
1.35
1.44
1.47
1.49
1.51
1.54
1.58
1.65
1.75
1.85
-0.33
-0.32
-0.32
-0.31
-0.31
-0.30
-0.27
-0.24
-0.20
— 0.17
-0.15
-0.13
-0.10
-0.07
-0.02
0.02
0.06
0.09
0.15
0.20
0.29
0.35
0.43
0.53
0.59
0.63
0.72:
0.83:
0.95:
1.02:
1.08:
-0.33
-0.32
-0.32
-0.31
-0.31
-0.30
-0.27
-0.24
-0.20
-0.16
-0.14
-0.12
-0.10
-0.07
-0.02
0.02
0.04
0.08
0.15
0.20
0.28
0.34
0.43
0.54
"0:65
0.75
0.86
0.94
1.01
1.08
1.16
1.29
1.51
1.56
1.58
1.59
1.60
1.59
1.56
1.55
1.65:
1.90:
2.50:
-0.33
-0.32
-0.32
-0.31
-0.29
-0.28
-0.26
-0.23
-0.20
-0.16
-0.14
-0.12
-0.10
-0.07
-0.02
0.02
0.04
0.07
0.12
0.18
0.25
0.30
0.38
0.58
0.72
0.78
0.90
0.95
1.10
1.21
1.30
1.40
1.54
1.57:
-0.33
-0.32
-0.32
-0 30
-0.27
-0.23
-0.19
-0.16
-0.13
-0.09
-0.07
-0.05
-0.03
-0.01
0.01
0.03
0.05
0.06
0.09
0.13
0.20
0.26
0.39
0.58
0.75
0.90
1.08
1.22
1.35-
1.45
1.50
1.55
1.60
1.64
1.69
1.70
1.71
1.73
1.77
1.80

Таблица 12
Нормальные колор-индексы (U—В)0
Sp
IV
III
lb
la
05
06
07
08
09
ВО
Bl
B2
ВЗ
В5
В6
В7
В8
В9
АО
А1
А2
A3
А5
А7
F0
F2
F5
F8
GO
G2
G5
G8
КО
К1
К2
КЗ
К5
К7
МО
Ml
М2
МЗ
М4
М5
Мб
М7
М8
-1.15
-.1.14
-1.14
-1.14
-1.13
-1.08
-0.95
-0.85
-0.71
-0.57
-0.50
-0.43
-0.33
-0.19
-0.02
0.03
0.06
0.08
0.09
0.09
0.02
0.00
-0.01
0'.02
0.06
0.10
0.20
0.28
0.45
0.54
0.66
0.84
1.12
1.23
1.23
1.21
1.15
1.13
1.17
1.24
1.31
1.40
1.50
-1.15
-1.14
-1.14
-1.14
-1.13
-1.08
-0.96
-0.86
-0.73
-0.58
-0.51
-0.44
-0.34
-0.20
-0.04
0.03
0.06
0.09
0.11
0.10
0.06
0.04
0.02
0.04
0.11
0.14
0.21
0.47:
0.65:
0.95:
-1.15
-1.14
-1.14
-1.13
-1.12
-1.09
-0.97
-0.88
-0.75
-0.59
-0.52
-0.44
-0.34
-0.21 ,
-0.06
0.03
0.07
0.10
0.13
0.12
0.10
0.09
0.09
0.10:
ТГ15:
0.42:
0.63
0.69
0.86
1.03
1.17
1.44
1.80
—
1.88
1.89
1.89
1.85
1.72
1.45
1.00
-1.15
-1.14
-1.14
-1.13
-1.12
-1.09
-0.98
-0.92
-0.84
-0.70
-0.63
-0.56
-0.45
-О.30
-0.15
0.08
0.12
0.15
0.32
0.60
0.80
0.95
1.05
1.35
1.60
1.75
—
1.94
1.96
1.97
1.77
-1.15
-1.14
-1.14
-1.13
-1.12
-1.09
-0.99
-0.93
-0.85
-0.75
-0.69
-0.62
-0.56
-0.43
-0.32
-0.25
-0.19
-0.16
-0.08
0.02
0.16
0.24
0.32
0.41
0.48
0.61
0.88
1.10
1.34
1.55
1.65
1.75
1.86
—
1.93
1.92
1.91
1.89
1.83
1.60
-1.15
-1.14
-1.14
-1.13
-1.12
-1.09
-1.00
-0.95
-0.86
-0.78
-0.73
-0.68
-0.60
-0.57
-0.35
Параметры Qubv
Таблица 13
Sp
IV
ill
lb
la
0
во
Bl
-0.91
-0.86
-0.75
-0.91
-0.86
-0.76
-0.91
-0.87
-0.77
-0.91
-0.92
-0.85
106
-0.91
-0.92
.-0.86

Продолжение табл. 13
Sn
V
IV
III
lb
I
la
B2
B3
B5
B6
B7
B8
B9
Л0
Л1
A2
A3
Л5
A7
FO
F2
F5
F8
GO
G2
G5
G8
КО
Kl
K2
КЗ
K5
K7
MO
Ml
M2
M3
M4
M5
M6
-0.67
-0.56
-0.45
-0.39
-0.34
-0.26
-0.14
-0.01
0.02
0.02
0.01
-0.02
-0.06
-0.21
-0.28
-0.36
-0.40
-0.42
-0.43
-0.39
-0.39
-0.29
-0.25
-0.19
-0.08
0.00
-0.10
-0.20
-0.26
-0.33
-0.36
-0.35
-0.49
—
-0.69
-0.59
-0.46
-0.40
-0.35
-0.27
-0.15
-0.03
0.02
0.02
0.02
0.00
-0.05
-0.16
-0.23
-0.32
-0.39
-0.38
-0.40
-0.43
-0.29
-0.25
-0.05
-0.71
-0.61
-0.48
-0.42
-0.36
-0.27
-0.16
-0.05
0.02
0.04
0.04
0.02
-0.03
-0.11
-0.17
-0.26
-0.34
-0.39
-0.23
-0.14
-0.18
-0.10
-0.03
0.00
0.10
0.17
—
0.16
0.15
0.16
0.14
0.06
-0.04
-0.27
-0.81
-0.76
-0.68
-0.64
-0.58
-0.54
-0.42
-0.33
4
-0.27
-0.22
-0.20
-0.14
-0.07
0.02
0.05
0.03
-0.05
-0.18
-0.22
-0.16
-0.13
-0.07
-0.01
0.00
0.02
0.04
0.01
-0.03
-0.07
-0.10
-0.83
-0.77
-0.72
-0.68
-0.64
-0.58
-0.56
-0.36
6.11. ЛИНИЯ НУЛЕВОГО ВОЗРАСТА (ZAMS)
В ДИАГРАММЕ U—В, B—V
В процессе эволюции главной последовательности в диаграмме
HR ее звезды отклоняются от линии нулевого возраста (ZAMS)
в сторону увеличения абсолютной светимости. Это должно привести
к некоторому изменению распределения энергии в спектрах звезд
и вместе с тем — к изменению их колор-индексов. У большинства
скоплений, содержащих самые ранние звезды спектральных
классов В, А или F, наблюдаемое увеличение светимости обычно не
превышает III класс, поэтому можно ожидать, что изменения
колор-индексов U—В и В—V не должны выходить за пределы их
различия между V и IJI классами. В области В-звезд разности
нормальных колор-индексов U—В и В—V между V и III классами
светимости не превышают 0.02, поэтому при большой крутизне ли-
107

нии В-звезд в диаграмме U—В, В—V нет надежды обнаружить
заметное эволюционное отклонение развитых звезд.
Однако среди звезд А—F эффект светимости на колор-индексы
U—В проявляется существеннее.
Поскольку звезды поля, классифицируемые как звезды V
класса, фактически содержат значительную долю звезд, уже
отклонившихся от ZAMS, то линия главной последовательности в диаграмме
Таблица 14
Линия нулевого возраста в диаграмме U—В, В—V
(B-V)o
(t/-B)„
IB-Vh
iu-в).
(В-Юо
(£/-B)0
-0.10
-0.05
0.00
+ 0.05
+ 0.10
+ 0.15
+ 0.20
-0.325
-0.160
-0.050
+ 0.030
+ 0.065
+ 0.075
+ 0.070
+ 0.25
+ 0.30
+ 0.35
+ 0.40
+ 0.45
+ 0.50
+ 0.55
+ 0.045
+ 0.025
+ 0.005
-0.010
-0.005
+ 0.025
+ 0.065
+ 0.60
+ 0.65
+ 0.70
+ 0.75
+ 0.80
+ 0.85
+ 0.90
+ 0.95
+ 0.120
+ 0.185
+ 0.260
+ 0.340
+0.430
+ 0.525
+ 0.625
+ 0.730
U—В, В—V, образованная вышеопределенными нормальными ко-
лор-индексаМ(И, не является линией ZAMS. Для определения
настоящей линии ZAMS в диаграмме U—В, В—V Straizys, Kavaliau-
skaite (1967) использовали звезды нескольких молодых рассеянных
, 1
\т*
\\
XV4
о \
1
■ 1 '
3.
. • «00 О
• •• _п • О •
1
1 —
".''"Н.
• •
ч
1—
-
>.
\
\
г.
•• •
•\-
0.0 0.2 0.4 0.6 B-V
Рис. 28. Отклонение звезд скопления Гиад от линии нулевого возраста (ZAMS)
в диаграмме U—В, В—V. Кружки — звезды Am
108

скоплений, лежащих на неразвитой главной последовательности и
имеющих небольшое межзвездное покраснение. Полученная линия
нулевого возраста приводится в табл. 14.
Несколько раньше Eggen (1963, 1965) и Eggen, Sandage (1964)
определили линию ZAMS, основываясь на скоплении Гиад, однако
при этом не учли, что
звезды этого скопления
с В — V<0A являются
уже отклонившимися
от линии нулевого
возраста и поэтому их
линия ZAMS ошибочна
(рис. 28). Что это
эффект абсолютной
величины, показывает рис.
29, где отложены
звезды АО—F0 III,
находящиеся ближе 115 пс
и поэтому имеющие
незначительное
межзвездное покраснение.
Сплошная линия —
ZAMS, прерывистая
линия —
последовательность Гиад и
пунктирная линия —
последовательность звезд, Mv
которых на 2™ превышает Mv линию Гиад (Eggen, Sandage, 1964).
По данным работ Eggen, Sandage (1964) и Eggen (1966) можно
заключить, что уменьшению AMV=1 соответствует дефицит
ультрафиолета 6(£/—В) «0.05. Таким образом, положение линии Гиад
хорошо соответствует их абсолютной величине, так как самые
ранние звезды Гиад превышают ZAMS по Mv в среднем на 1т.
В звездной группе Гиад встречаются и более развитые звезды,
отклонившиеся по Mv от ZAMS до 2т и более. В диаграмме U—В,
B—V они лежат ниже ZAMS на 6(U— Я) «0.1 (Eggen, 1970).
и-в
0.0
0.2
I " V"
• \
• ^
•
<
j 1 1 I
-
• г . ^ • .•
• • • • •
•
1 -J- ! Т 1
0.0
0.2
0.4 B-V
Рис. 29. Отклонение звезд А—F III класса
светимости от ZAMS в диаграмме U—В, В—V.
Прерывистая линия — последовательность Гиад,
пунктирная линия — последовательность звезд, Mv
которых на 2Ш превышает Мг линию Гиад
6.12. ЭФФЕКТЫ БЫСТРОГО ОСЕВОГО ВРАЩЕНИЯ ЗВЕЗД
В СИСТЕМЕ UBV
На возможное влияние быстрого вращения звезд на
распределение энергии первым указал Struve (1931). Центробежная сила
деформирует звезду — она становится сплюснутой, поле излучения
становится анизотропным и поток излучения оказывается
зависящим от ориентации оси вращения звезды относительного луча
зрения. Zeipel (1924) показал, что поток излучения с единицы
поверхности звезды прямо пропорционален ускорению силы тяжести, а на
основе закона Стефана—Больцмана — Т* . Таким образом, темпе-
109

ратура полярных районов звезды должна быть выше
экваториальных а условия возбуждения и ионизации атомов должны зависеть
от углового расстояния от -.полюса звезды. Это должно отразиться
как па непрерывных, так « на линейчатых спектрах быстро
вращающихся звезд и проявиться в фотометрически измеряемых их
характеристиках.
Наибольших эффектов вращения следует ожидать для звезд
ранних спектральных классов (О, В, А) светимостей V—III, кото-
200 -
Об 08 09.5 В0.5 В2 В5 В7 В9 AI A3 А7 F2 F4 F6 F8 G2
Рис. 30. Зависимость проекционной скорости вращения ^от спектрального класса
для звезд различных светимостей
рые вращаются с наибольшими скоростями (Боярчук, Копылов,
1964; Bernacca, Perinotto, 1970, 1971; Slettebak, 1970; Uesugi, Fu-
kuda, 1970). Максимальные скорости вращения наблюдаются в
ранних подклассах В-звезд V класса светимости (рис. 30)
—некоторые из них вращаются со скоростями, близкими к критической,
т. е. около 500 км/с у экватора (Slettebak, 1966; Stoeckley, 1968).
Из сверхгигантов большими скоростями вращения обладают лишь
звезды О—В2 I.
Эффекты вращения влияют на все наблюдаемые характеристики
звезд —распределение энергии в непрерывном спектре, высоту
бальмеровского скачка, интенсивность и профили спектральных
линий, спектральную классификацию, абсолютные величины и т. д.
ПО

Поскольку на колор-индексы широкополосных систем ранних звезд
линии оказывают небольшое влияние, сосредоточим основное
внимание на изменения непрерывного спектра со скоростью вращения
v и синусом угла между осью звезды и лучом зрения sin i.
Много исследований (см. обзор в работе Zitkevicius, Straizys,
1972) .посвящено теоретическому расчету характеристик
непрерывных спектров вращающихся звезд. При этом использовались
различные модели строения звезд — модель Роша и гомогенная модель,
а также различный характер вращения — твердотельное или
дифференциальное. Наиболее близким к действительности следует
считать случай модели Роша с дифференциальным законом вращения.
К сожалению, влияние дифференциального вращения на
распределение энергии в спектрах звезд пока достаточно не исследовано,
поэтому приходится проводить расчеты эффектов вращения при
твердотельном вращении.
Пусть имеем невращающуюся звезду класса В1 V с Ге = 22000 К
и logg' = 4. С появлением вращения с критической скоростью Те
и logg" у полюса становятся 24100 К и 4.1, а у экватора— 10000 К
и 2.7. В случае невращающейся звезды В7 V с Те= 12600 К с
появлением критической скорости вращения Те у полюса становится
13800 К, а у экватора — 6200 К. Такие большие различия
температур и ускорений в различных зонах широты звезды позволяют
ожидать, что при различных ориентациях средние их значения для 'всей
звезды будут существенно меняться. Расчеты почти всех авторов
приводят к тому, что при критической скорости вращения средняя
Те звезды уменьшается, т. е. звезда становится краснее при всех
ориентациях. Светимость звезды увеличивается при наблюдении
с полюса л уменьшается — с экватора. В результате главная
последовательность вращающихся звезд на диаграмме цвет—светимость
смещается вверх и в красную сторону. Величина этого смещения
несколько зависит от 'принятого характера вращения и модели
звезды. Для твердотельного вращения модели Роша с критической
скоростью различия болометрической светимости при углах
ориентации t = 0° и 90° имеют порядок 1т.
Исследование влияния скорости вращения и ориентации на
колор-индексы многоцветных систем ;пока может проводиться только
теоретическими вычислениями, так как из наблюдений спектров
звезд получается лишь величина v sin i. Насчитывается лишь очень
мало звезд, для которых известны v и i отдельно.
Maeder, Peytremann (1970) вычислили кривые распределения
энергии в моделях вращающихся звезд масс 5, 2 и 1.4 9/d© и log£ =
= 4, с различными скоростями вращения и различными ориентация-
ми, с учетом бланкет.ирования водородными линиями. Это наиболее
детальные кривые распределения энергии моделей вращающихся
звезд. На основе этих кривых энергии упомянутые авторы, а также
Zitkevicius, Straizys (1972) .вычислили колор-индексы U—В и В— V
вращающихся звезд. На рис. 31 показана диаграмма U—В, В—V,
на которой модели Maeder, Peytremann (1970) обозначены
черными символами. Прямые линии соединяют точки вращающихся звезд
111

и-в
-1.0
-0.5
при наблюдении с полюса и с экватора с точкой невращающеися
звезды той же массы.
В этой же работе Zitkevicius, Straizys (1972) использовали и
другой метод расчета колор-индексов вращающихся В-звезд.
Вращающаяся звезда может быть представлена в виде сплюснутого
сфероида вращения с
различными Те и logg в разных зонах
широты. Если известен вклад
каждой зоны в общее
излучение звезды при данной угловой
скорости со и ориентации i, то
общее излучение
вращающейся звезды может быть
получено суммированием излучения
отдельных зон. Распределение
ускорений по поверхности
вращающейся с критической
скоростью звезды (со = 1.0)
получено по данным Collins (1966).
Температуры вычислены по
4
формуле Ге~ V g- Каждой
зоне звезды (шириной по 5°)
согласно полученным Те и log g
присвоен определенный колор-
индекс. Затем индексы осредне-
ны с весами согласно вносу
каждой зоны при данной
ориентации i. Этим методом
.вычислены колор-индексы U—В
и В—V для В-звезд четырех
температур (25200,18700,14400
и 12000 К) при наблюдении
звезды с экватора и с полюса.
Эти звезды на том же рис. 31
обозначены светлыми
символами.
Результаты расчетов
обоими методами хорошо
согласуются между собой, насколько
можно судить по сравнению
близких моделей — 5 9#@ (1-й
метод) и Те= 18700 К (2-й ме-
0.0
j i_
-1 I L.
-0.2
0.0
0.2 B-V
Рис. 31. Эффект ориентации оси
вращения звезды на ее положение в
диаграмме U—В, В—V при критической
скорости вращения. Заполненные
кружки — модели Maeder, Peytre-
mann (1970), пустые кружки —
модели 2itkevicius, Straizys (1972); / —
нулевое вращение, 2 — критическое
вращение при наблюдении с полюса,
3 — с экватора
тод). Амплитуда изменения ко-
лор-индекса В—V вращающихся звезд увеличивается с
уменьшением температуры. Разность В—V невращающеися звезды (со = 0)
и звезды с критической скоростью вращения (со = 1) при
наблюдении с экватора (i = 90°) достигает максимальной величины
в А-звездах — 0.14. Колор-индекс U—В меняется больше всего
112

в В-звездах — до 0.13. Результаты других авторов, вычислявших
U—В и B—V (Collins, 1966; Roxburgh, Strittmatter, 1965; Hardorp,
Strittmatter, 1968; Faulkner et al., 1968; Maeder, Pcytremann, 1970)
качественно согласуются с вышеописанной картиной.
На основе наблюдений эффекты вращения в диаграмме U—В,
В—V исследовал Maeder (1971a, 1975). Он нашел, что быстро
вращающиеся звезды спектральных классов В1—В5 V лежат правее
главной последовательности до 0.04 по В—V. Это ле согласуется
с теорией, которая предсказывает сдвиг быстрых ротаторов вдоль
главной последовательности на диаграмме О—В, В—V.
Наблюдаемый эффект приписывается влиянию расширения атмосферы
быстро вращающихся звезд.
Вследствие зависимости всех спектральных характеристик звезд
от скорости вращения и ориентации нормальные колор-индексы
звезд данного спектрального класса следует рассматривать как
нечто"статистическое, образованное осреднением индексов звезд,
обладающих разными скоростями вращения и всевозможными ори-
ентациями осей вращения. Причем вращением искажены как
аргументы (спектральные классы), так и функции (колор-индексы).
6.13. ЭФФЕКТ БЛАНКЕТИРОВАНИЯ В ДИАГРАММЕ
U—В, B—V И ПОЛОЖЕНИЕ СУБКАРЛИКОВ, ГИГАНТОВ
С ДЕФИЦИТОМ МЕТАЛЛОВ И МЕТАЛЛИЧЕСКИХ ЗВЕЗД
Бланкетированием называется влияние линий поглощения на
распределение энергии в спектре звезды. Как показано в работах
Sandage, Eggen (1959), Smak (I960) и Wildey et al. (1962), линии
поглощения металлов изменяют распределение энергии в спектре
звезды в основном двумя способами:
1). Эффект блокирования («blocking»). Линии поглощения
задерживают часть излучения звезды. Изменение звездной величины,
обусловленное этим эффектом, равно
\7(X)<p(A)dX
Ат'= -2.5 log ,.„-;' . '„ ,.,„, , (97)
& j/(A) ер (А) [1 — с (t-)]dh ' v '
где е(^)—коэффициент блокирования — доля энергии,
поглощенная линиями для данного интервала длин волн. Иногда е(>.)
выражается звездными величинами:
Am=-2.51og (1-е). (98)
2). Ретротермический эффект («back-warming»). Задержанная
линиями энергия перензлучается и повышает эффективную
температуру континуума. Вследствие этого эффекта звездная величина
изменяется на
Am^.siog},;;^;^,, (99)
8 В. Страйжис 113

где 1\ (Я) —распределение энергии в континууме звезды с лилиями
и /2(л)—то же при отсутствии линий. Если обозначить
соответствующие этим распределениям энергии эффективные температуры
через (Ге), и (Те)2, то
(Ге)? = (1-г!)(Ге)1,
(100)
где г\— интегральный коэффициент блокирования — вычисляется
по формуле
"e(X)/,(X)dX
л=Ь__ . (Ш1)
|'/,(Х)Л
АГЛ
3000
4000
5000
6000
7000 ХА
Рис. 32. Поправки бланкетирования в спектре Солнца: ступенчатая линия —
блокирование, сплошная линия — ретротермическии эффект. Заштрихованы линии
бальмеровской серии
114

Знак Am" противоположен знаку Am'. Суммарный эффект бланке-
тирования на звездную величину, описываемую кривой реакции
ср(Я), выражается алгебраической суммой Am' и Am".
Как показано в работах Wildcy (1965), Dennis (1968), Krishna
Swamy (1969), Travis, Matsushima (1973a) и других, существует
еще ряд дополнительных эффектов, посредством которых
химический состав влияет на
распределение энергии.
Для звезд типа Солнца и
более горячих звезд эти
эффекты незначительны.
Некоторые из них будут
рассмотрены ниже.
Коэффициенты
блокирования в зависимости от
X для звезд различных
спектральных классов
определяли многие
авторы. Недавно Ardeberg,
Virdefors (1975a) .привели
средние значения
коэффициентов блокирования
для звезд спектральных
классов 05—GO классов
светимости I—V,
основываясь на до сих пор
опубликованные исследования.
Наиболее детально и в
большом интервале Я
коэффициенты блокирования
определены для центра
диска Солнца (Wempe, 1947;
Michard, 1950; Козак, 1962; Houtgast, Namba, 1968; Labs, Neckel,
1968; Smolinski, 1969; Arderberg, Virdefors, 1975b, 1976). Они
показаны на рис. 32 в форме Am. Для более поздних звезд
коэффициенты блокирования определяли: Родригес (1969, 1970), Strohbach
(1970), Hearnshaw (1972), Wolffram (1972), Edmonds (1973), Oi-
nas (1974), Paradijs (1976).
Поскольку блокирование увеличивается с уменьшением К,
звезды с уменьшенным блокированием (т. е. с дефицитом металлов)
показывают более отрицательные индексы. В результате на
диаграмме U—В, В—V звезды с дефицитом металлов располагаются
выше и левее звезд той же светимости и температуры, но
нормального химического состава. Ультрафиолетовые избытки, вызванные
уменьшенным блокированием в коротковолновой части спектра,
для промежуточных субкарликов были обнаружены в работе
Morgan et al. (1953), а для крайних субкарликов —в работе Roman
(1954). На рис. 33 показано расположение точек субкарликов
и-в
0.0
0.5
ill!
• ОТ
- 1
•
ОТ
1 1 1 1
1 1 1 1 1
•**
\ • •
V
«ft *
\ * ~
1 1 1 1 1
0.5
B-V
Рис. 33. Расположение субкарлпков в
диаграмме U—B, B—V
115

и-в
-0.2
0.0
0.2
i 1 • i i 1
Лин. бл
<
S(U-B)
' /
^~~\\
1 1
д(В-у)
1
л (и-в)
_
\.
в диаграмме U—В, В—V. Влияние блокирования на колор-индекс
В—V впервые исследовалось в работе Schwarzschild et al. (1955).
Несколько лет спустя Sandage, Eggen (1959), Smak (1960),
Melbourne (1960), Wildey et al. (1962), Wildey (1965) разработали
детальную методику учета бланкетирования в диаграмме U—В, В-—V.
Линия, соединяющая в двухин-
дексной диаграмме точки с
одинаковыми характеристиками
Те 11 log g, но с различными
обилиями металлов,
называется вектором бланкетирования.
Наклон этого вектора для звезд
F-G A(U-B) /A(B-V)~2.\.
Этот наклон несколько
увеличивается с уменьшением Те.
Длина вектора
бланкетирования в диаграмме U — B, B—V
(рис. 34) является функцией
металличностн звезды. Обычно
измеряется высота точки
субкарлика над ZAMS d(U— В),
которая затем переводится в
A(B-V), A(U-B) -я AV с
помощью таблиц, приведенных в
работе Wildey et al. (1962).
Значение 6(U—B) при В —
— K = const, как и длина
вектора бланкетирования, для
F и ранних G-звезд
показывает корреляцию с [Fe/H],
которая впервые была получена в работе Wallerstein, Carlson
(1960) и затем уточнялась в ряде работ (Wallerstein, 1962; Eggen,
1964; Alexander, 1966, 1967; Powell, 1972). Эту связь до [Fe/H] «
«=—0.5 можно считать линейной. Для экстремальных субкарликов
HD 19445 и 140283 6(U—B) «0.25. Поскольку за отсчет 8(U—В)
берется линия Гиад, a [Fe/H] =0 для Солнца, то нуль-пункт
зависимости между этими параметрами указывает на обилие [Fe/H]
в Гладах по отношению к Солнцу.
К сожалению, ультрафиолетовые избытки звезд F—G в
диаграмме U—В, В—V являются функциями не только химического
состава, но и абсолютной величины (Johnson, 1957; Eggen, 1963, 1966,
1969b; Eggen, Sandage, 1964; Baschek, 1966), поэтому
эволюционное отклонение звезд V и VI классов светимости с увеличением Mv
увеличивает рассеяние связи 6(£/—В) с [Fe/H]. Эффект Mv на
&(U—В) для звезд светимости V—VI учитывался в работах Eggen
(1971с) и Powell (1972). Кроме того, при малых 8(U—В) эффект
химического состава теряется в ошибках определения U—В из-за
плохого определения системы UBV и недостаточно точного выноса
индексов U—В за атмосферу.
0.4
0.6 B-V 0.8
Рис. 34. Схема, объясняющая эффект
бланкетирования для субкарликов в
диаграмме U—В, В—V
116

Необходимо помлить, что оценивать дефицит металлов по
ультрафиолетовым избыткам можно только в случае отсутствия
межзвездного покраснения или после его учета другими методами].
В упомянутых исследованиях учтено влияние на колор-индексы
лишь двух эффектов — блокирования и ретротермического эффекта.
При более точном учете бланкетирования необходимо еще
учитывать влияние изменений структуры самой атмосферы звезды для
разных химических составов, особенно при неодинаковом
содержании Не. Для звезд температур Солнца .влияние других факторов на
положение звезды в диаграмме U—B, B—V незначительно. При
переходе к более поздним звездам теория Wildey et al. (1962)
становится неприменимой (Dennis, 1968; Greenstein, 1969; Perrin,
1973).
Для карликов и субкарликов спектрального класса К с
небольшим дефицитом металлов б(U—B) продолжает быть функцией
[Fe/H] (Taylor, 1970). Наклоны векторов бланкетирования этих
звезд определяли Johnson et al. (1968), Sandage (1969), Taylor
(1970), Eggen (1971b) и Travis, Matsushima (1973a). Получено,
что A(U—B)/A(B—V) равно около 2.6, что лишь немного
превышает наклон вектора для карликов F—G. В реальности векторы
бланкетирования К-карликов в диаграмме U—B, B—V являются
кривыми, причем при увеличении дефицита металлов вектор все
больше отклоняется от линии ZAMS (Tsuji, см. Greenstein, 1969;
Travis, Matsushima, 1973).
и-в
-0.1
0.0
0.1
02
\ \
\ \
%
-
1_
1
\
\
\"
\
\ \
\ *\
\ \
.\л
. V
в
ш т
•
i
..„, ,
\v
X
•
• ^/1^0'
• J*^^
• ^^^"^
•. • • • • •
\\ .А' *.*- 1 *.
• М • •• • • •
> . • • •
"V •
\
•ч
-
~~с
-
0.0
0.1
0.2
0.3
B-V
Рис. 35. Расположение металлических звезд в диаграмме V—В, В—V. Показаны:
линия нулевого возраста (ZAMS), линия сверхгигантов (1) и направление линий
покраснения (стрелка)
117

Гиганты G—К с дефицитом металлов (MDG) в диаграмме
U—В, В—V также показывают ультрафиолетовые избытки. Это
впервые обнаружили Sandage, Walker (1955) для шарового
скопления NGC 4147. Для гигантов поля 8(U—B) был впервые связан
с [Fe/H] в работе Wallerstein, Heifer (1966). Гиганты HD 122563,
165195 и 221170 с экстремальным дефицитом металлов имеют
d(U—В), близкие к 0.2.
К сожалению, как и в случае субкарликов, оценке
металличности гигантов по их d(U—В) мешает эффект различия светимости.
Он особенно велик для желтых гигантов с В—V<0.8. Около В—V =
= 0.9 последовательности разных светимостей в диаграмме U—В,
В—V пересекаются, поэтому здесь эффект светимости оказывает
меньшее влияние на 6(U—В). Подробный теоретический анализ
эффектов дефицита металлов и светимости для поздних гигантов
проведен в работах Bohm-Vitense, Szkody (1973a, b; 1974) и Bell,
Gustafsson (1975).
Звезды с обилием металлов выше нормального в диаграмме
U—В, В—V показывают отклонение вниз, т. е. ультрафиолетовые
дефициты. Показательными в этом отношении являются
металлические звезды Am (рис. 35), некоторые из которых лежат на 0.15
ниже ZAMS. Грубо говоря, ультрафиолетовый дефицит звезд Am
пропорционален металличности звезды (Abt, 1961; Jaschek, Jaschek,
1962). К сожалению, и в этом случае вмешивается эффект
абсолютной величины. Рост металличности и увеличение светимости
в диаграмме U—В, В—V сдвигает звезды в одну и ту же сторону.
В результате звезды Am располагаются в области диаграммы,
занимаемой звездами А III.
6.14. НЕРАЗДЕЛИМЫЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
В ДИАГРАММЕ U—В, B—V
Расположение в диаграмме U—В, В—V неразделимых двойных
звезд различных типов наиболее подробно исследовал Kakaras
(1968) путем суммирования нормальных колор-индексов пар звезд
различных спектральных классов следующих светимостей: III—V,
III—III, I—-V, I—III, I—I. При этом взяты лишь физические пары
звезд, разрешаемые теорией звездной эволюции.
Положение неразделимой двойной звезды «а диаграмме U—В,
В—V зависит от разности их абсолютных величин Мь-, Мв и Mv
и от различия нормальных колор-индексов их компонентов. При
увеличении разности Mv влияние второго компонента ослабляется,
а при увеличении разности нормальных колор-индексов —
усиливается. Для нар звезд, состоящих из обоих компонентов V класса
светимости, фотометрический эффект двойственности очень мал, так
как при уменьшении AM уменьшается и разница колор-индексов.
Двойные звезды типа III—III также сравнительно мало
отклоняются от нормальных последовательностей V и III классов свети-
118

мости при всех возможных комбинациях спектральных классов.
Больше отклоняются двойные звезды, состоящие из ранней звезды
V класса и позднего гиганта. Такие звезды располагаются
значительно правее последовательности звезд В V, но все же ниже линии
покраснения О-звезд. Максимальные фотометрические эффекты
в диаграмме U—В, В—V дают двойные звезды, содержащие
сверхгигант. В этом случае комбинация ранней звезды V или III класса
с поздним сверхгигантом сдвигает общую точку двойной звезды
настолько, что некоторые из них уходят далеко вправо от звезд
В V и поднимаются даже выше линии покраснения О-звезд. Это
дает возможность обнаружить часть двойных звезд чисто
фотометрически даже при наличии межзвездного покраснения, так как в
этой области диаграммы не попадаются нормальные одиночные
звезды. При комбинации двух сверхгигантов (раннего и (позднего)
фотометрические эффекты получаются менее значительными. При
отсутствии межзвездного покраснения или когда его величина
известна (напр., для членов скопления), создается возможность по
положению точки звезды па диаграмме U—В, В—V обнаружить ее
двойственность и даже грубо оценить характер компонентов.
Однако при наличии неизвестного межзвездного покраснения большая
часть неразделимых двойных звезд может фиктивно приниматься
за покрасневшие одиночные звезды.
Двойные звезды типов V—V и V—III в диаграмме U—В, В—V
рассматривали также Fernie, Rosenberg (I961).
6.15. АБСОЛЮТНО ЧЕРНЫЕ ТЕЛА
В ДИАГРАММЕ U—В, B—V
Абсолютно черные тела представляют значительный интерес
для звездной фотометрии и теоретической астрофизики, так как
сравнение с ними значительно облегчает интерпретацию
наблюденных колор-индексов звезд. Кроме того, известен ряд объектов,
весьма сходных по распределению энергии с абсолютно черными
телами разных температур. Таковы белые карлики, горячие субкарлики,
ядра планетарных туманностей, горячие компоненты симбиотиче-
ских н новых звезд, квазизвездные голубые объекты и т. д.
В инфракрасной части чернотельное излучение напоминает
большинство нормальных звезд.
Колор-индексы U—В и В—V абсолютно черных тел могут быть
вычислены по формулам (84) и (85) на с. 86 при условии, что
известны нормирующие константы. Кривые распределения энергии
I(К) абсолютно черных тел, нормированные к единице при длине
волны ^,=5500 А, могут быть вычислены по формуле:
14387
Г(\0) { \ } 14387 • УШ^>
е*т -1
119

При Т = оо из формулы (102) получаем
/(л) _ /0.55 у»
НК)~[ х ) ■
Вычисленные колор-индексы абсолютно черных тел,
нормированные по формулам (86), даны в табл. 15 (Straizys et al., 1976).
Там же приведены их колор-эксцессы ELt-B и EB-v для х=\, а так-
Таблица 15
г
ее
60000
40000
30000
25000
20000
15000
12000
10000
8000
7000
6000
5000
4500
4000
3500
3000
2500
2000
U-B
-1.28
-1.20
-1.18
-1.14
-1.10
-1.05
-0.95
-0.84
-0.73
-0.56
-0.43
-0.25
0.00
0.17
0.39
0.67
1.05
1.60
2.46
B—V
-0.39
-0.31
-0.29
-0.25
-0.21
-0.16
-0.07
0.03
0.14
0.30
0.42
0.58
0.80
0.95
1.13
1.37
1.67
2.07
2.65
Е U-B
0.221
0.223
0.223
0.224
0.224
0.225
0.226
0.228
0.230
0.233
0.236
0.239
0.244
0.248
0.252
0.258
0.267
0.278
0.295
L В—V
0.312
0.311
0.310
0.310
0.309
0.308
0.307
0.305
0.303
0.300
0.297
0.294
0.290
0.287
0.283
0.278
0.272
0.264
0.253
£/£
0.710
0.716
0.718
0.722
0.725
0.730
0.739
0.749
0.760
0.778
0.792
0.812
0.842
0.864
0.892
0.928
0.980
1.053
1.163
же отношения колор-эксцессов для закона
Цефея—Персея—Единорога.
Колор-индексы U—В и В—V абсолютно черных тел ранее
вычисляли Bonsack et al. (1957), Lynds (1957), Golay (1959), Arp
(1961b), Matthews, Sandage (1963). В первых четырех работах
использованы недостаточно точные кривые реакции величин UBV и
нормирующие константы, поэтому их результаты можно считать
устаревшими. Метод расчета индексов, использованный в работе
Matthews, Sandage (1963), был описай на с. 88. Он постулирует
наличие линейных уравнений связи между наблюденными U—В
и В—V, с одной стороны, и вычисленными колор-индексами с
кривыми реакции из работы Johnson (1955) при единичной воздушной
массе Х=\, с другой стороны. Трудности с неизвестными точными
кривыми реакции в этом случае были бы преодолены, если
линейные уравнения соответствовали бы действительности. Для колор-
ипдексов В—V это должно иметь место. Однако в случае U—В
линейная формула не может обеспечить достаточно точной
редукции Cv-в в систему U—В для абсолютно черных тел большого
интервала температур, поскольку связь между индексами U—В с
различными базисами не является линейной. Проведенные расчеты
120

показали, что в случае абсолютно черных тел связь между U—В
с различными базисами близка к параболе (Azusienis, Straizys,
1964b, 1967b).
Колор-индексы U—В и В—V абсолютно черных тел,
вычисленные в работе Azusienis, Straizys (1967b), отличаются от данных
табл. 15 лишь константами нормирования.
6.16. СВОДНАЯ ДИАГРАММА U—B, B—V
На рис. 36 приведена диаграмма U—В, В—V, на которой
отложены линии главной последовательности, гигантов и сверхгигантов,
линия абсолютно черных тел, районы расположения субкарликов,
металлических звезд и белых карликов, а также линия
покраснения для О-звезд.
Кратко опишем расположение на этой диаграмме других
наиболее распространенных типов звезд. Горячие субкарлики sdO
располагаются вокруг самого верхнего конца главной
последовательности, где она пересекается с линией абсолютно черных тел. Субкар-
лики sdB лежат ориентировочно между линиями В-звезд V и I
классов светимости. Продолжение линии звезд sdB вниз составляют
свободные В-звезды горизонтальной ветви, пересекающие линию
V класса у U—В~—0.2. Свободные А-звезды горизонтальной ветви
располагаются под ZAMS, в районе звезд Am, но имеют В—У<0.2.
Белые карлики типов DO, DB, DC, DG, DK a DM
располагаются вокруг линии абсолютно черных тел от самого голубого ее
конца до примерно 3000 К. Белые карлики типов DA и DF
образуют дугу под линией черных тел в пределах В—V от —0.3 до +0.5.
Большинство звезд Be расположено вокруг последовательностей
V—I светнмостей классов О—В5. Многие нз них показывают более
отрицательные U—В для своего спектрального класса. У
некоторых экстремальных объектов наблюдается значительный
ультрафиолетовый .избыток из-за эмиссионного бальмеровского скачка
(у Cas, ф Per, я Aqr).
Звезды Ар занимают район-диаграммы U—В, В—V выше ZAMS,
в пределах В—V от —0.1 до +0.2 и U—В до —0.5. Магнитные
переменные во время циклов изменения блеска в диаграмме U—В,
В—V образуют замкнутые кривые различной формы и различных
амплитуд.
Лнрнды (звезды типа RR Lyr), звезды типа б Set и карликовые
цефеиды образуют петли в районе последовательностей звезд V—
III классов светимости спектральных классов А—F. Лириды с
дефицитом металлов располагаются в среднем выше, в районе ZAMS.
Цефеиды образуют продолговатые петли, грубо параллельные
линии сверхгигантов. Они не отклоняются значительно от линии
сверхгигантов F—G. Лишь некоторые «з них в максимуме блеска
(F I) уходят вверх от этой линии.
Ориониды (звезды типа Т Таи, RW Аиг и другие молодые
звезды, находящиеся в стадии гравитационного сокращения) в диаграм-
121

ме и—в, B—V занимают большую область, которая снлзу
ограничивается линией ZAMS спектоальных классов от В до М, а
сверху—линией [/—В = — 1.3. Таким образом, большинство ориоиид
показывают ультрафиолетовые избытки, достигающие 2т—2т.5 по
сравнению со звездами ZAMS тех же спектральных классов. Неко-
Рис. 36. Сводная диаграмма U—В, В—V. Сплошная тонкая линия — V класс,
прерывистая линия с короткими штрихами — III класс, прерывистая линия с
длинными штрихами—I класс, сплошная жирная линия — абсолютно черные тела.
Заштрихованы области, занимаемые белыми карликами, металлическими звездами
и субкарликами
122

и-в
I
С-мириды
торые из них лежат высоко над линией черных тел (VY Ori, NX
Mon, Parenago 1931 и др.).
Цетиды окрестностей Солнца (звезды типа UV Ceti) в
состоянии покоя лежат вокруг красного конца главной
последовательности, т. е. не доказывают
аномальностей в
распределении энергии. Во
время вспышек цетпды
уходят вверх и влево .и
достигают значения U — B
до -1.3 п B-V до +0.4,
т. е. появляются
значительно выше линии
черных тел. Цетиды в
Плеядах ведут себя
аналогичным образом. Однако
цетпды ассоциации Ориона
даже в спокойном
состоянии показывают
значительные
ультрафиолетовые и синие избытки,
достигая U-B= — 1.4 и В —
V=+0.7. Возможно, что
это вызвано большим
числом мелких незаметных в
отдельности вспышек.
Углеродные звезды
спектрального класса R,
бариевые звезды >и звезды
СН располагаются в
продолговатом районе с
шириной порядка 0т.4 по
U—B над линией
гигантов G5—МО. В то время
как последовательность
звезд М III загибается
вверх, R-звезды с
понижением температуры
продолжают увеличивать оба
индекса и достигают U —
-В^2.3 и B-V-2.1.
М-мириды во время цикла переменности блуждают сложным
образом по большому району, расположенному вокруг
последовательности звезд М III на участке подъема (рис. 37).
Диаграмму U—В, В—V вниз и далеко вправо продолжают
звезды спектральных классов S, NS, SN и N. Как видно из рис. 37,
индексы U—В некоторых N-звезд достигают +9, а В— V— почти +6.
8 -
LTlVCrB
•ТСпс-
RYDra
_1_
J_
LWCyg TLyr
I i L
2 4 B-V 6
Рис. 37. Диаграмма U—B, B—V для звезд
низких температур. Точками отложены
индивидуальные полунравильные и неправильные
углеродные звезды

6.17. РЕВИЗИЯ УЛЬТРАФИОЛЕТОВОЙ ВЕЛИЧИНЫ
СИСТЕМЫ UBV
В параграфе 6.2 было показано, что ультрафиолетовый индекс
U—В является плохо определенным с самого начала закладки
системы UBV. Перечислим кратко основные недостатки величины U.
1. Основным недостатком колор-индекса U—В является его
неправильная редукция за атмосферу, пренебрегающая зависимостью
коэффициента экстинкции от спектрального класса, светимости и
межзвездного покраснения. В результате индексы U—В не
являются заатмосферными. В то же время система U—В не является
единой, так как пропускание атмосферы меняется с зенитным
расстоянием, временем и с высотой обсерватории над уровнем моря.
Короче говоря, каждая звезда из списка первичных стандартов
системы UBV имеет свою собственную цветовую систему,
соответствующую среднему зенитному расстоянию, при котором она
наблюдалась.
2. С другой стороны, сама стандартная система сформирована
из двух ультрафиолетовых систем с разными кривыми реакции
величины U — зимней системы 1950—1951 гг. и летней системы 1951 г.
Трансформация из одной системы в другую не могла быть
достаточно точной, так как число и разнообразие типов общих звезд
было явно недостаточным для определения сложной связи
индексов.
3. Точная кривая реакции величин U принципиально не
существует. Восстановление кривой реакции расчетным путем (Azusie-
nis, Straizys, 1966a, b, 1969a) решило проблему только частично.
Это затрудняет вычисление разных параметров системы.
4. Кроме того, величина U не является мерой интенсивности
излучения звезд за бальмеровским скачком, так как ее кривая
реакции захватывает восходящую часть скачка. Средняя >.0 величин
U равна 3640 А, т. е. почти совпадает с бальмеровским пределом.
5. Фильтр Corning 9863, использованный для реализации
величин U, имеет значительное пропускание в красной части спектра
у Я, 7000. Некоторые фотоумножители с катодами SbCs3 имеют
длинный «хвост» чувствительности и поэтому влияние пропускания
в красной части является значительным. Чтобы точно учесть его
влияние, необходимо измерять величину .проходящего излучения
через «красную утечку» для каждой собственно красной или
покрасневшей звезды. В результате трехцветная система UBV
превращается в четырехцветную. Теоретический учет величины
«красной утечки» является сложным и неточным (Azusienis, Straizys,
1969b).
6. Поскольку все индивидуальные системы разных
наблюдателей редуцируются в стандартную систему UBV, то эти системы не
могут иметь точность, значительно превышающую стандартную
систему. Как показали Azusienis, Straizys (1966b), существуют
систематические ошибки и нелинейные уравнения цвета между U—В,
измеренными в разные .периоды даже с одними и теми же фильтра-
124

ми и умножителем. Еще более значительные ошибки встречаются
для каталогов с разными приемниками. Причиной систематических
ошибок в этом случае может быть неточная трансформация
индексов в стандартную систему, использующая линейные уравнения, не
учитывающие эффектов светимости и межзвездного покраснения.
7. Величина U не может быть реализована с фотометром,
расположенном вне атмосферы Земли. Тем самым невозможно точно
связать наземную {УВК-фотометрию с ультрафиолетовыми
наблюдениями из космоса.
В результате плохого определения системы л неточной редукции
за атмосферу колор-индекса U—В теряется высокая точность
фотоэлектрических наблюдений. Систематические ошибки разных
каталогов могут достигать 0т.05. Из этого следует, что стремление
обнаружить избыток пли дефицит U—В порядка 0.02—0.03 практически
бесполезно.
Максимальные ошибки U—В встречаются у сверхгигантов F—G,'
для которых наблюдаются экстремальные отклонения коэффициен- ;
тов экстинкции от большинства звезд V и III классов светимости. '
По данным UBV каталога Blanco et al. (1968) находим следующие
амплитуды разброса индексов U—В разных авторов: <р Cas (F0
la)—0,08, aLep (F0 lb)—0.21, a Per (F5 lb)—0.06, p Aqr (GO
lb)—0.06, a Aqr (G2 lb) —0.15 п т. д. В то же время значения
В—V разных авторов согласуются в пределах 0.02—0.03.
Нет необходимости доказывать, что ситуация с колор-индексом
U—В является просто трагической. Каждая ночь добавляет сотни
точных фотоэлектрических t/SV-наблюдений. В процессе
дальнейшей неправильной обработки их точность идет на убыль. В связи
с этим необходимо как можно скорее ввести ревизию индекса U—В.
В 1969 г. Azusienis, Straizys (1969a) внесли следующие
предложения по ревизии величины 0: а) ограничить пропускание фильтра
со стороны длинных Я, чтобы исключить влияние бальмеровского
скачка; б) значительно уменьшить или полностью исключить
влияние пропускания фильтра в красной части спектра; в) определить
точные кривые реакции фотометра, который будет использован для
получения стандартных значений U—В; г) трансформировать
индексы U—В за атмосферу с коэффициентами экстинкции,
зависящими от спектрального класса, светимости и межзвездного
покраснения звезд.
Ультрафиолетовая величина W, удовлетворяющая этим
требованиям, была предложена в работе Straizys (1973). Фильтр,
включающий стекла УФС 2 (3 мм) и БС 5 (1.5 мм), имеет максимум
у 3450 А « полуширину ДЯ = 560А. Для исключения пропускания
фильтра УФС 2 в красной части спектра между обоими стеклами
помещается двухмиллиметровая полированная пластинка,
вырезанная из кристалла CuS04-5H20, которая ставится на оптический
контакт с помощью силикона. В результате получается кривая
реакции с АЯ=520А, если используется фотоумножитель ФЭУ-106,
кварцевая линза Фабри и два недавно алюминированных зеркала.
125

Таблица 16
Кривая реакции величин W (>ч)=3500А)
>.. А
Ф<?0
Л, А
Ф(?.)
>., А
фШ
3000
3050
3100
3150
3200
3250
3300
0.0
1.1
6.5
23.0
37.6
55.5
70.3
3350
3400
3450
3500
3550
3600
3650
81.7
89.6
96.0
99.0
100.0
96.5
88.5
3700
3750
3800
3850
3900
3950
4000
75.0
55.0
29.0
9.7
1.8
0.4
0.0
Числовые данные кривой реакции величин W приводятся в табл. 16.
Аналогичную кривую реакции можно осуществить с фильтрами
Schott UG 11+WG 5 или фильтром Corning 5840.
С целью проверки фильтра W нами был» проведены
наблюдения в системе WBVR 103 звезд из списка Johnson, Morgan (1953).
Величины системы были реализованы следующими фильтрами
(Meistas et al., 1975):
W УФС 2 (3.0)+БС5 (1.5)+CuS04+>ciuiwkoh,
В ЖС 10 (2.0)+СС5 (2.0)+СЗС 21 (1.7),
V ЖС 18 (3.0)+СЗС 21 (1.7),
R КС 14 (5.0).
Колор-индексы вынесены за атмосферу по методу Zdanavicius
(1975) с учетом зависимости коэффициентов экстинкцип от
распределения энергии в спектре звезды.
Результаты наблюдений отложены на диаграмме W—В, В—V
(рис. 38). Покрасневшие звезды (за исключением О-звезд)
отбелены согласно их EB-v- Для О-звезд отношение EW-bIEB-v = 0.90.
Эта диаграмма отличается от И—В, В—V следующими
свойствами: 1) колор-индекс W—В имеет значительно большую амплитуду
изменения среди В-звезд, 2) эффекты светимости для звезд А—F
значительно более выражены для W—В, чем для U—В, 3)
отделение субкарликов от ZAMS в 1.5 раза больше для индекса W—В.
В других отношениях обе диаграммы идентичны.
Возникает важный вопрос — возможно ли трансформировать
старые U—В в новые W—В и с какой потерей точности? Разность
между W—В и U—В как функция В—V отложена на рис. 39.
Индексы W—В и В—V нормированы к нулю для непокрасневших
О-звезд. Все покрасневшие звезды, за исключением О-звезд,
«отбелены» согласно их EB-v- Наклон линии покраснения для О-звезд
получается равным 0.10.
Трансформация может быть обеспечена с точностью ±0.01 в том
случае, если известен класс светимости и межзвездное покраснение
звезд. Для В-звезд достаточно знать, что звезда не является
сверхгигантом, так как последовательности светимостей V—IV—III
совпадают. Эффекты светимости для звезд А—F—G также малы, если
126

исключить сверхгиганты. В широком интервале В—V от 0.7 до 1.5
(звезды G—К) индексы U—B могут быть трансформированы в
W—в в пределах среднеквадратичной ошибки ±0.03 даже при
отсутствии всякой информации о классе светимости и покраснении.
Суммируя, можно заключить, что основная масса старых U—B
может быть трансформирована в W—В без значительной потери
точности. Однако необходимо помнить, что трансформированные U—В
перенесут с собой всю неопределенность оригинальной цветовой си-
0.0
W-B
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
3.0
3.5
"К
V
X
V
l V
_
i
i
\
д
,Л X
х х
° о
1
д
д
д
\
д
д
\
о
1
- ■■ 1 I
• V
X 111
° 1
д sd
v I22563
°х
X
X
X
о
X
X
о
о
*хх
о
1 . 1-
-
-
-
о
0.0
0.5
1.0
1.5
B-V+0.33
Рис. 38. Диаграмма W— В, B—V, построенная по результатам наблюдений.
Сплошная кривая — линия нулевого возраста, прямая —линия покраснения,
проведенная через точки покрасневших О-звезд
127

стемы, поэтому значения W—B, полученные трансформацией
(точность ±0.03—0.05), никогда не следует путать с W—В,
полученными путем прямых измерений (точность ±0.01).
_i 1 i i i
0.0 0.5 1.0 1.5 B-V
Рис. 39. Разность колор-ипдексов W—В и U—В как функция В—V. Обозначения
те же, что и на рис. 38
6.18. УЧЕТ ЗАВИСИМОСТИ КОЭФФИЦИЕНТОВ
ЭКСТИНКЦИИ КОЛОР-ИНДЕКСОВ СИСТЕМ UBV И WBV
ОТ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ
Johnson, Morgan (1953) приняли, что коэффициент атмосферной
экстйпкции колор-иидексов U—В ие зависит от цвета звезды." ГО лет
спустя" Straizys (1963c) показал, что это ие так и что в
действительности линии Буге имеют различные наклоны для звезд с
разными кривыми энергии. В том же году Johnson (1963) привел
схематический рисунок, грубо иллюстрирующий характер изменения
коэффициента экстйпкции аив со спектральным классом.
Некоторые указания на нелинейность вариаций аив с индексом Сив
привел Arp (1958b).
Более детальный расчет коэффициентов экстйпкции с
ревизованными кривыми реакции системы UBV выполнили Azusienis,
Straizys (1966b). Зависимость коэффициента экстйпкции колор-ип-
декса В—V (asv) от самого индекса линейна. Однако линии
покраснения идут под некоторым углом к линии непокрасневших
звезд. Для использованной кривой атмосферного поглощения
коэффициент экстинкции можно выразить формулой
aBV = 0.11 - 0.028 C(B_V)0 - d EB-V, (103)
где d уменьшается от 0.018 для звезды ВО до 0.010 для звезды МО.
Значительно сложнее изменяется аив (рис. 40). Для звезд АО V
и F0 I, имеющих максимальный бальмсровскии скачок для своего
класса светимости, наблюдается глубокий минимум аив. С
дальнейшим понижением температуры до звезд G0 V наблюдается
увеличение аив- Звезды G—К имеют почти постоянный аГ/в-
128

Такая картина изменения аив позднее была подтверждена
наблюдениями (Hardie, 1966; Dachs et al., 1966; Gutierrez-Moreno et
al., 1966; Sivertsen, 1972).
T : I
x
X
X
X
0.0 0.5 1.0 1.5 B-V
Рис. 40. Коэффициент атмосферной экстинкции колор-пндексов U—В как функция
В—V. Обозначения те же, что и па рис. 38
Для звезд, имеющих двумерную спектральную классификацию,
учет вариаций аив не представляет трудностей. Однако сложнее
дело обстоит при выносе за атмосферу звезд с неизвестными
спектральными классами. Для этой цели разработано несколько методов.
6.18.1. Учет вариаций а^в для непокрасневших звезд
по методу чилийских астрономов
Вариации коэффициента экстинкции аив (рис. 40) для звезд
V—III классов светимости напоминают вариации самого индекса
(U—В)о в зависимости от спектрального класса или
температурного индекса (В—V)0. В обоих случаях глубокий провал, на дне
которого лежат звезды Л0—Л2 V, вызывает та же самая причина —■
бальмеровский скачок. Gutierrez-Moreno et al. (1966) использовали
это свойство для определения аив для разных спектральных
классов по ультрафиолетовому дефициту звезды. С этой целью на
диаграмме U—В, В—V проводятся две прямые — одна из них
соединяет самые ранние О-звезды со звездами около F5 V с
максимально отрицательными U—В, а вторая проводится вдоль
последовательностей более поздних звезд (G—К—М V—III). Эти две линии
представляют зависимость U—В, В—V для звезд при отсутствии
ультрафиолетового дефицита, вызванного бальмеровским скачком.
Если для звезды из классов В—А—F известен индекс В—V, то для
нее можно измерить A(U—В), т. е. ультрафиолетовый дефицит
данной звезды, отсчитываемый от вышеупомянутой условной линии.
9 В. Страйжис
129

Из A(t/—В) легко получить Лесов, поскольку между ними
существует линейная зависимость.
Однако метод чилийских астрономов имеет весьма ограниченное
применение. Он пригоден только для непокрасневших звезд
классов светимости V—III.
6.18.2. Метод Зданавичюса для системы UBVR
При наблюдении слабых звезд чаще всего заранее ничего
неизвестно об их спектральных классах, светимостях и межзвездных
покраснениях. Zdanavicius (1970, 1975) разработал способ,
позволяющий учитывать вариации коэффициента аив в этом наиболее
сложном случае. Изложим основные его принципы (см. также
Meistas et al., 1975)*.
Коэффициент аив, кроме спектрального класса и межзвездного
покраснения, зависит еще от воздушной массы (эффект Форбса).
Земная атмосфера при массе X вносит следующее покраснение
индекса U—В:
Си^в(г)-С°и_в = а'ивХ + ГавХ2, (104)
где а' — коэффициент экстинкции, г — коэффициент Форбса.
Последний, в свою очередь, зависит несколько от спектрального
класса, межзвездного покраснения звезды и от закона экстинкции
земной атмосферы. Все эти зависимости приблизительно учитываются
формулой
гив= -0.028 а'ив, (105)
Подставляя выражение (105) в формулу (104), получаем
' — Сц-в(г) —Сц-в
аив— Х(\ —0.028 X) '
Чтобы исключить влияние на а ив межзвездного покраснения,
формируются не зависящие от межзвездного покраснения
коэффициенты экстинкции к:
хив = а'ив+0.012(и—В), (106)
*bB' = aUB + 0.012(B-V), (107)
где коэффициент -0.0l2 = gUB = daUB/dEU-.B = dauB/dEB~v
характеризует наклон линий покраснения в диаграммах аив, U—В
(формула (106)) и а'ив, B—V (формула (107)).
* Следует учесть, что Zdanavicius (1975) принял условие: U—B = B— V=
= V—М = 0 для непокрасневших звезд класса О. Чтобы формулы (108), (109).,
(110), (111) и (121) соответствовали стандартной системе UBVR, были изменены
их нуль-пункты.
130

Зависимость коэффициентов кив как от U—В, так и от В—V
довольно сложная и многозначная. То же самое можно сказать
о зависимости кив от Qubv- Однако кив вполне удовлетворительно
выражаются линейной комбинацией двух параметров Q:
■кив = 0.37 - 0.067 Qubv + 0.073 Qbvr (108)
или
%вив~ = 0.36 - 0.078 Qubv + 0.069 QBVR. (109)
Вычисленные по этим формулам коэффициенты экстинкции
отличаются от действительных не более, чем на 0.02. Разница еще
более уменьшается, если сверхгиганты отделены от остальных
звезд. В этом случае действительны следующие формулы:
xg£ =0.38-0.058 Qubv + 0.081 Qbvr (110)
для звезд светнмостей V—III и
х^ = 0.34-0.094 Qubv + 0.083 QBVR (111)
для сверхгигантов.
Вынос за атмосферу величин V, колор-ипдексов В—V си V—R
делается значительно проще. Коэффициенты ау и aVR получаются
по формулам
mv(Z)—m°v
av= v > \{{Л)
<3.VR =
X
(113)
и меняются от В—V и V—R прямолинейно. Влияние межзвездного
покраснения в обоих случаях не отличается от температурного:
av = aov— 0.0055 (S— V) (114)
и
av* = a0vH + 0.0105(V—R), (115)
где a0v и aovR — коэффициенты экстинкции для звезды класса
АО V.
На колор-индекс В—V влияет эффект Форбса, поэтому
CB^v{z)-CuB_v = a'BVX + rBVX2,
где
rBv=-0.02a'BV
и
CB_y(z) — CB_V
Х(1— 0.02 X)
(116)
131

Зависимость a'ev от ^—У прямолинейна. Для звезд с небольшими
колор-эксцессами имеем:
a'BV = a0BV-0№6(B-V). (117)
Вводя не зависящий от межзвездного покраснения коэффициент
xbv, получаем:
*Bv = aBV-gBv(B—V), (118)
gBr = daBvldEB-v=-0A2y.Bv, (П9)
xbv= Bv (120)
1-0.12(В—V) v '
Изменение xbv от цвета звезды хорошо учитывается формулой
xBv = 0.18-0.05Qbv«. (121)
6.18.3. Метод Зданавичюса для системы WBVR
В случае замены полосы величин U полосой W (см. на с. 126)
Zdanavicius (1975) приводит следующие формулы для нахождения
коэффициентов экстинкции:
/ Cw-bW — Суг-в
(122)
* (1—0.021*)
х^в = а'гв-0.006 (№— В), (123)
y.BwvB=aWB-0.006(B~V), (124)
у.^в =0.507-0.033 Qm-bv + 0.0\3QBVr (125)
для всех звезд,
у.в/в =0.500-0.016 Qwbv+ 0.026 Qbvr (126)
для звезд светимостей V—III и
х^ =0.504-0.041 Qwbv+ 0.022 Qbvr (127)
для сверхгигантов.
Практически процедура правильного выноса за атмосферу
индексов системы WBVR осуществляется по следующей схеме. В
первую очередь находятся заатмосферные значения величин /л° и
индексов С%-__в, CB_V nC°VR стандартной звезды в
инструментальной системе. Для этого обычно применяется метод Никонова,
однако, в принципе, могут быть использованы и другие методы. За
стандартную звезду необходимо взять звезду спектрального класса
Р8—G2 V. Это диктуется спецификой изменения коэффициента
экстинкции а^в со спектральным классом.
132

После этого вычисляются коэффициенты экстинкции для
стандартной звезды по формулам:
„ 'st _ cw-b(z)—cw-b
«'в Х{1—0№\Х)
'St _ CB_y(Z) — Св_у
BV X (1 -0.020Л:) '
st С v-r(z}~~Cv_r
■VR
<= "
X
mp (z) - m °
X
(128)
(129)
(130)
(131)
Далее .интерполированием находятся значения коэффициента
экстинкции стандартной звезды для каждого момента наблюдения
программных звезд. Они используются для получения
приближенных внеатмосферных индексов Cw-в, CB-v и CV-r и параметров
Qwbv и Qbvr программных звезд. Затем вычисляются разности
индексов АС и Q-параметров (AQ) для каждой программной и
стандартной звезды. Эти приближенные разности АС и AQ позволяют
вычислить уточненные а для каждого наблюдения программной
звезды по следующим формулам, учитывающим зависимость а от
спектрального класса:
avB = a${t,*) + (kiAQBvR + k2^Q^Yвv) ^ "0-006 A Cb-v, (132)
0.51
aBV
'st
a'B%(t,*)+k3bQBVn Г^
О. 1 У
(l-0.12ACB-v), (133)
с коэффициентами k{ = 0.026, ^2= —0.016 и &3=-0.05 для V—III
классов светимости и k\ = 0.022, ^2= —0.041 и k3=— 0.05 для I—II
классов светимости. Эти значения k вычислены для закона
экстинкции, дающего для G2 V-звезды a LR =0.51 и
- bv
= 0.19.
Уточненные а^в и aBv, полученные по формулам (132) ,и (133),
используются для выноса за атмосферу индексов W—В и В—V по
формулам:
(134)
(135)
Cnw_B = CW-B(z)-a'£B-X{l-0.02\X),
C°B_v = CB-Y(z)-a'B\-X(l-0.020X).
Индексы Cv-n и величины mv редуцируются за атмосферу по
обычно .применяемым формулам:
Г° —
Cv^r(z) | avR ~ 1vrCv_r\ X
1 +1
VR
X
(136)
133

m°=m(z)-(aV + YrACB-v).Y (137)
с постоянными значениями коэффициентов yvn = d avu/d Су-н = 0-0\
и yv=davldCB-V= —0.005.
После получения окончательных внеатмосферных значений Cw-b,
CB-v, Cv-r и ту производится их редукция в стандартную систему,
используя уравнения цвета, определенные по общим звездам. Если
фильтры 'И ФЭУ подобраны правильно, никакого уравнения цвета
между инструментальной и стандартной системой не должно быть
и все сводится просто к нормированию инструментальных индексов
путем прибавления константы. В старой системе UBVR такое
нормирование стремилось к условию U—В = В—V=V—R = 0 для звезд
спектрального класса АО V. В новой системе WBVR предлагается
ввести нуль-пункт индексов по условию W—В = В—V= V—R = 0 для
непокрасневших звезд спектрального класса О.
6.19. НЕЙТРАЛЬНОСТЬ ЭКСТИНКЦИИ
В АТМОСФЕРНЫХ ОБЛАКАХ
Serkowski (1970) показал, что при одновременной фотометрии
звезд в полосах UBVR атмосферные облака почти не оказывают
влияния на получаемые колор-индексы U—В, В—V и V—R даже
при ослаблении величины на lm. Zdanavicius et al. (1977) находят,
что колор-индексы Вильнюсской фотометрической системы (см.
гл. 10) не меняются даже при ослаблении звезды на Зт. Это
позволяет проводить колориметрические наблюдения в указанных
системах через циррусы или другую слабую облачность, если
используется многоканальный фотометр или фотометр с быстрой сменой
фильтров.

Глава 7
ШИРОКОПОЛОСНЫЕ ИНФРАКРАСНЫЕ СИСТЕМЫ
С целью изучения распределения энергии в спектрах звезд
различных спектральных классов и закона межзвездной экстинкщш
в инфракрасной области Джонсон с 1959 г. постепенно ввел в
практику многоцветную систему, состоящую из величин UBV н еще
8 красных и инфракрасных величин R, I, J, К, L, M, N, Q,
охватывающих спектр от 0.3 до 20 мкм. К этим величинам Mendoza (1967)
добавил величину Ну 1.62 мкм. Средние длины волн и
полуширины всех величин приводятся в табл. 17.
Таблица 17
на
и
в
V
R
I
J
Ао, мкм
0.36
0.44
0.55
0.70
0.88
1.25
Л А, мкм
Величина
0.04 Н
0.10 К
0.08 L
0.21 М
0.22 N
0.3
Q
Ло, мкм
1.62
2.2
3.5
5.0
10.4
20.0
д?..
0.2
0.6
0.9
1.1
6.0
5.5
Положения инфракрасных величин подобраны так, чтобы они
совпали с окнами атмосферной прозрачности. Величины UBV
измеряются сурьмяно-цезпевым фотоумножителем RCA 1P21, величины
R, 1 — фотоумножителем ITT FW 118 с фотокатодом S-1, величины
А К, L — фотосопротлвлением PbS (или в последнее время — InSb),
охлаждаемым жидким азотом, величины М, N, Q — германиевым
болометром, охлаждаемым жндклм гелием. Числовые данные
кривых реакции от U до N приводит Johnson (1965a). Кривая реакции
величин Q дана в работе Morrison, Simon (1973). Нуль-пункт всех
колор-индексов согласован с системой UBV — все индексы равны
нулю для звезд класса АО V. Измерения звезд проводились в
основном в двух обсерваториях — на станции Каталина,
принадлежащей Лунной « планетной лаборатории Аризонского университета,
и в Национальной обсерватории Мексиканского университета.
С целью более детального исследования распределения энергии
в-спектрах звезд в пределах широкого окна атмосферы /„8—13 мкм,
в частности, для измерения высоты околозвездного эмиссионного
горба в .районе 10 мкм, некоторые авторы ввели ряд более узких
величин. Средние длины волн этих величин у большинства авторов
не совпадают, поэтому чаще всего они обозначаются не буквами,
135

а цифрами, означающими среднюю длину волны в мкм. Чтобы
облегчить ориентацию среди этих систем, в предлагаемой книге
приняты буквенные обозначения величин, попадающих своими
средними длинами волн в интервалы, указанные в табл. 18.
Величина
N'
N
N"
О
Р
Q
Таблица
18
Интервал },, мкм
8.4—8.7
10.0—10.5
10.7—10.8
11.0—11.4
12.2—12.6
18—23
Величина
Л"
N"
О
Р
Ql8
?-0, МКМ
8.4
10.7
11.0
12.2
17.5
Таблица 19
Д?.. мкм
0.8
0.8
2.0
1.0
4.0
Похожие буквенные обозначения для некоторых величин уже
использовали некоторые другие авторы.
В частности, в обсерватории Китт Пик широко использовалась
система LMN'O (Stein, Gehrz, Woolf, Ney, Gillett, Merrill и др.),
разработанная в университете Миннесота, с характеристиками,
данными в табл. 19. Позднее система была дополнена величинами
N", Р и Q,8 (Humphreys et al., 1971; Ney et al., 1973). Величины К,
L, M, N', N", P, Ql8 осуществляются одним фотометром, в котором
приемником служит германиевый болометр, охлаждаемый жидким
гелием. Для выделения необходимых полос применяются
интерференционные фильтры. В обсерватории Лас Кам'панас (Чили) с
одним болометром осуществлена похожая система, только
дополненная величинами / и Н (Humphreys, Ney, 1974a, b, с, d).
В самых длинных волнах с земной поверхности начали измерять
звезды Low et al. (1973)—они ввели величину Z с Ао = 34 мкм и
с полосой пропускания от 28 до 40 мкм. В этой полосе на горе
Каталина (Аризона) на высоте 2800 м при эквивалентном слое
влажности по,рядка 1.0 мм пропускание атмосферы имеет порядок
10%. В обсерватории Мауна Кеа (Гавайи) Dyck, Simon (1975, 1977)
проводят широкую программу измерений в Z-полосе.
Несколько ранее Low, Krishna Swamy (1970) для измерения
a Ori использовали величину 5 у Я = 24.5 мкм с ДЯ,= 1 мкм.
Полный список литературных источников с наблюдениями в
инфракрасных величинах готовится к печати (Straizys, 1977d).
Естественно, что максимальное число звезд наблюдалось в
величинах R, 1, поскольку в них звезды могут измеряться
обыкновенными фотоумножителями с фотокатодом типа S-l (ITT FW 118 или
ФЭУ-83). К сожалению, эти катоды обладают весьма малой
чувствительностью (квантовый выход порядка 0.5%). В последнее
время появились новые умножители (напр., EMI 9659 R) с
фотокатодом S-20, чувствительность которого расширена в красную сторону
до /„9300. Квантовый выход у А, 3500 достигает примерно 20%, а
136

у Я, 8000 он падает до 2% (рис. 41). Fernie (1974b) показал, что
с одним таким ФЭУ можно осуществить всю пятицветную систему
UBVRI. При этом проницающая способность возрастает на 2т в
величине / >и на 4т в величине R. Еще более пригодны для этой цели
новые ФЭУ с катодам,и из арсенида галия (RCA C31034A). Их
квантовый выход около X 3000 достигает 30—40%, а вблизи А, 9000
он равен около 5% (рнс. 41). ФЭУ с катодом из InGaAs трех
вариантов имеют меньшую чувствительность, но они позволяют
измерять до 9800 А (RCAC31034 В), 10300 A (RCA C31034 С) и 11000 А
(RCA C31034 D). С одним ФЭУ С31034 А систему UBVRI
осуществили Gianni et al. (1974) и Bessell (1976).
Связи между индексами V—R, V—/ и R—/ с несколько
различными кривыми реакции, как правило, линейные в больших интерва-
'К
S-l v"'V54.""\-> .
—. i^ -~тЛ "ГГ--У-
4000 5000 6000 7000 8000 9000
10 000 . 1Г000
Л А
Рис. 41. Квантовый выход в зависимости от длины волны для наиболее часто
применяемых зарубежных ФЭУ. Данные взяты из фирменных каталогов. ФЭУ
типов 1Р21 и С31034 производятся фирмой RCA (США), типов EMI 9558 и E.WI
9659 — фирмой EMI (Великобритания). Последние ФЭУ изготавливаются в двух
модификациях — с входным окном из боросиликата (В) и из кварца (Q). В
скобках указаны типы фотокатодов
137

лах спектральных классов. В качестве примера можно указать на
связь V—R и V—I с фотокатодами S-1 и S-20 R (Fernie, 1974b)
или связь R—/ системы Джонсона и системы Крона (Johnson et al.,
1966; Gliese, 1971; Eggen, 1971a). Согласно последней работе,
(/?—/)jt=-0.05 + 0.80 (/?—/) j. (138)
Сравнение вычисленных .из кривых реакции индексов V—R и
V—/ с наблюденными показывает, что кривые реакции величин R
и /, приведенные в работе Johnson (1965а), не соответствуют
действительности (Straizys, 1972; Travis, Matsushima, 1973b; Caputo,
Natta, 1973; Schmidt, 1973; Sapar, Maliuto, 1974). Обе кривые
являются слишком синими, особенно цц. Sapar, Maliuto (1974) на
основе кривых распределения энергии из каталога Straizys, Svider-
skiene (1972a) вычислили реальные кривые реакции,
соответствующие наблюдениям в системе RI Джонсона. Средние длины волн А,о
новых кривых реакции равны 7114 и 9669 А соответственно. Schmidt
(1973) пытался улучшить эти же кривые путем учета атмосферных
полос поглощения.
С увеличением длины волны точность измерения ИК-величии
все понижается. Согласно Johnson et al. (1966), точность одного
■измерения индексов V—К и V—L ярких звезд достигает ст=±0.05.
Hackwell, Gehrz (1974) приводят оценки достигаемой точности для
звезд разных величин, наблюдаемых телескопом с диаметром
130 см: в полосе /V точность до 5% достигается лишь для звезд до
2т, а в полосе Q — даже для звезд нулевой величины точность не
превышает 10—20%. Наблюдения в последних двух полосах
ведутся в условиях высокого шума неба, который значительно
превышает шумы болометра. Это происходит потому, что кривая излу-
чательной способности земной атмосферы примерно соответствует
кривой излучения абсолютно черного тела с температурой 300 К и
максимумом в районе 10 мкм. Сама Земля также имеет близкую
цветовую температуру излучения (порядка 290 К).
Фотометрия звезд в инфракрасных полосах является очень
важной по следующим причинам:
1. Самые холодные звезды спектральных классов К, М, R, N и S
имеют максимальную излучательную способность в ИК-областп.
В результате эти звезды легко доступны наблюдениям благодаря
большой яркости в ИК-области.
2. В последние годы обнаружено большое количество звезд и
протяженных объектов в темных туманностях (объекты Беклипа),
излучающих, в основном, в ИК-области « невидимых или очень
слабых в в,изуальной области.
3. В ИК-области спектра многие звезды имеют районы, мало
подвергнутые поглощению линий и полос. В связи с этим
инфракрасные колор-индексы мало искажены эффектом бланкетирова-
ния и могут служить функциями эффективной температуры.
4. При наличии абсолютной калибровки указанных величин но
фотометрическим наблюдениям можно получить абсолютные
кривые распределения энергии звезд в ИК-области. Эти кривые могут
138

Таблица 20
Потоки света, принимаемые от звезды АО V пулевой величины V
в эрг • с~
!-А-
Вели-
чина
?-0.
мкм
lOK
Поток

Величина
An.
мкм
1ок
Поток
и
в
V
R
I
J
Н
К
L
М
0.36
0.44
0.55
0.71*
0.97*
1.25
1.62
2.2
3.5
5.0
0.44
0.36
0.26
0.15
0.01
-0.10
-0.21
-0.34
-0.54
-0.70
4.22
6.40
3.75
1.75
8.4
3.1
1.2
3.9
7.1
2.0
• ю-9
ю-»
ю-9
ю-9
Ю-ю
Ю-ю
Ю-ю
ю-"
ю-12
ю-12
N'
N
N"
О
Р
Qie
Q20
Q22
Z
8.4
10.4
10.7
11.0
12.2
18.0
20.0
22.0
34.0
-0.92
-1.02
-1.03
-1.04
-1.09
-1.25
-1.30
-1.34
-1.53
2.4
1,1-
9.8
8.5
6.6
1.3
7.3
5.3
8.8
ю-'3
ю-13
ю-14
ю-14
ю-14
ю-14
.ю-15
ю-'5
ю-'6
Ревизованные значения по Sapar, Maliuto (1974).
быть использованы для получения болометрических поправок
красных звезд.
5. Поздние звезды многих типов в ИК-области .имеют
пекулярное распределение анергии по спектру, например, эмиссионные
горбы вокруг 10 м 18 мкм. Фотометрия звезд в ИК-области позволяет
изучить эти особенности распределения энергии.
6. ИК-излучение проходит через межзвездную, среду без
существенного ослабления, поэтому для исследования становятся
доступными более далекие области Галактики, экранированные темными
межзвездным,и облаками космической пыли.
7. С другой стороны, доступные исследованию длины волн ИК-
излучения в шкале 1/А, приближаются вплотную к нулевой точке.
Это дает возможность получить нуль-пункт закона межзвездной
экстинкции путем сопоставления слабо и сильно покрасневших
звезд с одинаковым нормальным распределением энергии в спектре.
Абсолютную калибровку ИК-величин проводили: Johnson
(1965с, 1966а), Low (1968, 1970), Becklin (1968), Gillett, Stein
(1971), Wilson, Schwartz et al. (1972), Simon et al. (1972a),
Morrison, Simon (1973), Thomas et al. (1973, 1976), Cohen (1972,
1973), Ney et al. (1973), Low et al. (1973), Strecker, Ney (1974),
Gehrz et al. (1974), Beckwith et al. (1976), Dyck et al. (1977).
В табл. 20 приводится усредненная абсолютная калибровка всех
величин системы UBVRIJHKLMN'N"OPQZ. Потоки соответствуют
звезде спектрального класса АО V величины V=0. Согласно
определению- все колор-индексы и величины такой звезды равны нулю.
Калибровка величин UBV взята по Straizys, Kuriliene (1975),
калибровка остальных величин получена усреднением результатов
ряда авторов. Приведенные константы позволяют получить кривую
энергии любой звезды, наблюденной в системе UBVRIJ . . .,
выраженную в звездных величинах и нормированную к V = 0, по
следующим формулам:
139

U=(U—V)-QA3,
B= (В—У)-0.58,
V=0,
P = 0.83-(V—P),
/=1.62-(V—/),
/=2.71 -(V—J),
H = 3.74-(V—H),
K=4.96-(V—K),
L=6.8\-(V—L),
M=8.18-(V— M),
N'=\0A8r-(V—N'),
W=11.33-(V— N),
N"=U.46-(V—N"),
0= 11.60-(V— 0),
P= 12.01 -(V—P),
Qi8=13.65-(V-Ql8),
Q2o= 14.28- (V-QK),
Q22=.14.64-(V-Q22),
Z=16.58-(V—Z).
(139)
Абсолютная калибровка для любой другой волны в ИК-области
может быть получена интерполированием.
Большинство звезд в ИК-области излучают приблизительно как
черные тела. В то же время некоторые типы звезд показывают
избыток излучения в широких интервалах длин волн, связанный
с околозвездными оболочками (подробнее см. на с. 29). По
характеру ИК-эмиссии эти звезды можно разделить на две группы.
Первые из них показывают ИК-эмнссию, которая сильно
преобладает над фотосферным излучением самой звезды. Кривая
энергии такой звезды как бы слагается из двух частей — в визуальной
области спектра видна кривая энергии самой звезды, в то время
как в ИК-области кривая энергии почти полностью принадлежит
околозвездной оболочке. Существуют два источника ИК-эмиссии —
термическое излучение оптически плотной пылевой оболочки пли
свободно-свободные электронные переходы в оболочке
ионизованного водорода. В случае термического излучения максимум его
интенсивности смещается в широких пределах в зависимости от
температуры нагрева околозвездной оболочки. Характерным примером
таких объектов являются молодые звезды — ориониды,
погруженные в родительские пылевые туманности или окруженные
остатками таких туманностей. Например, максимум излучения звезды
Т Таи приходится на 0.9 мкм, а звезды R Моп — около 4 мкм (рис.
UBVRIJHK LM Ы' NOP QMQ„
-1.0 \о9ух
Рис. 42. Кривые распределения энергии инфракрасных звезд Т Таи и R Моп,
полученные многоцветной ИК-фотометрией
140

42). Похожлми оболочками обладают некоторые звезды типа WR
и инфразвезды—самые холодные мирлды спектрального класса М
(IR/OH-источники), однако происхождение этих оболочек иное —
они образовались путем выброса вещества из атмосферы звезды
с последующей конденсацией околозвездных пылинок.
Примером звезд с околозвездной оболочкой или диском
ионизованного газа являются звезды Be, в которых ИК-избыток образу-
дт
0
5
10
4
U В V R 1 I Н К L М
1 1 1 1 1 ■ 1 1 1 1 1
-X
- 4s
'4
1 1
М NOP
1 II 1
V
\
i
0.5
0.0
-0.5
-LOIogfc
Рис. 43. Кривая распределения энергии ф Per — звезды типа Be в сравнении с
нормальной звездой т| UMa (B3 V), полученная многоцветной ИК-фотометрией
ется путем свободно-свободных переходов электронов в горячей
околозвездной плазме. На .рис. 43 показана кривая энергии
типичной экстремальной Ве-звезды ф Per. Видно, что по сравнению со
звездой класса ВЗ V ф Per показывает увеличивающийся
ИК-избыток с увеличением А, вплоть до 12 мкм. Похожими оболочками или
дисками обладают некоторые молодые эмиссионные звезды — орио-
ниды ранних спектральных классов, большинство звезд типа WR,
новые звезды, планетарные туманности.
Совершенно другой характер имеет ИК-эмлссия в спектрах
многих звезд поздних спектральных классов. Здесь наблюдается
широкий эмлсоионный горб между 8 н 14 мкм, содержащий, однако,
лишь приблизительно 10% от всей светимости звезды. Кривая
энергии звезды в Я<8 мкм хорошо следует закону черного тела. Счлта-
ется, что указанный горб вокруг богатых кислородом звезд (К—М,
S) обусловлен эмиссией околозвездной оболочки малой плотности,
'состоящей, в основном, из силлкатной пыли. Второй эмиссионный
горб на кривых энергии таких звезд наблюдается в районе 20 мкм.
141

Эмиссионные горбы в районе 10 мкм (и иногда в районе 20 мкм)
наблюдались в спектрах всех нормальных звезд позднее GO Ia+,
G8 la, Ml lab, M5 lb и Мб III, а также в спектрах мир.ид М и S
и звезд типа RV Таи. Углеродные звезды класса N и переменные
U В V R > J Н К L M N' N*P Q,8
> I »—I П—I 1 1 1 1—П П
-\ / ^Ч \
X N Л
0.5 0.0 -0.5 -1.0 log ft
Рис. 44. Кривые распределения энергии сверхгигантов EV Car (M4 la) и ЛХ Sgr
(G8 la) и ранней ориониды в2 Ori А (О 9.5 V), полученные многоцветной ИК-
фотометрией
типа R СгВ также показывают избыток излучения около 10 мкм,
однако горб у 20 мкм у них отсутствует. Это говорит в пользу
того, что пылинки вокруг этих звезд состоят не ;из силикатов, а из
углерода. Несколько сходная с силикатной эмиссия наблюдалась
также в спектрах некоторых молодых горячих звезд, например, в
спектрах В-звезд туманности Ориона (Ney et al, 1973). Примеры
кривых энергии звезд с силикатной эмиссией показаны на рис. 44.
Нормальные инфракрасные колор-индексы определяли: Johnson
(1964, 1965а, 1966а, 1967b, 1968), Johnson et al. (1968), Mendoza,
Johnson (1965), Lee (1970), Wiemer (1974), Mendoza (1975), Kuri-
liene, Straizys (1977). В табл. 21 приведены индексы для звезд V
класс1а светимости. Для В-звезд они взяты из Wiemer (1974), для
звезд А—К5 — из Johnson et al. (1968) и для М-звезд — из Johnson
(1966а). В табл. 22 приведены индексы для поздних звезд III клас-
ДТП
-2.0
0.0
2.0
4.0
6.0
142

Таблица 21
Нормальные колор-иидексы V класса светимости
Sp
(S-V)„
(V-R)c
(V-lh (V-l)0
{.V-11U (V-K)o (V-L)o IV-M)0
о
BO
Bl
B2
B3
B5
B6
B7
B8
B9
АО
A2
A5
A7
FO
F2
F5
F8
GO
G2
G5
G8
ко
K2
K5
K7
MO
Ml
M2
M3
M4
M5
M6
M7
M8
-0.32
-0.30
-0.27
-0.25
-0.21
-0.17
-0.15
-0.13
-0.10
-0.07
-0.02
0.05
0.15
0.20
0.30
0.36
0.44
0.52
0.58
0.62
0.68
0.75
0.82
0.91
1.15
1.35
1.44
1.47
1.49
1.51
1.54
1.58
1.65
1.75
1.85
-0.15
-0.14
-0.12
-0.10
-0.09
-0.06
-0.05
-0.05
-0.03
-0.01
0.02
0.08
0.16
0.19
O.30
0.Э5
0.40
0.47
0.50
0.53
0.54
0.68
0.64
0.74
0.99
1.15
1.28
1.40
1.50
1.60
1.70
1.80
1.93
2.20
2.60:
-0.46
-0.42
-0.38
-0.33
-0.28
-0.22
-0.18
-0.17
-0.14
-0.07
0.00
0.09
0.22
0.28
0.47
0.55
0.64
0.76
0.81
0.86
0.89
0.96
1.06
1.22
1.62
1.93
2.19
2.45
2.69
2.94
3.19
3.47
3.76
4.20
4.70:
-0.77
-0.69
-0.60
-0.53
-0.46
-0.36
-0.31
-0.29
-0.26
-0.16
-0.01
0.13
0.26
0.31
0.55
0.66
0.79
0.96
1.02
1.10
1.14
1.24
1.38
1.58
2.02
2.36
2.71
3.06
3.37
3.66
3.97
4.28
4.63
5.20
5.80:
0.19
0.35
0.42
0.73
0.86
1.02
1.23
1.30
1.40
1.46
1.60
1.80
2.08
2.63
-0.93
-0.87
-0.78
-0.69
-0.60
-0.48
-0.41
-0.38
-0.32
-0.20
-0.03
0.17
0.34
0.42
0.74
0.88
1.05
1.27
1.35
1.46
1.53
1.67
1.87
2.17
2.76
3.21
3.60
3.95
4.27
4.57
4.87
5.17
5.58
6.18
6.75:
-1.00
-0.94
-0.84
-0.74
-0.65
-0.52
-0.45
-0.41
-0.35
-0.22
0.00
0.21
0.39
0.47
0.79
0.94
1.11
1.33
1.41
1.52
1.59
1.74
1.94
2.34
2.94
3.40
3.78
4.15
4.47
4.79
5.20
5.54:
6.03:
-0.03
0.13
0.36
0.46
0.79
0.93
1.07
.1.27
1.35
1.44
Таблица 22
Sp
Нормальные колор-индексы III класса светимости
(В-Юо
(V-R)o
(V-/)o
iV-Jh
(V-II)o
(V-K)o
(V-Lh
IV-M)„
G5
G8
КО
Kl
K2
КЗ
K4
K5
Mo
0.86
0.94
1.01
1.08
1.16
1.29
1.40
1.51
1.66
0.69
0.70
0.77
0.81
0.84
0.96
1.06
1.20
1.24
1.17
1.18
1.30
1.37
1.42
1.61
1.81
2.10
2.14
1.52
1.56
1.71
1.80
1.87
2.12
2.36
2.71
2.77
3.57
2.08
2.16
2.35
2.48
2.59
2.92
3.24
3.67
3.74
2.18
2.27
2.47
2.61
2.73
3.07
3,39
3.83
3.89
2.02
2.09
2.25
2.36
2.45
2.76
3.05
3.47
3.59
143

со .—* о
Л> СО
о w ,
О га Ъ|
a w ь
SCO
h—i Л
„ '-^
I
< I о
К I
5 t-
о п>
о п>
о
£ -^
<Х>5э
-О со
2я
^ я
сг
Ire
о
"О м
D3
с*
К
Е
п w
Н
Е
S
К
За
о
3*
3
ел
О
3
& £ S £ £ £ * * * * * О О О О ^ Т) Т5 3 > > > > > > (Я СЯ СО СО СЯ СО СЯ СЯ СЯ г,
I I I I I I I I I I
-~>->---«-->-->--oppoppoopooopppppooppb
boSNS4b$№bi*ubobs№ubb~oo9obbbbbb'---MC>;
O~-JC0— ОСООСЛОСЛСПЮОООСЛООСООэС'СОСОСПСЛОО — — WOlStOWQCOWW
to — — — — — — — —
I I I I I
pppppppppppppppppppppppppp
— go "jx cc oo ю -- — о <o <o bo -q en Ы '4* со to'— — —'—'—'— о Ъ о о о о о о о — —
СоОООСПООООО — СД 00 — W^Ol'^^WCntOO^KJNOOCOUli^^^'-WOlOOOOO
►J* Co to tc to Ю JO .— '
'►£* СП СО ^ '^ to "— ^ (
--jencooooooo^c
(МММ
■rr-rr4rPPPPPpP°PP°PPPPPpppop
Э 05 Ол "►!*. Ю О ^0 '-^ 0Л 4* ОС ее to tO — — — О О О О О — — to СО 4*
>COOTO0CC^Ot0CnCD<»^CbtO<»Cn^0000O4*000C00CntotO
I I i I I I I I I I
•—' cn^wwwK)K3^toto--->--pppppopppppppppoopoP
pi 4* 4* ОС ОС ОС
^4 CO tO CO 00 05
ООСЛ^ОСО
On 4* 4* 4* ОС ОС ОС ОС to to t
I I I I I I I II
y.~-.,. ^№1«у.1»^;оюю-г-^ророооррррррррроооо
ЬЛ^ЬооЬи —юЬЬЬ'^'*~Ь^отиКэ—— — bbb--iou;*.b^ip
oOOQwo^oooiOioMwwoiio^.ti.rf.swouiotnoaj^cus^oDa)
M M M M
^^^^^^wwwtojoto^|-^|-pppppppppppappppp
'1С со "4* to — '-4 4* to © -<i '1**. о -ч *4* to о bo a> lib. 00 — — »— о о о ^- w bo ^ ел Ь) Ь
ел i**. ►**.»**. ос ос рз to to to to -
-о о о 000
4^00tOOcoCntOCO-44b. — 000^4ь.Юо00-^СЛ4*.0с00
aiOO^o^to-^to-^cnojtootocnOooootDcooo

Нормальные индексы сверхгигантов приводятся в табл. 23 (Ки-
riliene, Straizys, 1977).
Поскольку максимум излучения красных звезд приходится на
ИК-область спектра, видимая часть спектра включает в себя лишь
небольшую часть общего энергетического потока звезды на ее
коротковолновом крыле кривой энергии. В связи с этим красные
звезды имеют большие отрицательные болометрические поправки ВС,
определяемые формулой
'I(\)d\
ВС = mboi-V=-2.5 log
J/(X)Tv(X)dX
+ С,
(140)
Болометрические поправки поздних звезд
где константа С подбирается так, чтобы ВС= —0.07 для звезд типа
Солнца. Некоторые авторы принимали другой нуль-пункт ВС = 0.0
для Солнца.
Болометрические поправки для поздних звезд нормальных
спектров на основе их ИК-фотометрии определяли: Johnson (1962a, 1964,
1965d, 1966a), Mendoza,
Johnson (1965), Mendoza Таблица 24
■(1967, 1968, 1969а),
Johnson et al. (1968), Lee
(1970), Veeder (1974),
Flower (1975) и др.
Согласно работам Johnson
(1966а) и Ьез (1970), они
приводятся в табл. 24 с
нуль-пунктом —0.07 для
Солнца.
Поскольку некоторые
ИК-индексы мало
искажены бланкетированием
металлическими линиями и
молекулярными
полосами, они могут быть
использованы .в качестве
меры эффективной
температуры звезд при условии
их предварительной
'калибровки по Те путем
использования звезд с
известными диаметрами
или черных тел. В
качестве функций Те вначале использовалась комбинация колор-
индексов (# + /)_(/ + /() (Johnson, 1964, 1965а), а позднее — ко-
лор-индексы I—L (Johnson, 1966a), V—R и R—I (Mendoza, 1968a,
1969а; Johnson et al., 1968). К сожалению, теория бланкетирования
пока применена для анализа индексов, содержащих лишь величины
Sp
G2
G5
G8
КО
К1
К2
КЗ
К4
К5
К7
МО
Ml
М2
МЗ
М4
М5
Мб
М7
М8
V
-0.07
-0.09
-0.13
-0.19
—
-0.30
—
—
-0.62
-0.89
-1.17
-1.45
-1.71
-1.92
-2.24
-2.55
-2.89
-3.42
-4.0
III
-0.27
-0.28
-0.37
-0.43
-0.49
-0.66
-0.86
-1.15
—
-1.21
-1.31
-1.52
-1.88
-2.49
-3.22
-4.17
I
-0.11
-0.20
-0.22
-0.29
-0.35
-0.42
-0.57
-0.75
-1.17
—
-1.25
-1.37
-1.62
-2.11
-2.62
-3.4
10 В. Страйжис
145

R и /. Малюто (1969) показал, что для определения Те звезд F—G
V—VI наиболее пригоден индекс V—/, в котором эффект
блокирования и ретротермический эффект аннулируют друг друга. Неагп-
shaw (1972) применял в качестве меры Те индекс R—/, однако
учитывал поправки на ретротермический эффект. Cayrel (1968)
вычислил поправки бланкетированпя для индекса V—К. Применение
индексов R—/ в качестве критерия Те рассматривал также Perrin
(1973). Индекс R—/ в качестве меры Те для звезд F—G V—VI
неоднократно мспользовал Eggen.
Для звезд К—М индексы V—/ и R—/ хуже подходят в качестве
меры Те из-за наплыва атомных линий и молекулярных полос. Тем
не менее, Heifer, Wallerstein (1968), Heifer (1969), Heifer, Sturch
(1970), Sturch, Heifer (1971, 1972a, b) использовали индексы V—R
и V—/ для определения Те К-гигантов. Eggen (1969—1973) в своих
многочисленных работах использует диаграмму U—В, R—/ для
оценки металличности гигантов но избыткам 6(U—В) при R—/ =
—const. К сожалению, на диаграмме U—В, R—/
последовательности разных светимостей различаются, поэтому b(U—В) зависит
не только от металличности, но ,и от абсолютной величины звезды.
ИК-фотометрия много раз использовалась для определения
закона межзвездной экстинкции в длинных волнах (подробнее см.
на с. 21).

Глава 8
СРЕДНЕПОЛОСНЫЕ И УЗКОПОЛОСНЫЕ СИСТЕМЫ
8.1. СИСТЕМА uvbyfi
Четырехцветную среднеполосную систему uvby ввел Stromgren
(1962, 1963а, Ь, 1966а) в обсерваториях Маунт Паломар и Китт
Пик. Средние длины и полуширины кривых реакции приводятся
в табл. 25.
Таблица 25
Величина
и
V
Ъ
и
Хо, А 3500 4110 4670 5470
Ак, А 300 190 180 230
Кривые пропускания фильтров системы uvby (рис. 45)
опубликованы в работах Crawford (1966), Matsushima (1969), Crawford,
Barnes (1970). Olson (1974a) и Kodaira (1975) приводят кривые
реакции системы, полученные перемножением кривых фильтров и
3000 4000 5000 А А 6000
Рис. 45. Кривые пропускания фильтров системы uvbyfi. После учета кривой
чувствительности ФЭУ изменяется в основном лишь кривая реакции величин и
(пунктир)
147

средней кривой чувствительности фотоумножителя 1Р21. Величины
v, b и у реализуются с интерференционными фильтрами, а
величина и— со стеклянными фильтрами Schott UG11 (8 mm)+WG3
(1 мм). Кривая реакции ультрафиолетовых величин и полностью
расположена за бальмеровским скачком, как и величина U
Вильнюсской системы. Однако величина и системы uvby имеет более
узкую полосу реакции, а ее средняя длина волны на 50 А длиннее.
Кривая реакции фиолетовых величин v своим максимумом почти
совпадает с линией Нг (рис. 61). Остальные бальмеровские линии
приходятся на коротковолновое крыло кривой реакции и
существенного влияния на фотометрию не оказывают. Кривая реакции
синих величин b расположена между линиями Нт и Нз . Влияние
линии Нт и межзвездной полосы Я, 4430 почти полностью
исключено. Кривая реакции зеленых величин у своей средней длиной
волны почти совпадает с величиной V системы UBV.
В системе uvby определяются следующие индексы:
Ь-у,
ci=(u—v)-(v—b), (141)
m, = (y—b)-(b-y). ' (142)
Колор-индекс b—у является температурным v по своим
свойствам аналогичен индексу У—V Вильнюсской системы или В—V
системы UBV. Разность колор-индексов с{ измеряет высоту бальме-
ровского скачка. Этот параметр системы uvby близок к параметру
Quxy Вильнюсской системы. Однако в отличие от параметра Q
параметр С\ несколько зависит от межзвездного покраснения.
Чтобы избежать этого, Stromgren (1966a) ввел параметр
[d]=Cl-Ih. (Ь-у), (143)
который отличается от не зависящего от покраснения параметра,
определяемого по обычной формуле
Quvb= (u-v) - ^- (v-b). (144)
Разность колор-индексов /П[ является мерой интенсивности
блокирования спектральными линиями вокруг Hs . Для исключения
влияния межзвездного покраснения Stromgren (1966a) ввел
параметр
[m,]=m,-i!!L_(6-^), (145)
hb—y
который совпадает с обычно определяемым параметром
Qvb«= (v-b) - ^z±. (b-y). (146)
ЬЬ-у
148

Приводим отношения эксцессов для О-звезд, необходимые в вы-
численлях параметров Q и перевода колор-эксцессов системы uvby
в Ев-v (Crawford, 1975a):
£(с1)=0.20£ь_у, (147)
Е(т1) = -0.32ЕЬ-у, (148)
£„_ь=1.5£ь-«, (149)
£b_y = 0.74£B-v. (150)
Из-за эффекта ширины полос реакции все эти отношения
зависят от спектрального класса, класса светимости и межзвездного
покраснения (Kuriliene, 1977b; Crawford, Mandwewala, 1976).
Из публикуемых разностей индексов С\ и тх можно получить
сами индексы по формулам:
и—b = 2(b—у) + 2тх + си
и—у = 3(Ь—у) +2rri[ + cu
v~y = 2(b—y) +m].
Индексы b—у, С\ и Ш\ выносятся за атмосферу с коэффициентами
экстипкции, не зависящлми от спектрального класса, светимости и
межзвездного покраснения. Поскольку С\ включает
ультрафиолетовую величину, такая процедура недопустима. В результате
система uvby в какой-то мере повторяет ошибочную процедуру выноса
за атмосферу в системе UBV.
По количеству лзмеренных звезд система uvby стоит на втором
месте после UBV. В Центре звездных данных в Страсбурге в
первой половлне 1974 г. были собраны наблюдения 10500 звезд в этой
системе. Lindemann, Hauck (1973a) издали сводный каталог uvby-
наблюдений 7600 звезд. Он включает 76 работ, среди которых
большие каталоги Stromgren, Perry (1965), Cameron (1966), Perry
(1969), Crawford, Barnes (1970b), Crawford et al. (1970. 1971a, b,
1972, 1973), Johansen, Gyldenkerne (1970), Stokes (1972a, b) и др.
После этого появились большие каталоги звезд до G0 южного
полушария (Gronbech, Olsen, 1976; Heck, 1976), звезд О (Morrison,
1975; Crawford, 1975), звезд G—К—М (Olson, 1974b; Schreur, 1973),
стандартных звезд (Gronbech et al., 1976). Кроме свободных звезд,
в системе uvby наблюдалось много рассеянных скоплений и
ассоциаций. Эти исследования перечислены в работе Philip (1973).
На рлс. 46 показана диаграмма с\, b—у для звезд классов
светимости V и III из каталога Stromgren, Perry (1965). На ней непо-
красневшие В-звезды светимостей V—III образуют сравнительно
узкую, почти прямую последовательность, которая описывается
Уравнением (Crawford, 1970a, b, 1971b)
(Ь—г/)о=-0.116 +0.097с0. (151)
149

Если В-звезды каким-то образом отделить от звезд А—F, то
становится возможным определить их колор-эксцессы сдвигом звезды
вдоль линии покраснения до пересечения с линией (151).
Параметры Со являются функцией температуры или спектрального класса
В-звезд. Сказанное не относится к В-сверхпигантам, так как они
образуют отдельную последовательность в диаграмме С\, b—у
(рис. 46) и при наличии межзвездного покраснения система uvby
не может классифицировать их чисто фотометрическим методом.
Нормальные индексы с0 и (Ь—у)0 В-оверхгигантов определяли
Shobbrook (1976) и Davis, Shobbrook (1977).
Рис. 46. Диаграмма С\, Ь—у для неиокрасневших или мало покрасневших звезд
V н III классов светимости из каталога Stromgren, Perry (1965)
150

Труднее обстоит дело со звездами А—F, так как здесь
проявляется эффект светимости даже среди звезд V—III классов, и одна
лишь система uvby не может отделить покрасневшие звезды V
класса от непокрасневших звезд III класса светимости. Кроме того,
здесь начинает чувствоваться также эффект металличности звезды.
Чтобы определить нормальный колор-индекс (Ь—у)0 для звезд
А—F, пришлось дополнить систему uvby еще двумя узкополосными
величинами (рис. 45), измеряющими интенсивность линии Нз и
фона вокруг нее (Crawford, 1958, 1960; Crawford, Mander, 1966).
Индексы В для нескольких тысяч звезд приводят Lindemann, Hauck
(1973). Индекс В обладает исключительно ценным свойством — он
не зависит от величины межзвездного покраснеипя. Среди звезд В
и ранних А индекс В сильно зависит от светимости и поэтому
диаграммы В, b—у или В, С[ для этих звезд дают хорошую двумерную
классификацию (после исключения межзвездного покраснения).
Среди звезд поздних подклассов А и звезд F индекс В перестает
чувствовать различия в светимости и тем самым он становится
даже лучшим критерием Те, чем b—у, который несколько меняется со
светимостью (с увеличением светимости b—у уменьшается). В
результате для двумерной классификации звезд А—F очень хорошо
подходит диаграмма В, с\, где Ci измеряет светимость, а В—
температуру. Процедура определения (Ь—у)0 по наблюденному В имеет
следующую последовательность. Во-первых, графически или из
таблицы по В определяется стандартное значение (b—y)std,
соответствующее ZAMS. Затем применяется формула (Crawford, Strom-
gren, 1967; Crawford, 1970a, b, 1971a, b)
(b—y)o=(b—y)std + C6c0 + D6m0, (152)
где б Со .и 6m0 — отклонения звезды от ZAMS на графиках с0, В и
т0, В при наблюденном B = const (эффект различия светимости и
металличности). Поскольку с0 и т0 неизвестны, приходится
вначале пользоваться наблюденными значениями с\ и Ш\. Итак, сначала
определяется (Ь—у)'0 с предварительными бс[ и Ьш\, вычисляется
E'b v = (b—у) — (b—y)'Q « с этим Е'ь вычисляются б со и бт0.
Затем определение (Ь—у)0 повторяется и £6_,у= (ft—у) — (Ь—у)0.
Коэффициенты С и D несколько зависят от температуры. Согласно
Crawford (1975a, b), приблизительно можно принимать для А-звезд
(ft—г/)0=2.943-В-0.09бс0-0.2бт0 (153)
и для F-звезд
(ft—у)о = 0.222 +1.11(2.720-В) +2.7(2.720-В)2-0.05 б с0-
— [0.1+3.6(2.720 —р)] б т0. (154)
Когда определены нормальные индексы (Ь—г/)0, с0 и т0,
становится возможной трехмерная классификация звезд с применением
Диаграмм сь b—у и mu b—у.
Калибровку колор-индексов и их разностей по температурам и
hgg выполняли Matsushima (1969), Bell (1971a, b), Philip (1972),
;»
151

Рис. 47. Диаграмма е., Ь—у, калиброванная по Те и logs Для звезд спектральных
классов А—F (Dreger, 1974). Сплошные тонкие линии — изолинии logs,
прерывистые тонкие линии — изолинии температур
152

Mihalas (1972a, 1974), Olson (1974), Osmer, Peterson (1974), Bre-
ger (1974), Philip, Matlock (1975), Philip, Newell (1975), Hauck,
Magnenat (1975), Kurucz (1975), Palmer (1977) и Relyea, Kurucz
(1977). Strom, Strom (1970), Strom et al. (1971) и Breger (1975a)
приводят калибровку диаграмм сь Р и р, b—у. Для калибровки
используются или кр,ивые распределения энергии моделей звездных
атмосфер, учитывающие бланкетирование водородными, а иногда
и металлическими линиями, или же набор звезд с достаточно точно
известными температурами и logg. Наиболее полная и точная
калибровка диаграмм системы uvby выполнена в работе Relyea,
Kurucz (1977).
На рис. 47 приводится калиброванная диаграмма с\, Ъ—у
(Breger, 1974), позволяющая оценить Те и log g для звезд нормального
(солнечного) химического состава. При классификации звезд с
другим содержанием металлов необходимо учитывать соответствующие
поправки.
Физические параметры звезд Те и log g позволяют вычислить
абсолютную величину МЬы, если известна масса звезды
(подробнее см. на с. 7). Для звезд главной последовательности или
близких к ней звезд массы могут быть однозначно оценены но трекам
эволюции. Это позволяет проводить калибровку системы в
абсолютных величинах. Критерием абсолютной величины может быть
взят 6 Ci, т. е. разница между значениями С\ ZAMS и данной звезды
при постоянной температуре. В интервале спектральных классов
A3—F2 в качестве критерия температуры можно использовать
индексы b—у или р. Связь АЛ1у с 6ci исследовали Stromgren (1963a,
Ь, 1966а, Ь), Crawford (1970a, Ь), Eggen (1971c), Bell (1971a, Ь),
Breger (1974), Crawford (1975a, b). Согласно Breger (1974),
Mv = MvAMS-9 8c! (155)
в диаграмме С\, b—у или
Mv = Mf,AMS-8 8cu 0.08<b—y<0.23, (156)
MV = MZVAMS-U6cu b—y>0.23 (157)
в диаграмме С\, р.
Если исследуемые звезды по химическому составу отличаются
от Солнца, 6 Ci становится несколько зависимым от 6 Ш\, особенно
среди карликов F—G (Stromgren, 1963a, 1964, 1966а; Barry, 1970,
1974; Bell, 1971a, b, 1972; Eggen, 1971c, 1972b; Chaffee et al., 1971).
Среди В-звезд критерием абсолютной величины является
индекс р. Его связь с My рассматривали Graham (1964, 1967),
Ferine (1965), Stromgren (1966a), Crawford (1970a, b, 1973a, b),
Moffat et al. (1973), Neckel, Klare (1976). Однако среди ранних В-
звезд линия Н<" может быть засорена эмиссией (неопознанные Ве-
звезды). В связи с этим Crawford et al. (1975) рекомендуют ввести
в систему еще одну величину, измеряющую эмиссию в На .
Для определения металличности звезды используются
диаграммы mu b—у или [mi], b—у. На таких диаграммах звезды A—F
153

светимостей V—III почти не показывают разделения и поэтому
отклонение 6mi от ZAMS нормального химического состава является
мерой металличности звезды независимо от светимости. При этом
металлические звезды Am преимущественно отклоняются вниз от
ZAMS нормального состава, а субкарлики F—G — вверх от нее. Не-
0.15 -
0.20
0.25 -
Рис. 48. Диаграмма mb b—у для звезд Am: I — линия непокрасневших
сверхгигантов, стрелка—линия покраснения
большое влияние светимости звезд А на 6 mi проявляется через
Л.ПНИЮ Нг, которая попадает в полосу v.
На рис. 48 изображена диаграмма ти b—у для звезд Am из
каталогов Stromgren, Perry (1965), Cameron (1966), Barry (1970)
и Warren (1973). Звезды Am с максимальной металличностью в
общем показывают наибольшие отклонения вниз от ZAMS,
достигающие 0.07. В то же время большая часть звезд Am перемешивается
с нормальными А-звездами, так что фотометрическое отделение
звезд со слабо выраженной металличностью даже при отсутствии
межзвездного покраснения невозможно.
Индекс т.[ после исключения влияния чувствительной к
светимости линии Нг, показывает неплохую связь со степенью
металличности звезд Am, т. е. с разностью Sp(M)— Sp(H) (Abt, 1966). По
аномально большим индексам mi было открыто несколько новых
звезд Am (Milton, Conti, 1968). Поведение звезд Am в разных
диаграммах системы uvby исследовали Cameron (1966) и Barry (1970).
На рис. 49 в диаграмме ти b—у отложены звезды с
характеристиками субкарликов из каталогов Bond (1970), Crawford,
Barnes (1970b) и Eggen (1972b). Отклонения экстремальных
субкарликов вверх от ZAMS достигают 6 mi =0.14, т. е. остаются вдвое
меньше 6(U—B) в диаграмме U—B, B—V. Векторы бланкетирова-
ния в диаграммах системы uvby вычисляли Matsushima (1969),
154

McNamara, Colton (1969), Eggen (1972b), Danford (1975), Kurucz
(1975). Калибровку 6 mi no [Fe/H] выполняли Stromgren (1963b
1964, 1966a), Bond (1970), Nissen (1970), Gustafsson, Nissen (1972)
Powell (1972), Crawford (1975b). Связь 6 m, с [Fe/H] получается
линейной в большем интервале металличностей, чем в случае
ш,
0.1
0.2
—
I
••
1
•
1 1
• з*
• 3 3
. ••••
1 1
•
•
Д Лин.бл. •
• ».\ •
•
•
1 1
* \
ф \ •
• \
\ •
. • \ • •
i \i
•
1
—
-
1
0.2
0.3'
0.4
Ь-у 0.5
Рис. 49. Диаграмма ти Ь—у для субкарликов: Лин. бл. — вектор дебланкетиро-
вания звезды типа Солнца, стрелка — линия покраснения
6(£/—В). Вместе с тем б mi почти не зависит от светимости, хотя
некоторые авторы все же учитывают небольшие поправки к б mi
за счет разности абсолютных величин. Теоретически диаграмму ти
Ь—у для карликов F—G исследовали Fischel (1964), Bell (1971a),
Kurucz (1975). В последней работе приводится калибровка
диаграммы ть Ь—у изолиниями Те, log g и [Fe/H].
Conti, Deutsch (1966, 1967) указали, что для карликов F—G
на 6 mi большое влияние может оказать микротурбулентность.
Позднее Barry (1967), McNamara (1967), Conti, Deutsch (1968),
Kraft et al. (1968), Nissen (1970), Gustafsson, Nissen (1972)
указывали на незначительность этого эффекта. На основе расчетов
моделей звездных атмосфер эффект микротурбулентности в системе
uvby исследовали Chaffee et al. (1971), Kurucz (1975) и Relyea
Kurucz (1977). '
Philip et_al. (1976) по единой методике определили физические
параметры 5183 звезд спектральных классов О—В—А—F,
наблюденных в системе uvby. Сначала по не зависящим от межзвездного
покраснения параметрам [и—b], [mx\ .и р все звезды разделены на
три группы —звезды В, ранние А и звезды AF. Затем для каждой
группы применены разные формулы и калибровки для определения
Температур, logg, Mv и [Fe/H]. В этой работе можно найти пол-
155

Таблица 26
Hop
Sp
мальные индексы системы
ь-н
uvby V класса светимости
с.
ZAMS
Hyades
m,
В
О
во
В1
В2
ВЗ
В5
В8
В9
АО
А1
А2
A3
А5
А7
F0
F2
F5
F8
GO
G2
-0.15
-0.12
-0.11
-0.10
-0.09
-0.08
-0.06
-0.04
-0.02
+ 0.02
+ 0.03
+ 0.05
+0.08
+ 0.12
+ 0.18
+ 0.22
+ 0.28
+ 0.35
+ 0.37
+ 0.40
-0.14
-0.07
+ 0.02
+0.15
+ 0.33
+ 0.42
+0.60
+ 0.80
+ 1.00
+ 1.00
+0.99
+ 0.95
+ 0.89
+ 0.82
+ 0.70
+ 0.61
+0.45
+0.35
+ 0.32
+0.29
+ 1.02
+ 0.90
+ 0.75
+0.64
+ 0.46
+ 0.36
+ 0.34
+0.32
+0.07
+ 0.07
+0.08
+0.09
+0.10
+ 0.11
+ 0.125
+0.140
+0.155
+ 0.165
+ 0.180
+ 0.190
+ 0.205
+ 0.205
+0.190
+ 0.175
+ 0.170
+0.180
+ 0.200
+ 0.220
2.580
2.610
2.630
2.660
2.690
2.710
2.750
2.800
2.850
2.900
2.895
2.885
2.855
2.820
2.760
2.715
2.670
2.625
2.615
2.590
ную схему трехмерной классификации ранних звезд в системе uvby
и определения ,их межзвездного покраснения.
Вращение звезд оказывает влияние на все наблюдаемые
параметры звезд, в том числе на индексы с\, тх и |3. На диаграмме с\,
Ь—у среди В-звезд эффекты вращения незначительны (см., напр.,
Warren, 1976). Теория показывает, что среди звезд А—F при
увеличении v sin i значение индекса Ci должно увеличиваться, т. е.
быстро вращающиеся звезды главной последовательности должны
быть более похожими на гиганты (Hardorp, Strittmatter, 1968).
Однако на основе наблюдений такая зависимость получена лишь для
Гиад (Kraft, Wrubel, 1965). Для звезд скопления Praesepe (Dickens
et al., 1968) такая зависимость не наблюдается. Для звезд поля
данные противоречивы (Danziger, Faber, 1972; Hartwick, Hesser, 1974).
В поздних подклассах F звезды с заметным вращением
наблюдаются только среди звезд, находящихся выше полосы ZAMS.
Появляются они здесь в процессе эволюшш звезд большей массы.
Наоборот, молодые F-звезды с большой хромосферной активностью
на диаграмме С\,Ь—у концентрируются вокруг ZAMS (Wilson, Sku-
manich, 1964; Wilson, 1966, 1968).
На диаграмме mu b—у среди звезд А—F наблюдается
зависимость между 6mj и v sin i в том смысле, что при увеличении метал-
личности проекционная скорость вращения уменьшается (Strom-
gren, 1963b, 1966a; Slettebak et al., 1968; Danziger, Faber, 1972;
Hartwick, Hesser, 1974).
156

В системе uvby кроме нормальных звезд наблюдалось много
звезд с различными пекулярноетями, в том числе Am и Ар,
магнитные переменные, голубые бродяги, синие звезды горизонтальной
ветви, голубые субкарлики, белые карлики, звезды типа б Set, ли-
риды, цефеиды и т. д.
Straizys, Kuriliene (1975) выполнили абсолютную калибровку
колор-индексов системы uvby. В табл. 27 приводятся потоки
энергии в единицах Ю-9 эрг-с-1 -см-2-А-1, принимаемые от звезд
спектральных классов АО V и О V нулевой величины.
Таблица 27
Величина
Х0, А
и
3500
V
Ь
4110 | 4670
и
5470
АО V 3.25 7.18 5.81 3.70
О V 18.00 10.17 6.60 3.66
Колор-индексы абсолютно черных тел в системе uvby
вычислены в работах Matsushima (1969) и Osmer, Peterson (1974).
Применение системы для .исследования структуры Галактики
сильно ограничено невозможностью проводить двумерную или
трехмерную классификацию при наличии межзвездного покраснения и
отсутствии спектральной классификации звезд. Даже при
отсутствии межзвездного покраснения система не может отделить
ранние сверхгиганты от других звезд. Система совершенно не
приспособлена для выделения и классификации поздних звезд.
Дополнение системы двумя узкополоснььми величинами, измеряющими
индекс р, облегчает классификацию В-звезд по светимостям, однако
проблема отделения покрасневших В-звезд от звезд А—F остается
нерешенной. Вместе с тем система теряет проницающую
способность. Значительно лучше было бы дополнить систему одной сред-
неполосной величиной на X 3750, аналогичной величине Р
Вильнюсской системы (Furenlid, Sanders, 1975; Sanders, 1975).
Расположение фильтров v на линии На и р— на линии Н?
требует высокой стабильности и однообразия их кривых реакции. При
незначительных отклонениях кривых реакции от стандартных
колор-индексы трудно редуцируются в стандартную систему (см.,
напр., Graham, 1969; Johansen, Gyldenkerne, 1970; Olsen, 1971;
Stokes, 1972a; Kilkenny, 1975; Eggen, 1976).
8.2. СИСТЕМА DDO
Система введена в обсерватории Дейвид Данлап (Канада) для
классификации звезд G—К по температурам, ускорениям и метал-
личности, а также для определения их межзвездного покраснения
(McClure, Bergh, 1968). Первый вариант системы состоял из шести
величин, перечисленных в табл. 28. Кривые реакции стандартных
157

Таблица 28
Величина
«35»
«38»
«41»
«42»
«45»
«48»
Хо, А 3490 3800 4166 4257 4517 4886
ЛЬ, А 370 170 83 73 76 186
фильтров приводятся в работе McClure (1976) вместе со списком
285 стандартов системы.
Для классификации звезд I популяции в основном
использовались четыре длинноволновых фильтра путем определения
следующих индексов: С41-42 — поглощения полосы CN в коротковолновой
стороне от Х4216, чувствительного к светимости и обилию тяжелых
элементов, С42-45 — скачка интенсивности у полосы G,
чувствительного к эффективной температуре, С45-48 — индекса, избегающего
сильных спектральных линий и полос, но чувствительного к
ускорению среди G- и К-звезд. Для звезд с дефицитом металлов (II
популяция) используются еще два индекса — С38-42 — мера скачка
у X4000, вызванного блаикетированием металлическими линиями
в ультрафиолете и С35-зв — мера бальмеровского скачка.
В системе DDO наблюдались звезды для калибровки (McClure,
Bergh, 1968), К-гиганты поля (Janes, 1975a), звезды в окрестностях
шаровых скоплений и галактик (McClure, Racine, 1968), звезды
с сильными полосами CN (McClure, 1970; Janes, McClure, 1971; Os-
born, 1971), звезды северного галактического полюса (McClure,
Crawford, 1971) и района центра Галактики (Janes, 1975b),
визуальные двойные (Deming, 1975), гиганты II популяции (Osborn,
1973а, b; Claria, Osborn, 1976), звезды рассеянных и шаровых
скоплений (Goodenough, 1970; Hartwick et al., 1972a, b, 1974; McClure,
1972, 1974; Osborn, 1973c, 1974, 1975; McClure, Norris, 1974; Norris,
1974; McClure et al., 1974; Janes, 1974, 1977; White, 1975; Hesser et
si., 1976,1977; Bessell, Norris, 1976; Osborn, Claria, 1976) и
звездных групп (Boyle, McClure, 1975).
Система подробно описана в сообщении McClure (1973) на
симпозиуме MAC № 50. Калибровку индексов системы по
спектральным классам, температурам, светимостям, ускорениям и [Fe/H]
выполнили McClure (1973), Osborn (1973a, с, 1975), Janes,
McClure (1975), Janes (1975), Claria, Osborn (1976).
Для классификации звезд по спектральным классам и
светимостям используется диаграмма С45-43, С42-45 (Osborn, 1973a). Линии
бланкетирования на этой диаграмме являются почти
параллельными последовательностям звезд, поэтому их классификация мало
чувствительна к различиям металличности.
Для определения металличности красных гигантов светимостей
II—III—IV используется диаграмма Cm(4i_42), С42-48, где инДекс CN
учитывает влияние различия светимостей согласно формуле
Cm(4i-42) =C4i-42-1.66 [С45-48-О.45С42-45-0.792]. (158)
158

Оставшееся отклонение б Cm(4i-42) при C42-48 = const является мерой
содержания металлов в звезде и показывает неплохую корреляцию
с [Fe/H]. Все же надо учесть, что эта зависимость лишь
статистическая. Сильная полоса CN не всегда указывает на большое
обилие Fe.
Для применения вышеописанных диаграмм для трехмерной
классификации необходимо заранее исправить индексы звезд на
межзвездное покраснение. Для определения колор-эксцесса звезды
обычно используется диаграмма С4*45, В—V, где
C4V45 = C42_45- ^L(B-V) (159)
£В — V
является не зависящим от межзвездного покраснения параметром
Q42,45, в, v- McClure, Racine (1969) получили следующую формулу
для определения колор-эксцессов звезд в интервале В—V от 0.80
до 1.55, в интервале классов светимости от II до IV и в пределах
металличности звезд I популяции:
£в-у = 2.175(£— V) -2.380 С45-«-1.420 С42-45+1.841. (160)
В этой формуле член с С45-48 учитывает различие классов
светимости.
Из Ев-v колор-эксцессы в системе DDO определяются по
отношениям:
^L =0.066;^^ =0.234; ^^- =0.354. (161)
£В - V СВ - V Е-В —V
В случае гигантов II популяции с большим дефицитом металлов
индекс C4i_42 перестает быть чувствительным параметром
металличности, так как полосы CN почти .исчезают. Поэтому приходится
вместо него использовать колор-индекс С38-42, измеряющий
блокирование линиями металлов в районе X 3800. Избыток 6 Сзв-42 при
'С45-48 = const показывает хорошую связь с [Fe/H] (Osborn, 1973a,
с). Для гигантов с дефицитом металлов можно использовать
калибровку по Те и log g для звезд I популяции, если предварительно
учесть влияние на колор-пндексы различия химического состава.
Обычно считается, что существует линейная зависимость между
величиной коррекции индексов и [Fe/H],
Ccorr = C0bs — a [Fe/H],
где а несколько меняется со светимостью.
Вариант системы DDO, дополненный более длинноволновыми
величинами, реализовал Faber (1973).
159

8.3. ЖЕНЕВСКАЯ СИСТЕМА
Golay (1963) в Женевской обсерватории осуществил
семицветную систему, состоящую из трех величин с кривыми реакции,
близкими к величинам UBV,u четырех среднеполосных величин,
ширины которых в два раза меньше, чем величин В и V. Система
реализована стеклянными фильтрами фирмы Schott. Числовые данные
кривых реакции опубликовали Rufener et al. (1964), Golay (1968a,
1972, 1974) и Rufener, Maeder (1971). Данные об использованных
фильтрах и кривых реакции приводятся в табл. 29.
Таблица 29
Величины Женевской системы
(цифры в скобках указывают толщину фильтра в мм)
Величина
Фильтры
Ко
1 тах> 10
и
Bi
в
в2
V,
V
G
UG 11 (4)
GG 13 (2)+UG 3(4) +
+ BG23 (1)
BG 12 (2)+GG 13(2)
BG 25 (3)+GG 3(4)
OG4(2)+BG 18 (3)
OG 4 (2)
Corning 3—67 (1.5)
3456
4024
4245
4480
5405
5500
5805
65
45
64
34
56
91
91
В Женевской системе измерено около 4700 звезд (Rufener et al.,
1964, 1966; Rufener, 1971, 1976; Golay, 1973). Сюда входят яркие
звезды для калибровки системы, а также много звезд рассеянных
скоплений. В настоящее время проводятся измерения ярких звезд
южного полушария в обсерватории ESO (Чили).
Разные свойства системы и ее классификационные возможности
неоднократно описывались в работах Golay (1963, 1964а, 1966,
1968а, 1969, 1971, 1972, 1973а, 1974), Golay, Goy (1965), Hauck
(1968b, 1971, 1973), Hauck, Nicollier (1971). Система обеспечивает
трехмерную классификацию звезд спектральных классов АО—G5
светимостей V—III. Для классификации звезд используются
следующие параметры:
A = QUB^G=U-B2-0.832(B2-G), (162)
d = Qt/B'Ba = f/-S1-1.430(S,-S2), (163)
g = QBlB%vlG=B\—B2- 1.357 (У.-G), (164)
m2 = QBlB,Vi=Bl-B2-0A57(B2-Vl), (165)
где And являются мерой высоты бальмеровского скачка, причем
Д чувствителен также к бланкетированию, в то время как d — почти
нет (как и С\ системы uvby). Параметры g и т2 являются мерой
блокирования линиями в синей части спектра и их свойства похо-
160

жи на свойства параметра Ш\ системы uvby и Qxyv Вильнюсской
системы. Все эти параметры несколько зависят от спектрального
класса звезды и от закона межзвездной экстинкцин (Crawford,
Mandwewala, 1976).
Схему трехмерной- классификации непокрасневших звезд АО—
G5 V—III разработал Hauck (1968b, 1973, 1976а). В качестве
меры Те используется индекс В2—V\
ее = 0.727(£2—У,) +0.649. (166)
Абсолютная величина звезды определяется по отклонению звезды
Ad от линии Гиад на калиброванной диаграмме Qub,b^, В2—V\.
Металличность звезд F—G определяется по отклонению звезды
Дт2 от линии Гиад на диаграмме т2, В2—V\. Зависимость В2—V\
■и Ad от металличности, а также Ат2 от абсолютной величины
учитывается путем добавления небольших поправок.
Для двумерной классификации покрасневших звезд в разное
время предлагались диаграммы Qub^g, QbxB.v^ (Golay, 1963,
1964а, 1966) и QubvG, Qub.b, (Golay, 1971, 1972, 1973a). Последнюю
диаграмму следует считать наиболее удачной, так как на ней
классификация сравнительно однозначна. В Вильнюсской системе
аналогичную диаграмму Quxy, Quyv Bartkevicius, Straizys (1970b)
использовали для выделения субкарликов (рис. 91).
Двумерная классификация покрасневших В-звезд в Женевской
системе сильно осложняется трудностью разделения классов
светимости. Причиной является отсутствие в системе величины,
расположенной на бальмеровском скачке (типа величины Р
Вильнюсской системы). Maeder, Cramer (1975) предложили для
классификации В-звезд использовать трехмерное пространство, где на осях
отложены три параметра Q.
В диаграммах Женевской системы исследовались разные типы
пекулярных звезд: субкарлики (Golay, 1964b; Hauck, 1965b, 1968b;
Golay, Goy, 1965; Peytremann, 1975a), звезды НВ (Hauck, 1969,
1971, 1975a), звезды Am (Golay, 1964b, 1971, 1972; Hauck, 1966,
1968a, 1970, 1971, 1975a; Hauck, Veer-Menneret, 1970), Ap (Hauck,
Veer-Menneret, 1970; Hauck, 1971, 1974, 1975a, b, 1976b; Golay, 1971,
1972; Steiger, 1975), двойные звезды (Golay, 1964c, 1972, 1973b;
Maeder, 1968a, b). Попытку трехмерной классификации
непокрасневших звезд G—К предпринял Grenon (1975). Эффекты вращения
исследовали Maeder (1968a, 1968c, 1971a, b), Golay (1968b, 1972,
1973b), Maeder, Peytremann (1970). Колор-индексы абсолютно
черных тел вычислил Hauck (1965a). Законы межзвездной
экстинкцин исследовали: Goy, Maeder (1969), Goy (1971, 1972), Golay
(1973b). Связь индексов и параметров Женевской системы и
системы uvby исследовали Lindemann, Hauck (1973b), связь между
величиной V\ Женевской системы и величиной V,системы UBV
исследовали Rufener, Maeder (1973b).
Величины U, Ви В2 и V\ Женевской системы по своим к0 близки
к величинам U, X, Y, V Вильнюсской системы, но имеют более шп-
11 В. Страйжис
161

рокие кривые реакции. В настоящее время рассматривается вопрос
о соединении Женевской и Вильнюсской систем в одну
семицветную систему VilGen (подробнее см. на с. 209).
8.4. СИСТЕМА ВАЛЬРАВЁНОВ
Эта система включает две широкополосные (В и V) и три сред-
неполосные величины, параметры которых приведены в табл. 30.
Кривые реакции этой системы определяются сложной оптической
системой (Walraven, Walraven, 1960; Rijf et al., 1969). Величина V
Таблица 30
Величина
W
и
L
В
V
Хо, А 3270 3670 3900 4295 5450
Да, А 150 260 300 420 850
почти совпадает с величиной V системы UBV. Кривая реакции
величины В сужена с обеих сторон и полностью помещается между
ЛИНИЯМИ Н,э И Не .
Система разработана для двумерной классификации ранних
звезд при наличии межзвездного покраснения (Walraven, Walraven,
1960, 1975; Graham, 1966, 1968а, b; Antalova, Graham, 1976). Для
классификации В-звезд .используется диаграмма Qwubv, Qubv, на
которой очень хорошо отделяются В-звезды V и I классов
светимости. По ее примеру построена диаграмма Qupy, Qpyv Вильнюсской
системы.
Позднее система Вальравенов применялась для классификации
более поздних звезд — сверхгигантов, цефеид и других
пульсирующих звезд, субкарликов (Walraven et al., 1964; Walraven, 1966;
Oosterhoff, Ponsen, 1966; Oosterhoff, Walraven, 1966; Ponsen, Oos-
terhoff, 1966a, b; Genderen, 1970, 1973, 1977; Pel, 1976; Lub, Pel,
1977). Список стандартных звезд, кривые реакции системы и ее
калибровка по Те и \og g приводится в работе Lub, Pel (1977).
8.5. СИСТЕМА БОРГМАНА
Эта система является типичной среднеполосной системой.
Параметры величин системы приводятся в табл. 31. Все величины
реализованы с интерференционными фильтрами. Система разработана
для фотометрической классификации ранних звезд и исследования
влияния поздних компонентов на величины ранних звезд (Borgman,
1960, 1963).
Система применялась для исследования законов межзвездной
экстинкции света (Borgman, 1961), двумерной классификации звезд
с помощью диаграмм Q, Q (Borgman, 1960, 1963; Borgman, Blaauw,
162

Таблица 31
Величина
А.0, А
/U, А
К
5880
215
L
5240
220
м
4550
200
N
4055
200
р
3750
ПО
Q
3560
90
ft
3295
80
1964), для оценки металличности звезд (Borgman, 1959; Wallerstein,
1964). Она сыграла важную роль в развитии среднеполосной
звездной фотометрии. Ее величины Q, Р, N и М близки к оптимальным
положениям величин, предназначенных для двумерной
классификации звезд О—В—А—F. Диаграмма Qqpx, QNMl является
прообразом диаграммы Qvpy, Qxyv Вильнюсской системы,
предназначенной для оптимальной двумерной классификации звезд А—F.
8.6. АРИЗОНСКАЯ СРЕДНЕПОЛОСНАЯ СИСТЕМА
Вариант системы Боргмана был реализован в обсерватории
Лунной и планетной лаборатории в Аризоне. Параметры величин этой
системы приведены в табл. 32. В системе измерено свыше 1500
ярких звезд, сверхгигантов Магеллановых Облаков, субкарликов
Таблица 32
Величина
«33»
«35»
«37»
«45»
«52»
Хо, А
ДА., А
3370
100
3530
100
3750
90
4020
200
4590
220
5180
220
5830
220
6350
270
(Johnson et al., 1967; Johnson, Mitchell, 1968; Smith, 1968; Mendo-
za, 1969b, 1971a; Iriarte Erro, 1973; Schuster. 1976). Позднее к этой
системе добавлено еще пять инфракрасных величин со средними
длинами волн 7240, 8000, 8580, 9850 и 11080 A (Mitchell, Johnson,
1969; Johnson, Mitchell, 1975; Schuster, 1976). Эти величины
подробнее описаны на с. 171.
8.7. СИСТЕМА ЭГГЕНА
Трехцветная система Эггена с параметрами, приведенными в
табл. 33, использовалась для спектральной классификации звезд
К—М (Eggen, 1967, 1968, 1969а, с; Eggen, Stokes, 1970).
Критерием температуры является индекс гпвь—ff*io2, мало подвергнутый
блокированием линиями и полосами. Индекс /л62—/п65 служит
критерием интенсивности полосы TiO у X 6250. Величины «62»
и «65» данной системы весьма близки к величинам Т ,и S
Вильнюсской системы.
163

Таблица 33
Нелпчинл
«62»
«65» «102»
ко, А 6250 6500 10200
АХ, А 280 280 300
8.8. СИСТЕМА ХЕЛЬФЕРЛ—ДЖЕНЕНСА
Heifer, Jennens (1975a, b), Jennens, Heifer (1975a, b), Jennens
(1975) для исследования обилия металлов в гигантах G—К
использовали систему, состоящую из четырех широкополосных величин
системы UBVI и величин У и Z Вильнюсской системы. Параметры
кривых реакции приведены в табл. 34.
Таблица 34
Величина
и
В
V
I
Y
Z
Ко, А 3660 4400 5500 7900 4600 5160
ДА., А 600 900 700 600 200 200
Для реализации системы .использованы фотоумножители ITT
FW 130 или EMI 9658 с катодом S20, с продленной кривой
чувствительности в красную сторону. Проницающая способность системы
на 90-сантиметровом телеокопе—■ 14т для К-гиганта при точности
1% за время 10 мин на все фильтры.
Система позволяет определить [Fe/H] и абсолютные величины
гигантов G—К независимо от межзвездного покраснения.
Критерием металличности являются ультрафиолетовые и фиолетовые
избытки цвета. Критерием светимости является колор-индекс У—Z.
8.9. ДРУГИЕ СРЕДНЕПОЛОСНЫЕ СИСТЕМЫ
Кроме упомянутых, было предложено еще несколько среднепо-
лосных систем, которые применялись в нескольких работах для
ограниченной задачи. Это работы Willstrop (1960), Tifft (1961),
Neff (1966, 1968), Neff, Travis (1967), Neff, Honey (1969), Kruszew-
ski (1966), Wood (1966, 1969), Lasker (1970), Faber (1973), Jones
(1969, 1971, 1973b), Walker et al. (1971), Hill et al. (1971), Morris
et al. (1973), Maitzeji, Vogt (1976).
8.10. УЗКОПОЛОСНЫЕ СИСТЕМЫ
Все узкополосные системы (с полуширинами полос менее 100 А)
предназначены, как правило, для многомерной классификации звезд
путем измерения интенсивности поглощения отдельных линий, по-
164

лос, скоплений линий и резких скачков интенсивности
непрерывного спектра. Для этой цели обычно используются водородные
линии На , Нр , Нт и Н.5 , линии металлов (Mg, Na, Ca, Fe), полосы
CN, СН, ТЮ, ZrO, СО, НгО, высота бальмеровского скачка в
ранних звездах и высота скачка интенсивности у полосы G- в К-звез-
дах.
Пионерами узкополосной фотометрии звезд являются датские
астрономы Stromgren и Gyldenkerne, которые еще в 1950 г. начали
пробные наблюдения звезд с 26 узкополосными (Ал=80—120 А)
интерференционными фильтрами в обсерватории Хот Прованс. Это
привело к выбору двух многоцветных систем — одной для
классификации ранних звезд, а второй — для классификации звезд G—К.
8.11. УЗКОПОЛОСНАЯ СИСТЕМА СТРЕМГРЕНА
Первая из этих систем, состоящая из шести величин в интервале
от 3650 до 5030 А (табл. 35), измеряет интенсивность линии Нз ,
высоту бальмеровского скачка и величину блокирования
металлическими линиями в фиолетовой области. Эти параметры позволяют
проводить двумерную классификацию В-звезд и трехмерную клас-
Таблица 35
Величина
а
Ъ
с
а
е
f
/-о, А 5030 4861 4700 4520 4030 3650
А/-, А 90 35 100 90 90 350
сификацию звезд А—F. Положения величин подобраны так, чтобы
классификационные параметры мало зависели от межзвездного
покраснения. Это позволяет применять систему для трехмерной
классификации и при наличии небольшого покраснения.
Система описана в работах Stromgren (1951, 1952, 1954, 1956,
1958а, Ь, 1963).
8.12. ФОТОМЕТРИЯ ЛИНИИ Нр КРОФОРДА
Crawford (1958) ввел модификацию в измерение линии Нр, :
вместо трех фильтров, применявшихся в предыдущей системе, он стал
применять лишь два, оба центрированные на Нр , но имеющие
различные полуширины — 15 и 150 А. Параметр
p = m(15A)-m(150A)
является мерой интенсивности линии. Позднее фильтр 15 А заменен
фильтром полуширины 30 A (Crawford, Mander, 1966). Параметр
совершенно не зависит от межзвездного покраснения и от атмос-
165

ферной экстинкцнн. Последнее обстоятельство обеспечивает
высокую точность измерений. До сих пор индексы р измерены для
нескольких тысяч звезд в основном ранних спектральных классов.
Большинство .из них собрано в каталоге Lindemann, Hauck (1973a).
Список стандартных звезд для р-фотометрии опубликовали
Crawford, Mander (1966). Среди звезд В и ранних А индекс р сильно
зависит от светимости. Калибровку р no Mv выполняли Graham
(1964, 1967), Fernie (1965), Crawford (1970a, b, 1973a, b), Moffat
et al. (1973). Среди звезд поздних подклассов А и звезд Fиндекс р
перестает чувствовать различие в светимости и тем самым
становится критерием Те. В настоящее время индекс р включен в средне-
полосную систему uvby (подробнее ом. в § 8.1 на с. 147).
Недостатком индекса р является то обстоятельство, что среди ранних
подклассов звезд В он может быть засорен эмиссией (неопознанные
Ве-звезды). Кроме того, довольно сложно повторить измерение
индекса р с другими фильтрами, 'которые имеют несколько иную
ширину, положение максимума и форму кривой пропускания
(ссылки на литературу <см. на с. 157).
8.13. ДРУГИЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ
ВОДОРОДНЫХ ЛИНИЙ
В качестве функции абсолютной величины В-звезд некоторые
авторы предпочитают использовать другие бальмеровские линии —
Нт , Нб или На. Работы по фотоэлектрической фотометрии этих
линий перечислены в табл. 36. Линия На в В-звездах склонна
к эм.иссии, поэтому она мало пригодна для определения Mv этих
звезд. Andrews (1968), Abt, Golson (1966), Feinstein (1973, 1974)
и Crawford et al. (1975) показали, что сравнение интенсивности
линии Н ос с интенсивностями Н,з и Нт позволяет уверенно
выделить звезды Be. Нормальные В-звезды образуют
последовательность с малым разбросом, в то время как звезды Be отклоняются
от этой зависимости из-за эмиссии в На. Из всех наиболее
интенсивных бальмеровских линий в качестве критерия абсолютной
величины В-звезд лучше всего использовать Нт, которая слабо
подвергнута влиянию эмиссии ,из-за крутого бальмеровского
декремента 'И у которой крылья еще не перекрываются с другими линиями.
Сопоставление интенсивностей разных бальмеровских линий
позволяет не только выделить звезды Be, но и грубо разделить звезды
на V и I классы светимости (Abt, Golson, 1966).
Kraft et al. (1964) обнаружили, что полуширина линии На
среди звезд G—К является функцией абсолютной величины (ширина
увеличивается с увеличением светимости) и эта связь
действительна от V до I классов светимости. Это открывает большие
возможности для количественного определения абсолютных величин,
так как в области На эти звезды излучают значительно сильнее,
чем в области линий Н и К, используемых в известном методе Wil-'
son-Bappu. Этому вопросу посвящены также работы Weistrop
166

Таблица 36
Список работ по узкополосной фотометрии водородных линий
(кроме системы (5 Крофорда)
Литература
Линии
Тип звезд
Stock (1956a)
Bappu et al. (1962)
Beer (1964)
Peat (1964a)
Peat (1966)
Price (1966a)
Abt, Golson (1966)
Gutierrez-Moreno et al. (1967)
Sinnerstad et al. (1967)
Andrews (1968)
Wood (1965, 1968)
Tebbe (1969)
Haggkvist (1971)
Lutz, Lufz (1972)
Caplan (1973)
Jones, Carrick (1973)
Feinstein (1974)
Balona, Crampton (1974)
Blanchardet al. (1974)
Moreno (1974)
Frandsen (1975)
Dachs, Schmidt-Kaler (1975)
Терещенко (1976)
Mendoza (1976)
P> Y, 6
Y
Y
a
и
a
a, p, у. б
P. Y, 6
P. Y
a
P. Y. 6
a, P
Y
Y
и
a, p
«, P, Y
V
V
P, Y. °
a
a
a, P, Yi S. e
a
0—A
0—A
0—В
G-K
F-K
G-K
B—A, Be
В—А
0—В
0—A
AP
0-G
0—A2
0—F
G—M
В
0—F, Be, Am
Калибровка
0--A
0--A
A
0—F
A—F
(1967) и Caplan (1973). В последней работе получена хорошая
связь между абсолютной величиной и узкополосными интенсивно-
стями абсорбции Н« .
8.14. СИСТЕМА ГИЛЬДЕНКЕРНА
Для определения температур, абсолютных величин и обилия
металлов среди звезд G—К была предложена система Gyldenkerne
(1955, 1958а, Ь, 1961, 1964а, Ь). Средние длины волн системы не
раз менялись из-за нестабильности интерференционных фильтров
и вследствие замены одного компонента фильтров другим.
Менялось также число используемых полос реакции. Последний вариант
Таблица 37
Номер
величины
1
2
3
4
5
6
7
А0, А 3910 4050 4170 4240 4360 4510 4970
ДА, А 120 80 90 80 90 80 90
167

содержит восемь полос (Dickow et al., 1970), которые служат для
формирования следующих индексов:
индекса скачка интенсивности у полосы G: Ц = т^7\—пцъъэ,
индекса полосы CN: п = т^\а—m427i,
индекса линии К: k = mi0c,7—гпзэю,
индекса металличности: m(m4057—^4517)— (^4517—^4973),
индекса температуры: f = mW5-—/Л4973,
ультрафиолетового индекса: и = т3ш—т4057-
Поскольку исследуемый интервал спектральных классов узкий, в
его пределах все перечисленные индексы можно считать линейно
связанными с тремя неизвестными параметрами — температурой,
абсолютной величиной и металлпчностью, если отсутствует
межзвездное покраснение и все звезды являются одиночными. Hansen,
Kjaergaard (1971) применяют чисто статистическую калибровку
наблюденных индексов гигантов G—К, выражая температурный
эквивалент R—/, абсолютную величину Mv и параметр металлнч-
ност.и [Fe/H] через различные комбинации индексов g, n, k, m, f,
и, объединяя их по три. При этом совершенно не обращается
внимание па физический смысл этих индексов. После калибровки
проводится трехмерная классификация 760 гигантов G—К из каталога
Dickow et al. (1970). Следует, однако, иметь в виду, что такая же
классификация может быть получена с использованием
значительно меньшего числа величин. Janes (1975c) сравнил систему Dickow
et al. с системами UBVRI и DDO, а также обсудил ее
информативность. Olsen (1971) сравнил эту систему с системой uvby. Hansen
(1973) провел калибровку системы по Mv.
В других вариантах системы работали Miner (1966), Williams
(1966) и Haggkvist, Oja (1970).
8.15. МНОГОЦВЕТНАЯ СИСТЕМА СПИНРАДА—ТЕЙЛОРА
В качестве многоцветной узкополосной системы можно
рассматривать фотометрию по сканограммам спектров в работах Spinrad,
Taylor (1969, 1971а, b), Taylor (1970) и Taylor et al. (1972).
Измерения охватывают несколько сот гигантов и карликов G—К—М
в 38 точках спектра от ?,3300 до л 10700 — 20 точек континуума,
полосу CN А, 3880, линию Ш , полосу CN Я 4200, линию Са I Я 4227,
G-полосу, линию Нт , линию Fe I Я 4384, полосу MgH к 4800,
полосу MgH и триплет Mg b к 5175, дублет NaD к 5900, полосу TiO
Я6180, полосу СаН Я 6390, линию На, полосу TiO Я7100, линии
Na I Я 8190, триплет Са II Я 8660, полосу TiO Я 8900, полосу CN
Я 9200. В этой системе в качестве индекса температуры
используется отношение интенсивностей 6620/5360, а также сумма
отношений 7000/5360 и 7400/5360. Отклонение точки звезды на графике
связи «интенсивность линии (полосы) —температурный индекс» от
линии звезд нормального состава служит мерой различия в обилии
элементов (или молекул). В работах Bell, Gottlieb (1971) и Gott-
168

lieb, Bell (1972) из наблюденных индексов вычисляются
температуры, ускорения и обилие элементов на основе моделей звездных
атмосфер и синтетических спектров.
8.16. МНОГОЦВЕТНАЯ СИСТЕМА БАРБЬЕ—МОРГЮЛЕФ
Система состоит из восьми узкополосных величин с
прямоугольными кривыми реакции: 3575—3650, 3720—3780, 3925—3965, 4010—
4070, 4310—4380, 4815—4905, 4900—5000 и 5900—6000 A (Barbier,
Morguleff, 1964). Первая величина измеряет интенсивность за баль-
меровским скачком, вторая — интенсивность поглощения высокими
членами серии, третья — интенсивность поглощения в линии К,
четвертая —■ интенсивность перед бальмеровским скачком, пятая и
шестая— линии H-f и Н з и две последние — континуум между А 5000
и 6000. В этой системе измерены 773 звезды О—F6 (Morguleff, Ger-
baldi, 1975). Система применялась для выделения звезд Ар (Ger-
baldi et al., 1974). Вариант системы для классификации поздних
звезд содержит одиннадцать величин: дополнительно измеряются
величины Л.4170—4215 (CN), 4220—4260 (Са I), 5150—5200 (Mg
I), 5300—5350 (континуум) и 5840—5900 (Na I). В этой системе
измерено 200 звезд G—К (Morguleff, Veron, 1970).
8.17. УЗКОПОЛОСНЫЕ СИСТЕМЫ ДЛЯ КЛАССИФИКАЦИИ
М-ЗВЕЗД
Ниже приводится краткое описание узкополосиых систем,
предназначенных для классификации М-звезд по спектральным классам
и светимостям. Инфракрасные системы, предназначенные для этой
же цели, рассматриваются на с. 171 —173.
Gyldenkerne (1964b), Gyidenkerne, Helt (1966) и Helt, Gylden-
kerne (1075) поовели наблюдения М-звезд в узкополосных
величинах (ДЯ^ЗО—120А) у А 4055, 4380, 4513, 4803, 4942, 4973, 5006,
5365, 5502 с целью выбора лучших А, для двумерной
классификации. Воусе et al. (1967) для этой же цели применили величины
у А, 6975, 7140 и 7315 с ДА,= 150А. Smak (1966a, b) пробовал
классифицировать М-звезды по трехцветной системе у А 4900, 5000, 5100.
Wawrunkiewicz (1971) и Sharpless, Wawrunkiewicz (1973)
применили величины у 17125, 7170 и 7935 для классификации М-звезд
по спектральным классам и светимостям. При этом спектральный
класс определяется по глубине полосы TiO у Я- 7125, а светимость —
полосы CN у А, 7935. Jones (1973a) описал четырехцветную систему
с А 6076, 6830, 7100, 7460.

8.18. УЗКОПОЛОСНАЯ ФОТОМЕТРИЯ ОТДЕЛЬНЫХ ЛИНИЙ
И ПОЛОС
В ряде работ, перечисленных в табл. 38, проводилась узкополос-
иая фотометрия ряда сильных линий н полос с целью получения
критериев классификации звезд по температурам и светимостям,
а также для оценки обилия тех или иных элементов. Спектральные
полосы выделяются обычно с помощью диспергирующей системы
и выходных щелей. Большинство этих работ выполнено в
Кембриджской обсерватории.
Узкополосная фотометрия линий, когда два района сравнения
измеряются с обеих сторон линии, практически нечувствительна ни
к атмосферной экстиикции, ни к межзвездному покраснению.
Поэтому наблюдатель получает исключительно ценный, свободный от
межзвездного покраснения, классификационный параметр,
измеряемый с большой точностью. По калиброванным диаграммам, на
которых по обоим осям отложены интенсивности линий, можно
проводить классификацию звезд по температурам и светимостям.
Сравнение интенсивности некоторых линий в спектрах звезд и в
спектрах моделей атмосфер позволяет переходить от интенсивности
к обилию элементов шли молекул (Peat, Pemberton, 1968; Bell,
1970; Williams, 1971a, b, 1972; Rego et al., 1972).
Таблица 38
Сводка работ фотоэлектрической фотометрии отдельных линий и полос
(за исключением линий Н)
Литература
Содержание
Kraft (1960a)
Griffin, Redman, (1960)
Deeming (1960)
Griffin (1961)
Peat (1964b)
Fernie (1966)
Scarfe (1966)
Price (1966b)
Lockwood (1968)
Henry (1969)
Griffin (1970)
Henry, Messer (1971)
Hesser, Henry (1971)
Fernie et al. (1971)
Mendoza (1971b)
G-полоса (A, 4305) в звездах F2—КО
CN (Я 4200) в звездах G8—К5
Триплет Mg lb (A. 5167, 5173, 5184) в
звездах GO—K5
Триплет Fe I (X 5247, 5250, 5254) и дублет
Na ID (Я 6890, 5896) в звездах G5—К5
Триплет Са I (А. 6103, 6122, 6162) в
звездах G8—К5
Са I (Я 4.226) в звездах F0—М2
Триплет Fe I (A. 5247, 5250, 5254), Fe I
RMT 15 (7 линий) и Fe I RMT 1146 (8
линий) в звездах G0—К5
Дублет Na ID (A. 5890, 5896) в звездах
F5—К5
Са II К (А. 3933) в звездах ВЗ—МЗ
Са II К (А. 3933) в звездах В5—F2, Am,
Ар
Sc I (А. 6305) в звездах G—К
Са II К (А. 3933) в А-звездах поля и
скоплений, Am
Са II К (А. 3933) в А-звездах скоплений
Mg lb (A. 5184) в звездах G—К V
О I (А. 7774) в звездах A—G
170

Продолжение табл. 38
Литература
Содержание
Williams (1971a) Fe I (X 5432) п звездах G—К
Williams (1971b) Дублет Na ID (К 5890, 5896) и Mn I
(А. 6015) в звездах G—К
Williams (1972) Fe I (X 5432) в звездах G—К
Rego et al. (1972) Са I (X 6160—6168) в звездах G—К
Jones, Dixon (1972) CN (A. 4189) и Mg lb (Я 5174) в звездах
G—К с разными [Fe/H]
Nissen (1976) Не I (А. 4026) в звездах В
iMendoza (1976) О I (А. 7774) н Н а (звезды A—F)
Hesser et al. (1977) Са II К в звездах A—F, Am
8.19. СРЕДНЕПОЛОСНЫЕ И УЗКОПОЛОСНЫЕ
ИНФРАКРАСНЫЕ СИСТЕМЫ*
В ИК-области спектра предложен ряд систем со средними и
узкими полосами реакции для классификации поздних звезд. Barn-
hart, Mitchell (1966) использовали трехцветную систему в трех
окнах прозрачности атмосферы, совпадающих с величинами К, L и
N Аризонской широкополосной системы, однако с полуширинами
в 2—3 раза более узкими. Ими опубликованы наблюдения 84 звезд
разных спектральных классов и дана абсолютная калибровка
системы. Bahng (1966, 1969а, Ь) использовал систему с положениями
величин, близкими к /, Н и К, но с полуширинами 770, 860 и 980 А
соответственно. В системе наблюдались 64 звезды G—К—М и 17
С-звезд. Walker (1969) применил четырехцветную систему с /.о =
= 1.06, 1.13, 1.63 и 2.21 мкм и с полуширинами 770—2710 А.
Последние две величины близки к величинам Я и К. В этой системе
наблюдалась 61 звезда разных спектральных классов и проведена
абсолютная калибровка системы. Хозов и др. (1973) применили
трехцветную систему с Яо= 1.58, 1.70 и 2.15 мкм с полуширинами
500 А. Сюда же относится Аризонская среднеполосная система
(Mitchell, Johnson, 1969; Johnson, Mitchell, 1975; Schuster, 1976)
с U 7240, 8000, 8580, 9850 и 11080 А и с полуширинами 450—680 А,
в которой опубликованы наблюдения около 1400 звезд.
Перечисленные ИК-оистемы нельзя, однако, считать
фундаментальными, поскольку в них измерено сравнительно небольшое
число звезд или положения полос расположены не в оптимальных
участках спектра для классификации поздних звезд. В этом
отношении особенно выделяются работы по многоцветной ИК-фотомет-
рии, выполненные Винтом и его сотрудниками в обсерватории Пер-
кинс (США). Вначале Wing (1966, 1967), Wing et al. (1967), Spin-
rad, Wing (1968), Wing, Spinrad (1970) провели сканирование
спектров поздних звезд в диапазоне Я 7564—10976 с шириной щели
* В ИК-области среднеполосными системами будем считать такие, у которых
полуширины кривых реакции находятся между 1000 и 100 А.
171

30 А и получили интенсивности в 27 точках, измеряющих
континуум и определенные полосы в звездах спектральных классов К, М,
С и S. На основе этой двадцатисемнцветной фотометрии Wing
(1970) выбрал восемь оптимальных величин для измерения полос
TiO у Я 7117, CN у к 8122 и 10968 и VO у к 10544. Остальные
четыре точки у Я 7545, 7806, 10392 и 10800 определяют континуум
спектра. Полуширины полос реакции данной системы равны 42—74 А.
Система обеспечивает отделение кислородных и углеродных звезд
■и определение их цветовых температур. В данной восьмнцветнон
■системе в основном исследовались М-сверхгиганты (White, 1970,
1971; Wing, Warner, 1972; Wing, 1973) и углеродные звезды (Bau-
mert, 1970, 1972, 1973, 1974, 1975; Wing, Stock, 1973; Greene, Wing,
1975). Список 92 стандартных звезд и кривые реакции системы
приводят Wing, Baumert (1976).
Локвуд на основе сканограмм Винга выбрал пятицветную
узкополосную систему с X 7817, 8778, 8885, 10351 и 10506, причем
величины Я 7817 и 8885 измеряют интенсивность полос TiO, a h 10506 —
полосу VO, остальные две точки относятся к континууму.
Полуширины полос реакции равны 82—125 А. Система пригодна для
определения точных спектральных классов М-звезд, причем
межзвездное покраснение вносит лишь ничтожный эффект. Система
применялась для исследования мирид и инфракрасных звезд (Lockwood,
McMillan, 1970; Lockwood, 1970, 1972, 1974а, b; Lockwood, Wing,
1971; Wing, Lockwood, 1973; Dyck et al., 1974).
Wing (1966, 1967) предложил в качестве основной величины,
характеризующей блеск поздних звезд, использовать узкополосную
величину у 1.04 мкм. Она расположена в широком и чистом окне
атмосферы и не содержит бланкетирующнх линий. За исключением
водородной линии Р,-, у к 10049, которая 'имеет большую
интенсивность лишь в ранних звездах, в интервале между к 9900 и 10900
отсутствуют сильные атомные линии во всех спектрах.
Молекулярное поглощение также незначительно в звездах со спектрами <М5.
В более поздних звездах в этом районе появляются полосы VO и
TiO и остается лишь район вокруг к 10400, свободный от сильного
бланкетирования. Этот район подходит также и для звезд S и С.
Величина у 1.04 мкм легко измеряется с фотокатодом S1. Нуль-
пункт новой системы величин избран по условию т(104) =0.00 для
a Lyr. Абсолютная калибровка величины: FI04 = 6.4-Ю-10 эрг-с-1-
•см-2-А-' для т(104)=0.00. Величины т(104) стандартных звезд
приводит Wing (1966,. 1967).
Поздние звезды являются исключительно яркими на длине
волны 1.04 мкм. Вот как выглядит список наиболее ярких звезд (Wing,
1971): aOri (-2.7), a Sco (-2.3), R Dor (-1.9), a Boo (-1.8),
a Her (-1.7),YCru (-1.6),pCru (-1.6), a Таи (-1.5), W Нуа (от
-1.5 до -0.3), аСМа (-1.4), о Cet (от -1.4 до -0.2). Итак,
одной из наиболее ярких звезд в ИК-областн является мирида 'R
Dor — звезда спектрального класса М8 (/Пу = 5.9—6.9).
Еще одну среднеполосную систему, измеряющую величину
поглощения крыла полосы Н20 у 2.10 мкм и полосу СО у 2.31 мкм,
172

ввели Baldwin et al. (1973). Полуширины их полос у Я2.10, 2.20
и 2.31 мкм равны 520, 800 и 950 А.
Для измерения отношений обилий изотопов С12/С13 в поздних
звездах Wing (1974) предложил шестицветную систему, состоящую
из полос шириной 20 А с центрами у Я, 7820, 7900, 7960, 8014, 8104
и 9048. Система измеряет интенсивность полос C12N14 и C13N14.
* * *
Среднеполосные и узкополосные системы более подробно
описываются в обзорах Stromgren (1963a, 1966) и Golay (1974).

Глава 9
ФОТОМЕТРИЯ ЗВЕЗД В ЗААТМОСФЕРНОМ
УЛЬТРАФИОЛЕТЕ
9.1. СПЕКТРЫ ЗВЕЗД В УЛЬТРАФИОЛЕТЕ
Ультрафиолетовые наблюдения звезд в области спектра от 3000
до 2000 А возможны лишь с высот нескольких десятков километров,
когда внизу остается основная масса озона 03. На более коротких
волнах наблюдения возможны лишь начиная с высот порядка
100 км, когда внизу остается молекулярный и атомарный кислород
и азот. Такие высоты доступны лишь ракетам и спутникам, поэтому
ультрафиолетовая астрономия тесно связана с развитием ракетной
техники.
Ракетные исследования спектра Солнца были начаты в 1947 г.
Как и следовало ожидать, для абсолютно черного тела с солнечной
температурой, интенсивность непрерывного спектра в
ультрафиолете очень быстро падает с длиной волны. На Ж1700 А непрерывный
спектр Солнца почти исчезает, однако на темном фоне ярко
светятся многочисленные эмиссионные линии хромосферы и короны
Солнца, вплоть до длин волн порядка десятков А. Это линии лай-
мановской серии водорода, многочисленные линии Не, С, N, О, Si,
Fe и других элементов с различной степенью ионизации. В эмиссии
наблюдается также лаймановский континуум с л<912 А.
Эмиссионные ядра показывают также линии дублета Mg II у л 2800.
Как сейчас известно, аналогичную структуру спектров
показывают и другие звезды спектральных классов G—К—М, обладающие
высокотемпературными хромосферами и коронами.
Первые звезды (кроме Солнца), наблюдавшиеся в
ультрафиолете с помощью ракет с 1955 г., были яркие звезды ранних
спектральных классов. Спектрографы поднимались на небольших
ракетах «АегоЬее», оказавших исключительно полезную услугу для
астрономии. Эти ракеты после ряда усовершенствований используются
до сих пор. Сильный приток информации об ультрафиолетовых
спектрах звезд появился после запуска орбитальных
астрономических обсерваторий: ОАО-2 (1969), TD-1A (1972), «Copernicus»
(1972), ANS (1975). Кроме того, УФ-наблюдення звезд
проводились на ряде пилотируемых кораблей («Gemini», «Apollo», «Sky-
lab», «Союз») и автоматических межпланетных станций.
УФ-спектры нормальных звезд О—В состоят .из сильного
континуума, на котором видны многочисленные линии поглощения.
Если в визуальной области спектра в спектрах звезд
максимальных температур наблюдаются сильные линии, принадлежащие
лишь Н I, Не I и Не II, то в далеком УФ кроме упомянутых атомов
наблюдаются линии других легких элементов, таких, как С, N, О,
174

Si, P, S, причем некоторые <из них являются исключительно
сильными.
Большинство наиболее сильных линий являются резонансными,
т. е. соответствуют переходам из нижнего уровня данного атома
или иона. В области спектра Ж2000А линий столь много и они
настолько перекрываются, что все наблюдаемые сильные линии
поглощения по сути дела являются блендами нескольких линий. Все
же среди сильных бленд можно выделить ион, вносящий основной
вклад. В О- и ранних В-звездах наиболее сильными являются
линии и группы линий С IV Я 1550 (W до 12 A), Si IV Я 1394—1403
(W до 9 А), С II Я 1335, Si III Я 1295—1303, Si III Я 1206, С III
Я 1175, N II Я 1085, О VI Я 1032—1038, N III Я 990 и С III Я 977.
Изменения интенсивности этих линий от температуры и светимости
среди звезд О—В исследовали Heintze et al. (1975) по
спектрограммам, полученным на спутнике «Skylab», и Panek, Savage (1976) —
по сканограммам ОАО-2. Линия La , наблюдаемая в О- и ранних В-
звездах, имеет, в основном, межзвездное происхождение. Звездная
линия L <* (Я 1216) усиливается при переходе от звезд ВО к АО
практически от нуля до W = 65A для звезд V класса и примерно
до 30 А для сверхгигантов (Savage, Panek, 1974). Другие линии
лаймановской серии (табл. 39) ведут себя аналогично.
Таблица 39
Линии лаймановской серии
Линия
U
L3
Ч
L-8
1-е
I.;
Loo
Я, А 1215.7 1025.7 972.5 949.7 937.8 930.7 911,5
Наоборот, интенсивности линий ионов в спектрах сверхгигантов
сильнее, чем в спектрах звезд V класса (Code, Bless, 1970;
Humphries et al., 1975). Особенно сильный эффект светимости показывают
дублеты С IV Я 1550 и Si IV Я 1394—1403 (Panek, Savage, 1976).
Ряд провалов в кривых энергии В-звезд создают группы линий
Fe III, Fe II и других металлических ионов (Cr, Mn, Ti, Ni и др.).
Эти провалы более сильны в сверхгигантах и гигантах, чем в V
классе тех же спектральных классов. В спектрах В-сверхгигантов
особенно выделяются сильные полосы Я 1720 и 1920 (Underbill et
al., 1972; Thompson et al., 1974; Jamar et al., 1974; Humphries et
al., 1975).
При переходе к более поздним В-подклассам максимальная
интенсивность постепенно переходит к линиям с меньшей степенью
ионизации. Одновременно происходит ослабление линий ионов
легких элементов.
В УФ-спект.рах звезд A—F, согласно Jamar et al. (1974) и Kon-
do et al. (1970), наблюдается целый ряд сильных полос,
образованных группами линий разных металлов. Наиболее интенсивные из
175

них наблюдаются у л 1850, 2140, 2380—2460, 2540, 2610, 2750.
В сверхгигантах эти полосы опять сильнее, чем в звездах V класса.
В более поздних звездах интенсивность непрерывного спектра
быстро падает с уменьшением к, поэтому для звезд типа Солнца
спектр поглощения исследован лишь до 'к 2100 (рис. 50).
Непрерывный спектр Солнца ввиду его близости и большой интенсивности
исследован вплоть до л900,
т. е. до лаймановского
предела (см., напр., Gingerich,
1970). В л<3000 в спектрах
звезд G2 V выделяются
четыре сильные полосы
поглощения: Mg I К 2852, дублет
Mg II л 2796 и 2803, а также
скопления линий металлов
(в основном Fe II) у 7.2750
и 2610. Спектры более
поздних карликов не
исследованы.
Спектры поздних
гигантов и сверхгигантов в
ближнем УФ изучались на ОАО-2
(Doherty, 1971, 1972а, с).
Кривые распределения
энергии поздних гигантов до G8
2200 2400 2600 2800 ла Ш включительно локазыва-
ют похожие полосы погло-
Рис. 50. Кривые распределения энергии )?енИЯ' *аК " ЗВеЗДЫ ТШ1Э
Солнца и аСеп в ультрафиолетовой части солнца. Однако в спектраль-
(Dohefty, 1972b) ном классе КО III и в ранних
подклассах G-сверхгигантов
линии поглощения дублета
Mg II исчезают из-за заполнения хромосферной эмиссией. В более
поздних гигантах и сверхгигантах наблюдаются эмиссионные
линии Mg II, достигающие огромной интенсивности.
Итак, линии дублета Mg II наблюдаются в большом интервале
спектральных классов, начиная с О и кончая М. При уменьшении
температуры их W увеличиваются и достигают суммарной №=21 А
в aCMi (F5 IV) (Lamers et al, 1973) и 66 А в Солнце (Качалов,
Яковлева, 1962). Эквивалентные ширины эмиссионных линий Mgll
в поздних звездах трудно определить из-за сложности проведения
линии уровня непрерывного спектра. Согласно Gurzadyan (1975),
W эмиссии достигают 20 А в некоторых звездах К—М. В сторону
горячих звезд эмиссионные ядра дублета Mg II наблюдаются до
ранних подклассов F. Как и в случае дублета Са II Н + К, ширина
эмиссионых ядер Mg II показывает зависимость от абсолютной
величины (Kondo et al., 1976a, b).
Cucchiaro et al. (1975, 1976) разработали схему двумерной
спектральной классификации звезд ВО—А5 по интенсивностям
ультрафиолетовых линий, не зависящую от визуального района спектра.
176
Т ' I ' I ■ Г

9.2. КРИВЫЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ ЗВЕЗД
В УЛЬТРАФИОЛЕТЕ
Исследования по детальному распределению энергии в УФ-
спектре звезд перечислены в каталоге Straizys (1977). Все данные
со спутника TD-1A (1356 звезд О—В—А) опубликованы в каталоге
Jamar et al. (1976). Данные для 140 звезд, полученные с ОАО-2,
публикуют Code, Meade (1976). Примеры нескольких кривых
энергии в ультрафиолете приведены на рис. 51—54, в единицах Ю-9 эрг-
•с-1-см-2-А-1. Максимум интенсивности зависит от абсолютной ка-
2000
4000
Рис. .51. Распределение энергии в ультрафиолете звезды S Мои (07) после
исключения межзвездного покраснения £b-v=0.07 по данным Code (1973). Точки —
кривая энергии звезды по наземным наблюдениям
либровкн распределения энергии и, как правило, несколько
отличается в разных источниках. Все же создается впечатление, что
максимум в распределении энергии в самых горячих звездах
спектрального класса О не достигается, т. е. кривые растут при уменьшении?,
вплоть до исследованной границы спектра (л~1100). По всей веро-
12 В. Страйжис
!77

1000
2000
3000
ЛА
4000
Рис. 52. Распределение энергии в ультрафиолете звезды т) UMa (ВЗ V) по
данным Bless et al. (1976). Точки — наземные наблюдения
Е(Л)
6
4
2
п
-
1
1 1 ' 1 1 1
1 ОС Leo
V, В7 V
Л,
ЛЛА. • *
i,i,t
1000
2000
3000
ЛА
4000
Рис. 53. Распределение энергии в ультрафиолете звезды a Leo (B7 V) по
данным Bless et al. (1976). Точки — наземные наблюдения

ятности их максимум приходится на л непосредственно перед лаи-
мановским скачком. Среди звезд ВЗ V положение максимума
энергии приходится где-то между Я 1150 и 1350, среди звезд В5 V — око-
8
Е(А)
6
-
[
1 ! ' 1
ОС Lyr
WV АО V
\
1 1
•
•
• •
Г
4г-
1000
2000
3000
Л А 4000
Рис. 54. Распределение энергии в ультрафиолете звезды a Lyr (Л0 V) но
данным Bless (1977). Точки — наземные наблюдения
ло X 1350, среди звезд В7 V — около л 1500, среди звезд АО V —
около л 1600, среди звезд А5 V — около К 2000. В большинстве
В-звезд максимум в ультрафиолете выше максимума перед бальме-
ровским скачком. Лишь приблизительно у спектрального класса
В9—A0V оба максимума сравниваются, и в А-звездах самая
высокая точка в спектре находится у К 4000. Кривые распределения
энергии В-звезд более высокой светимости показывают ослабление
интенсивности при уменьшении К по сравнению со звездами тех же
спектральных классов V класса светимости (рис. 55). Согласно
работе Humphries et al. (1975), это происходит по двум причинам:
1) из-за увеличения блокирования линиями в звездах более
высокой светимости и 2) вследствие уменьшения Те звезд более
высокой светимости по сравнению с Те звезд главной
последовательности тех же спектральных классов.
Среди А-звезд (рис. 56) наблюдается такое же явление, но
только до % порядка 1500—1700 А. В этом районе длин волн кривые
179

распределения энергии А-сверхгигантов пересекают кривые А-звезд
V класса и в более коротких волнах сверхгиганты уже интенсивнее
звезд V класса светимости.
Абсолютная калибровка кривых энергии в УФ-спектре звезд,
проведенная разными авторами, часто плохо согласуется. Это осо-
30
КА)
25 -
20 -
15
10 -
.'.' ' '
** •
••
•
_ •
«•
• л
•
— •• •
•
•
•
~"
_
о
- о
. ° о
_ о о °
о о
-
_
-
■"
-
1 1 1 1-
1 1 | 1 1 1 1 -|—Г
• «Gru (B5 V)
э Ч СМа (В5 1а)
•
•
•
\
т
*—
•
%
\
о° **
Щ
<Ль
* У ¥**»
•
1 1 1 1 1 1 1 1 1
1
-
_
-
-
-
—
'-
_
1-
~
_
-
-
-
о-
•
*•
1 .
1500
2000
2500 Л А
Рис. 55. Сравнение распределения энергии в ультрафиолете звезд В5 V н В5 1а
(последняя — после исключения межзвездного покраснения) в единицах Ю-9 эрг •
•с-' -см-2-А-1. Обе кривые нормированы к V=0
бенно касается длин волн менее 1500 А. Например, согласно
данным Underbill (1973b), кривая энергии ц UMa (B3 V) имеет
максимум энергии около л 1650, а на более коротких волнах поток
сильно падает. Однако по данным Code (1973) и Beeckmans et a!.
(1974) кривая энергии той же звезды растет довольно круто вплоть
до л 1150. В последнее время делается много усилий, чтобы
согласовать абсолютные калибровки разных авторов. Проблемы
абсолютной калибровки в УФ подробно обсуждены в работах Bless et
al. (1976), Humphries et al. (1976) и Beeckmans (1977). В
ближайшие годы, по-видимому, удастся сравнить точность калибровки я
ультрафиолете с визуальной областью спектра.
180

1(A)
25
20
15
10
5
-
-
г
-
-
_
~
-
_
_
-
-
~
-
1 -| 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
•
•:..••
•
• •
•
о
°00 W»
о
° о о
о <Ъ.
° Ооэ
о
* о
о°° о
• о <ЪФ
• о •
oo go.
0 *а
о о<^ *\ г
о°о .о • •
•
о
о •
•
о
о • • & Gru (A2 V)
о . о ос Суд (А2 1а)
• ••
•
• •
•
•
1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
1
-
-
_
-
-
8-
—
-
-
-
_
-
~
-
-
-
-
~
~
1
Рис. 56. Сравнение распределения энергии в ультрафиолете звезд А2 V и А2 1а
(последняя — после исключения межзвездного покраснения) в единицах Ю-'0 эрг •
•с '-cm-2-A-'. Кривые нормированы к V=0
9.3. КРИВЫЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ МОДЕЛЕЙ
И БЛАНКЕТИРОВАНИЕ В УЛЬТРАФИОЛЕТЕ
Кривые распределения энергии моделей атмосфер звезд О—В
в ультрафиолете без учета бланкетирования линиями вычислялись
многими авторами, в том числе Underbill (1962), Strom, Avrett
(1964, 1965), Mihalas (1965), Jager, Neven (1967) и др. При этом
учитывалась непрозрачность, вызванная рассеянием на свободных
электронах и фотоионизация Н, Н~, Не I и Не II. Однако модели
без учета бланкетирования линиями показывают плохое сходство
с наблюденными кривыми энергии звезд. Кривые энергии в УФ
моделей атмосфер с учетом бланкетирования только водородными
линиями (Mihalas, 1966, 1972b; Klinglesmith, 1971; Peytremann,
1974c) лишь немногим лучше согласуются с наблюдениями.
181

Поэтому ряд авторов пытались создать модели атмосфер с
учетом фотоионизации других наиболее распространенных атомов и
ионов (С, N, О, Si, Mg), а также с учетом бланкетировапня
линиями наиболее распространенных элементов. Такие модели
вычисляли: Guillaume et al. (1965), Mihalas, Morton (1965), Guillaume
(1966), Elst (1967), Adams, Morton (1968), Hickok, Morton (1968),
Maran et al. (1968), Praderie (1969), Carbon, Gingerich (1969), Ku-
rucz (1969, 1974), Morton (1969, 1970), Bradley, Morton (1969)-,
Gingerich, Latham (1970), Citters, Morton (1970), Tarafdar, Vardva
(1972a, b, c, 1973), Gros et al. (1973), Eberlein et al. (1973), Kurucz
et al. (1974), Peytremann (1974a, b, 1975a, b, d), Burger, Hucht
(1976).
Сравнение кривых энергии реальных звезд с упомянутыми
моделями выполняли Underbill (1973a, b), Gros et al. (1973), Beeck-
mans et al. (1974), Peytremann (1975b, c), Code (1975), Nandy,
Schmidt (1975), Hessberg et al. (1975) и др. После учета всех
источников непрозрачности соответствие наблюденных кривых с
теорией стало вполне удовлетворительным. Особенно хорошо
согласуются с наблюдениями кривые распределения энергии ОАО-2 и
моделей Kurucz et al. (1974).
Поправки блокирования для звезд В—А в УФ определяли Elst
(1967), Underbill (1972, 1974), Gros et al. (1973), Lamers et al.
(1974), Peytremann (1975b, c), Burger, Hucht (1976), Underbill,
Hucht (1977) и др. Определение этих поправок, особенно в
далеком УФ (1000—2000 А), затруднительно, так как даже при высокой
разрешающей силе спектра (1 А) в большинстве случаев
невозможно найти следов континуума. Описанные выше сильные полосы
в УФ-снектрах ранних звезд образованы, как правило, не
несколькими сильными линиями, а большими группами линий разных
элементов всевозможной интенсивности. Кроме атомов и ионов легких
элементов, большой вклад в поправки блокирования вносит Fe н
другие соседние металлы. Большой вклад в блокирование должны
вносить также многочисленные скачки фотоионизации разных
атомов и ионов легких элементов. В результате коэффициенты
блокирования, выражаемые как е(Х) — АЕ/Е, где АЕ — поглощенная
линиями энергия и Е — полная энергия на длине волны Я, могут
достигать значений 0.6—0.8 и даже больше (Underbill, 1974).
В более длинноволновом районе (Я 2000—3000) поправки
блокирования в В-звездах значительно меньше. Например, согласно
оценкам Elst (1967), в спектре звезды В 1.5 V ожидаются значения
е(Я) от —0.10 у Х2000 до -0.04 у Я 3000. В спектре В5-сверхгиган-
та т] СМа е(Я) меняется от -0.25 у Я 2000 до -0.05 у Х3000
(Underbill, 1974). Согласно измерениям Underbill (1972),
блокирование в спектрах звезд В6—Аб достигает максимума у А 2300—2500.
В л 2300 коэффициент блокирования увеличивается от 0.15 до 0.25
при переходе от звезд ВЗ V к АО V. В А-звездах блокирование
продолжает увеличиваться до 0.6 для класса А6. Lamers et al. (1974)
получают несколько меньшие значения блокирования для А-звезд.
182

По их данным блокирование в спектрах А-сверхгигантов почти в 2
раза превышает блокирование V класса светимости.
Таким образом, в ближнем УФ В-звезды показывают
блокирование, которое по величине сходно с блокированием F-звезд в
фиолетовой области спектра. Блокирование В-звезд в далеком УФ, а
также А-звезд в ближнем УФ сравниваются со звездами G—К
в фиолетовой области.
9.4. ФОТОМЕТРИЯ ЗВЕЗД В УЛЬТРАФИОЛЕТЕ
Фотометрические наблюдения звезд в заатмосферном УФ были
начаты в 1957 г. Наблюдения на разных длинах волн выполнены
с помощью ракет-зондов и спутников ОАО-2, TD-1 и других.
Большинство самых первых наблюдений в период 1957—1965 гг.
выполнены с малой точностью и сейчас представляют лишь
исторический интерес. Почти все фотометрические УФ-системы выбраны,
в основном, по кривым реакции приемников излучения, а не по
кривым энергии звезд, поэтому трудно ожидать, что данные системы
являются оптимальными. Лишь полосы реакции на спутниках TD-1
и ANS имеют достаточное обоснование.
Система «Celescope». Наибольшее число звезд измерено в
четырехцветной системе «Celescope» на спутнике ОАО-2, которая
осуществлена с помощью четырех телевизионных рефлекторов
диаметром 31 ,см каждый. Кривые реакции системы показаны на рис. 57.
Они имеют полуширины от 325 до 850 А, т. е. система «Celescope»
даже по понятиям визуальной области спектра является
широкополосной. Положения кривых реакции нельзя считать удачными,
1.0
УМ
0.5
1 ■ 1 ■
У_7
s-*~ "-
:
- / /\ /
; / \ >
- // \ /
/ / Л
■ ' !\ 1
- * / \
/ / , / Ч /
i
/ X
1
-
-
'■■
\ -
\
0.0
1000 1500 2000 2500 А А 3000
Рис. 57. Кривые реакции фотометрической системы «Celescope» спутника ОАО-2
так как они сильно перекрываются. Система дает лишь грубое
представление об нзлучательной способности звезд в разных областях
УФ-спектра. Однако, благодаря массовости наблюдений звезд,
система может иметь важное значение в поисках УФ-объектов,
которые более детально будут исследоваться другими более тонкими
методами.
183

Аппаратура и принципы работы «Celescope» описаны в работах
Davis (1968, 1970), Davis et al. (1972), Haramundanis (1973).
Наблюдения и'Каталоги 5068 звезд опубликовали Davis (1972) и Davis
et al. (1973a, b). Большинство исследованных площадок
расположены вблизи Млечного Пути. Каталоги включают звезды, в
основном, ранних спектральных классов до У== 10.5. Стандартная
ошибка УФ-велични имеет порядок ±0.2—0.3, т. е. точность измерений
весьма низкая. Это надо иметь ввиду, интерпретируя колор-индек-
сы отдельных звезд и малых их групп. Поэтому данные «Celescope»
следует использовать лишь в статистических исследованиях.
Нормальные колор-индексы Ui—V системы «Celescope»
определяли Haramundanis, Payne-Gaposchkin (1973) и Peytremann, Davis
(1972, 1974, 1975). В последней работе авторы использовали также
наблюдения «Celescope» для оценки вариаций закона межзвездной
экстинкции с галактической долготой и для оценки распределения
энергии отдельных групп пекулярных звезд разных типов в УФ-об-
ластн. Получены различия УФ-излучения в звездах Плеяд и Гиад
(см. также Schild, 1973b). Эффекты, предсказанные теорией
вращающихся звезд, не обнаружены.
Колор-индексы «Celescope» сравнивались с колор-пндексамл,
предсказанными моделями звездных атмосфер в работах Parsons
(1972), Haramundanis, Payne-Gaposchkin (1973), Peytremann, Davis
(1974). В каталоге Kurucz et al. (1974) приводятся вычисленные
колор-индексы системы «Celescope» для моделей горячих звезд.
Houziaux (1974) сравнил величины звезд в системе «Celescope» со
спектрофотометричеокимн наблюдениями со спутника TD-1A. Deut-
schman et al. (1976) использовали фотометрию «Celescope» для
исследования межзвездного покраснения в разных направлениях
Галактики и вариаций закона межзвездной экстнздкции с
галактической долготой.
Обзор результатов эксперимента «Celescope» содержится в
сообщении Avrett et al. (1974), сделанном на конференции COSPAR
в Констанце.
Висконсииская система. Высокая точность фотометрии в
сочетании с большим числом измеренных звезд принадлежит Вискон-
синскому эксперименту, осуществленному на спутнике ОАО-2
(Code et al., 1970; Bendell, 1972). Для звездной фотометрии на
спутнике установлены четыре параллельных телескопа с диаметрами по
20 см, электрофотометры которых путем чередования разных
катодов ФЭУ (CsSb, CsTe, CsJ) и светофильтров обеспечивают
выделение двенадцати спектральных участков, перечисленных в табл.40
в порядке возрастания Я. Для измерения разных типов звезд
используются разные наборы длин волн. Точность фотометрии
зависит от величины измеряемой звезды. Для ярких звезд
среднеквадратичная ошибка имеет порядок ±0.02 для величин в ближнем УФ
и ±0.03—0.04 в далеком УФ. Поскольку красные звезды быстро
слабеют с уменьшением л даже для ярких звезд К—М у "к 1910
точность фотометрии не превышает ±0.1. Измерениям доступны
ранние звезды до 12—13т.
184

Таблица 40
Характеристики Висконсинской системы на ОАО-2
Номер

фотометра и
фильтра
>.. А
д?..
Л
Номер

фотометра и
фильтра
?., Л
А?..
Л
4—4
4—3
4—1
3—5
3—1
2—1
1330
1430
1550
1680
1910
2030
200
240
240
260
260
480
2—5
3—2
2—2
1—4
1 — 1
1—3
2390
2460
2940
2980
3320
4250
330
380
440
420
540
840
За 5 лет работы ОАО-2 на Висконсинских фотометрах
наблюдались сотни звезд. Результаты фотометрии 485 звезд разных типов
публикуются в каталоге Code et al. (1976b). Фотометрию 94 В-звезд
проводил Bottemiller (1972a, b, 1975). По его данным па двухин-
дексных диаграммах звезды с большими (usini^300 км/с) и
малыми скоростями вращения не показывают заметного разделения.
Наблюдается лишь небольшая тенденция для звезд Be и оболочеч-
иых звезд иметь УФ-дефициты.
Bernacca, Molnar (1972, 1973) наблюдали 32 В-звезды, включая
9 звезд со слабыми линиями Не, которые, по-видимому, являются
продолжением звезд Лр в сторону более высоких температур.
Laget (1972, 1973) наблюдал 16 В0-звезд с разными колор-экс-
цессами с целью определить наклоны линий покраснения в двух-
пндексных диаграммах, законы межзвездной экстинкцпи и
эффекты светимости. Показано, что с уменьшением длины волны гиганты
и сверхгиганты становятся слабее в УФ, чем звезды V класса
светимости. У X 1550 В0-сверхгиганты слабее на 0m.9, a BO-гиганты на
0т.З, чем звезды ВО V (при нормировании в полосе V). В табл. 41
даны отношения колор-эксцессов для звезд ВО согласно данным
Laget (1973).
Таблица 41
Я.о, А
1430
1550
1910
2030
2390
Em-V
£B-V
5.15
5.04
4.93
5.10
4.74
Я„, А
2460
2940
2980
3320
4250
4.00
2.33
2.49
1.74
0.86
Doherty (1972a, b, е) провел фотометрию 57 звезд спектральных
классов от А2 до М на К 1910, 2460, 2980 и 3320. Двух.индексные
диаграммы Ui—V, В—V показывают очень малые вариации УФ-ин-
тенсивиости при В—l/=const, особенно для звезд V—IV классов
светимости. Сверхгиганты Л—F слабее звезд V класса того же
185

спектрального класса на ~'2т в районе а 2460 и 1910 (при
нормировании в полосе V). К- и М-сверхгиганты ярче гигантов примерно
на такую же величину. Поздние карлики из-за их слабости не
измерялись. В качестве примера на рис. 58 показана диаграмма
«2460—V, В—V, на которой отложены точки сверхгигантов после
внесения поправок на межзвездное покраснение. Бчдно, что линия
О
m2460~V
2
4
6
8
0.0 0.5 1.0 1.5 B-V
Рис. 58. Двухиндексная диаграмма /я24бо—V, В—V по фотометрическим
наблюдениям со спутника ОАО-2 (Doherty, 1972e)
сверхгигантов переходит от УФ-дефицита к УФ-избытку в районе
В—У~1.0, что соответствует спектральному классу G5 I.
Другую работу по фотометрии поздних звезд провел Gottlieb
(1973) в поисках критериев ускорений и металличности.
Holm (1974, 1975а) измерил шестнадцать горячих .субкарликов
и белых карликов. Установлено, что наиболее голубые объекты
являются аномально яркими на X 1550 и 1430, если сравнивать их
с наблюдениями нормальных звезд с такими же колор-индексамп
В—V или т24бо—'"ззго. Например, горячий субкарлик + 28°4211 на
0т.6 ярче на X 1550 по сравнению с л 3320, чем звезда S Моп (07).
Кроме того, на фотометрах спутника ОАО-2 наблюдались
звезды типа р Сер, магнитные переменные, новые, цефеиды, горячие
субкарлики, затменные звезды, шаровые скопления, галактики и
другие объекты.
Предварительную абсолютную калибровку колор-нндексов Вис-
консинской системы описывают Bless et al. (1972), Code (1973),
Doherty (1972a, b, c).
Система спутника TD-1. Для фотометрии звезд используется
параболический внеосевой телескоп диаметром 27.5 см, снабжен-
т
• •
о . •
- х
-
о
—
о
х-
а
1 " ■ "- "Г
Ь
чь
А
пд п
X
л
• *ух
X
о
D
1 1
■Ьх
XX v
X
1
о 1
D II
х !И
А IV
• V
-
со
=И с "
D
Я"
186

ный одпоканальпым фотометром и трехканальпым дифракционным
спектрометром. Полосу реакции фотометра с центром на Я 2750 и
полушириной 310 А определяют фотокатод CsTe и фильтр.
Спектрометр одновременно сканирует спектр в трех участках: К 1350—1750,
1750—2150 и 2150—2550. Полуширина полосы пропускания
спектрометра— около 20 А. Для образования четырехцветной
фотометрической системы Humphries et al. (1973) один цвет получили с
помощью фотометрического канала, а три остальных цвета были
образованы из трех последовательных ступенек сканера с центрами
у к 1490, 2190 и 2500. Характеристики системы перечислены
в табл. 42. Положения длин волн выбраны так, чтобы система
давала возможность определить спектральный класс звезды и
величину ее межзвездного покраснения. С этой целью кривые реакции
не захватывают сильных спектральных полос, а одна из них
(л 2190) расположена у пика закона межзвездной экстинкции.
Таблица 42
Величина
Я„. А
ДА, А
U4 1490 60
U3 2190 60(75)*
U2 2500 60(75)*
Ui 2740 320
* Ширина полос в статье Nandy et al. (1974) изменена
на 75 Л.
В системе TD-1 измерено несколько тысяч звезд (Humphries et
al., 1973; Nandy et al., 1974, 1976) ярче 7m в интервале спектров
О—А5. В упомянутых работах определены основные
характеристики системы—-нормальные колор-индексы и отношения колор-экс-
цессов. На двухиндексных диаграммах В-звезды V класса
светимости распола.гаются в сравнительно яркие последовательности, что
говорит о хорошей точности наблюдательного материала. Путем
повторных наблюдений определено, что неточность одного
измерения звездной величины для звезд ярче У=5.0 составляет ±0.05,
что приводит к сг~±0.02. Для более слабых звезд сг возрастает
в два раза.
В первой из вышеупомянутых работ было показано, что индекс
т21эо—m2soo обладает исключительно ценными свойствами — он
почти не меняется с температурой и очень чувствителен к
межзвездному покраснению. Первое свойство является следствием того, что
блокирование линиями поглощения в этом диапазоне волн
меняется со спектральным классом и компенсирует изменения индекса
из-за падения температуры звезды. Второе свойство является
следствием того, что одна из величин этого индекса (Я 2190)
расположена на максимуме закона межзвездной экстинкции.
Колор-индекс т275о—V также обладает ценными свойствами,
так как он сильно меняется с температурой, мало чувствует вариа-
187

ц;ш законов межзвездной экстинкции, а на диаграмме m2igo—^25оо>
^2750—V (рис. 59) линии покраснения идут под большим углом
к линии непокрасневших В-звезд. Спектральный класс звезды
определяется по значению параметра Q2190,2500, 2750, у. Этот параметр Q
практически ие зависит от
т2!90 'П2500
-0.5
0.0
0.5
Т
т
°\\ц \
А \ \ \
О В2 ВЗ В8
\ Ц\ \
_J IN ■ l\ 1_
-2
-1
m2750"V
Рмс. 59.
/П2190 "^2500
класса светимости в
пределах светимостей от V до
I включительно (рис. 60).
Это делает возможной
двумерную классификацию
звезд, если к параметру
С?2190, 2500, 2750, V ПрИСОСДИНИТЬ
второй параметр Q,
включающий величину X 1490,
чувствительную к
светимости.
Система спутника ANS.
Астрономический спутник
Нидерландов (van Duinen et
al., 1975) несет кассегренов-
ский телескоп диаметра
22 см с дифракционным
спектрометром, который
выделяет спектральные
области, перечисленные в табл.
43. Прибор работает
одновременно в пяти каналах.
Фильтр Я 1549 может иметь
ширину или 149, или 50 А. Кривые реакции почти прямоугольные
(Peytremann, 1975d). Малая входная апертура (2'.5Х2'.5),
хорошая гидировка спутника и высокая чувствительность фотометра
позволяют проводить ряд важных исследований, несмотря на
малый диаметр телескопа. На спутнике ANS исследованы ранние
звезды в скоплениях и ассоциациях, законы межзвездного
покраснения в разных направлениях Галактики, горячие звезды
пониженной светимости, планетарные туманности, звезды WR,
отражательные туманности, переменные звезды, шаровые скопления, галактики
и другие объекты. Предварительные результаты были сообщены
в работе Wesselius et al. (1976). Всего получено около 16000
наблюдений для 6200 объектов (van Duinen, Wesselius, 1976).
Двухнндекспая диаграмма
"12750—V по наблюдениям
со спутника TD-1 (Humphries et al.,
1973): точки — непокрасневшие звезды
О—В, кружки — покрасневшие звезды,
штриховые линии — линии покраснения
для разных спектральных классов
Таблица 43
и, л
М, А
Лэ, Л
ДЛ, А
1549
1545
1799
149
50
149
2200
2493
3294
200
150
101
188

Фотометрия звезд на X 950. В заключение обзора об УФ-фото-
метрни следует еще отметить работу Troy et al. (1975), в которой
впервые проведены наблюдения звезд в полосе А, 912—1075 со
средней Х950. Фотометром, поднятом ракетой «Aerobee 170», пока
измерено лишь восемь звезд. Индекс т950—V меняется от —6 до — 4
между спектральными классами 08 и В2. Изменение индекса
«950—V со спектральным классом похоже па изменение индексов
«ins—V и «1376—V, однако имеет более отрицательные значения.
Получается, что индексы т95о—V являются более отрицательными,
чем предсказывают модели атмосфер с бланкетированием,
вычисленные Kurucz et al. (1974).
На более коротких волнах (900—100 А) измерять величины
нормальных звезд практически невозможно, так как с Я 912 (предела
серии Лаймана) начинается непрерывное поглощение атомами
межзвездного водорода путем их ионизации с основного уровня.
-2
-I -
Т—г
-1—|—г
* §
Л.
! !
о I, 11
4 * III
• • iv, v
х О
• х
Q
J 1_
_1 I I I I I L.
I .
. • J
■ ' ■ I L
Об
ВО
АО
Рис. 60. Зависимость параметра Q2190, 25оо, 2750. r от спектрального класса по
наблюдениям со спутника TD-1
Однако наблюдения межзвездной линии Ь* показали, что
нейтральный водород распределен весьма неравномерно и в
направлении некоторых близких звезд он имеет в 102 раз меньшую
плотность, чем средняя его плотность в Галактике. В этих
направлениях поглощение в районе Ж912 должно позволить наблюдать
интенсивные источники излучения, расположенные на расстоянии
примерно до 100 пс. Некоторые типы пекулярных звезд (белые
карлики, горячие субкарлики, цетнды, звезды типа SS Cyg, пульсары)
189

могут излучать в далеком УФ столь сильно, что, несмотря на
поглощение межзвездным водородом, до Земли может доходить
измеримая доля излучения. С целью обнаружения излучения с X 900—100
были проведены наблюдения многих из вышеперечисленных звезд
на корабле «Apollo» во время его совместного полета с «Союзом»
в .июле 1975 г. (Margon, Bowyer, 1975). Исключительно сильный
источник излучения в далеком УФ обнаружен в созвездии Волос
Вероники. Источником излучения является горячий белый карлик
HZ 43 (Lampton et al., 1976a; Margon et al., 1976a; Durisen et al.,
1976). Другие яркие источники в далеком УФ описывают Lampton
et al. (1976b), Henry et al. (1976), Holm (1976), Margon et al.
(1976b).
9.5. БОЛОМЕТРИЧЕСКИЕ ПОПРАВКИ
И ЭФФЕКТИВНЫЕ ТЕМПЕРАТУРЫ ГОРЯЧИХ ЗВЕЗД
Болометрические поправки (ВС) горячих звезд, определяемые
по формуле (140), являются важным параметром, позволяющим
вычислить эффективные температуры и болометрические
светимости. Долгие годы их ВС оценивались по теоретическим моделям
звездных атмосфер (Morton, Adams, 1968). К сожалению,
распределения энергии моделей не известны достаточно точно, поэтому
необходимо стараться определить ВС непосредственно из
наблюдений. Эта возможность впервые появилась после получения кривых
энергии в УФ путем заатмосферных наблюдений.
ВС звезд ранних спектральных классов на основе ракетных
измерений в УФ провели Davis, Webb (1970). Beeckmans et al. (1974)
для этой цели использовали кривые распределения энергии,
полученные на спутнике TD-1, a Code (1975) и Code et al. (1976)
использовали данные спутника ОАО-2. Kurucz et al. (1974)
вычислили ВС для своих моделей ранних звезд. В табл. 44 приводятся ВС
Таблица 44
Sp
ВС
TD-1
ОЛО-2
Те, К
1 912—
3300. %
?.>ззоо,
%
07 V
ВО V
В1 V
В2 V
ВЗ V
В5 V
В6 V
В7 V
В8 V
В9 V
АО V
А7 V
F5 IV—V
G2 V
-"1.62
-0.63
-0.54
-0.18
0.00
-0.04
-0.07
-3.30
-3.01
-2.58
-2.29
-1.82
-1.31
-1.09
-0.88
-0.54
-0.36
-0.17
+ 0.02
-0.02
-0.07
35400
31400
26000
22700
18100
14800
13800
12900
11300
10400
9500
8000
6500
5780
82
90
88
82
70
63
57
45
36
27
12
7
7
9
12
18
30
37
43
55
64
73
88
93
190

для звезд V класса светимости, полученные по данным TD-1 и
ОАО-2, а также относительный вклад ультрафиолетового
излучения в полный поток энергии звезды.
Болометрические потоки энергии позволяют вычислить
эффективные температуры, если известны угловые диаметры звезд d (см.,
напр., Мартынов, 1967). В работах Code (1975) и Code et al. (1976)
То вычислены для 32 звезд, диаметры которых интерферометриче-
ским методом измерили Brown et al. (1967, 1974а, b). В табл. 44
даны Те по данным этих работ. Nandy, Schmidt (1975) и Nandy,
Kontizas (1976) определили Те для звезд В—А V—I путем
сопоставления кривых энергии, измеренных со спутника TD-1, с
кривыми энергии моделей. Их Те для ранних В-звезд значительно
меньше, чем данные Code, приведенные в табл. 44. Henry et al. (1975)
определили Те шести В-звезд по 'Измерениям с корабля Аро11о-17.
9.6. ЭФФЕКТЫ ВРАЩЕНИЯ ЗВЕЗД
В УЛЬТРАФИОЛЕТЕ
Теоретические расчеты моделей быстро вращающихся звезд
(Collins, 1963, 1965, 1966; Hardorp, Strittmatter, 1968; Maeder, Pey-
tremann, 1970) показывают, что распределение энергии в
ультрафиолете должно значительно меняться в зависимости от скорости
вращения и ориентации оси. Считая оси вращения звезд
ориентированными в пространстве случайным образом, Nandy et al. (1971)
оценили, что среднеквадратичное рассеяние ультрафиолетовых
индексов m—V ранних звезд из-за эффекта вращения имеет порядок
±0.2. Так как колор-ипдексы в УФ имеют пока небольшую
точность, обнаружить эффекты вращения не так просто. Кроме того,
надо учесть, что сдвиг быстро вращающихся звезд на диаграммах
тина m—V, В—V может быть параллельным температурной
последовательности звезд (Peytremann, Davis, 1974).
Например, Bless, Savage (1972a) не обнаружили различия
медленно и быстро вращающихся звезд в диаграмме /Л1700—V, В—V.
Vreux et al. (1973) не обнаружили также различия кривых
распределения энергии в X 1350—2550 двух звезд спектрального класса В8
V с v sin i = 39 и 288 км/с.
С другой стороны, Navach (1973), Peytremann, Davis (1974) и
Bottemiller (1975) обнаружили, что в УФ быстро вращающиеся
звезды слабее, чем медленно вращающиеся с тем же самым В—V.
Согласно последней работе, основанной на фотометрии со спутника
ОАО-2, упомянутая разница статистически значима лишь для Ж
<2460 и достигает 0т.05—0т.Ю. Molnar et al. (1976) сообщают об
обнаружении значительных эффектов вращения в УФ-спектрах
ранних звезд главной последовательности скопления a Per.
Hutchings (1976) и Hutchings, Stoeckley (1977) обнаружили
важное свойство быстро вращающихся ОВ-звезд. Оказалось, что
v sin i, измеренные по ультрафиолетовым линиям, показывают
систематически меньшие значения, чем по линиям визуальной
191

области спектра. Это вызвано тем, что звезда с быстрым
вращением сплюснута и ее температура выше в полярных районах, чем
у экватора (подробнее см. в § 6.12). В результате в далеком УФ
большой вклад вносят полярные районы звезды с медленным
вращением, приводящие к уменьшенным значениям v sin i.
Степень различия значений v sin i, определенных в визуальной и
далекой УФ-областях спектра, является функцией видимости
полярных районов и тем самым — ориентации оси звезды в
пространстве. Некоторую дополнительную информацию дает также
сравнение профилей линий в визуальной и УФ-областях.

Гл ава 10
ВИЛЬНЮССКАЯ ФОТОМЕТРИЧЕСКАЯ СИСТЕМА
10.1. ВВЕДЕНИЕ
Ни одна ,из вышеописанных фотометрических систем не дает
возможности проводить многомерную спектральную
классификацию звезд при наличии межзвездного покраснения во всем
интервале температур звезд — от самых горячих до самых холодных. Все
они ограничиваются или звездами какого-либо сравнительно узкого
интервала спектральных классов, или обеспечивают
классификацию только при отсутствии межзвездного покраснения. Таким
образом, все эти системы неприменимы для классификации звезд
любого выбранного поля Галактики, где перемешаны звезды самых
различных температур, светнмостей, пекулярностен и межзвездных
покраснений.
В 1962 г. в Вильнюсской обсерватории был поднят вопрос о
возможности выбора оптимальной многоцветной системы, способной
классифицировать звезды всех спектральных классов, светимостей
и покраснений (Straizys, 1963b). Эта проблема была также
выдвинута Б. В. Кухаркиным в декабре 1962 г. на семинаре по электро-
фотометрин в Крымской ЛО. Еще раньше оптимальную систему
пытались выбрать Becker (1938, 1942, 1946) >и Никонов (1954),
однако предложенные ими системы не оказались оптимальными из-за
недостатка исходной информации.
Основой выбора оптимальных положений полос реакцил такой
системы должны быть детальные данные о распределении энергии
в спектрах звезд разных типов и законе межзвездного покраснения
света. Все увеличивающееся число определенных кривых энергии
звезд различных спектральных классов и светимостей сделало
возможным выполненле такой работы.
Если бы температурное покраснение и межзвездное
покраснение звезд следовали по одному и тому же закону, например, по
закону л-1, то вообще не было бы никакой возможности
фотометрически отделить температурно красные звезды от звезд, подвергнутых
межзвездному покраснению. К счастью, как температурное, так и
межзвездное покраснение показывает отклонения от закона Я-1 и
притом различные. Наибольшее отличие от закона л-1 в кривых
распределения энергии звезд вызывает бальмеровскнй скачок
среди ранних звезд и скопления атомных линий и молекулярных полос
в спектрах поздних звезд. Как было показано в главе 2,
межзвездное покраснение также не подчиняется полностью закону л-1. Все
это создает условия, при которых липни покраснения в двухип-
13 В. Страйжис
193

дексных диаграммах, как правило, не совпадают с линиями непо-
красневших звезд. Лишь в редких случаях при удачном
расположении полос реакции можно достигнуть их совпадения, и то только
для сравнительно узких спектральных интервалов.
Выбор оптимальных звездных величин производился с помощью
двухиндексных и Q, Q-диаграмм, путем вариации положений,
ширины и формы кривых реакции. Детально весь этот процесс можно
проследить по серии работ Straizys (1963b, g, 1964c, e, 1965b,
1966), Straizys, Zdanavicius (1965a, b, c), Zdanavicius, Straizys
(1964). Здесь остановимся лишь на окончательных результатах.
10.2. ВЕЛИЧИНЫ U И X
ДЛЯ ИЗМЕРЕНИЯ ВЫСОТЫ БАЛЬМЕРОВСКОГО СКАЧКА
Основой классификации ранних звезд по температурам
является высота бальмеровского скачка. В спектрах этих звезд нет более
удобного и чувствительного параметра, отражающего Те звезды.
С целью фотометрического измерения его высоты необходимо иметь
две полосы, одна из которых .расположена в УФ, за скачком, а
другая— перед скачком. В УФ, непосредственно за бальмеровским
скачком, в звездах В—-А область спектра довольно спокойная, без
сильных спектральных линий, .поэтому там, с первого взгляда,
достаточно места для расположения одной полосы. Однако надо
учесть, что атмосферная прозрачность простирается лишь до К 3000,
а в области 3300—3000 А расположены сильные полосы
поглощения атмосферного озона, интенсивность которых меняется с
течением времени. Поэтому следует избегать области, близкой к 3000 А.
В связи с этим в УФ остается не так уж много места для выбора
оптимального положения полосы U. В качестве оптимального
компромисса между бальмеровским скачком и полосами озона
выбрана полоса U с Яо = 3450А и с полушириной ЛХ = 400А. Она почти
совпадает с величиной и системы uvby. В друпих системах
аналогичными являются величина «35» системы DDO и «35» Аризонской
системы. Позднее оказалось возможным увеличить полуширину
кривой реакции величины U до 520 А.
В области над бальмеровским скачком места значительно
меньше. По сути дела, тут не может быть никакого выбора, так как
природа оставила единственное достаточное окно между бальмеров-
скими линиями Нг и Н£ . В сторону коротких волн начинается
скопление высоких чл-енов бальмеровской серии, а в сторону
длинных волн расположена линия Нг . Stromgren расположил
величину v точно на этой линии (рис. 61). Этого, однако, следует
избегать, так как такую величину очень трудно повторять с другими
фильтрами н, кроме того, появляется сильный эффект светимости.
Смещать полосу X в длинноволновую сторону от Нг лет смысла,
так как, во-первых, это уменьшает базис очень важного
колер-индекса X—У, а, во-вторых, происходит удаление от бальмеровского
скачка, и индекс U—X хуже представляет его высоту. Кроме того,
194

на диаграмме X—Y, Y—Z с увеличением Ъ(Х) происходит
уменьшение угла между линиями покраснения и последовательностью
непокрасневших звезд V—III классов светимости.
В связи с перечисленными факторами было решено
расположить величину X, измеряющую интенсивность излучения звезд пе-
3800 4000 4200
3800 4000 4200 А А
Рис. 61. Сравнение расположения в спектре Беги полосы X
Вильнюсской системы и полосы v системы uvby. По осп ординат
отложено произведение кривой реакции ф(>.) на кривую энергии I(к)
Беги в условных относительных единицах
Нред бальмеровским скачком у Я 4050, т. е. между линиями Н?
и е. В том же месте расположена величина /V системы Боргмана.
В других системах также имеются аналогичные величины:
величина v ,в системе uvby, B\ в Женевской системе, «40» в Аризонскои
системе.*
В первом варианте Вильнюсской системы полоса X имела
полуширину 220 А. Позднее оказалось, что допустимо увеличение
полуширины полосы X до 470 А.

10.3. ВЕЛИЧИНА У У ИЗЛОМА КРИВОЙ
МЕЖЗВЕЗДНОЙ ЭКСТИНКЦИИ
Как было показано в главе 2, закон межзвездной экстинкщш
в координатах Ах, },~1 в области К 3000—8000 представляется
двумя прямыми, пересекающимися около л 4355.
Если считать, что температурное покраснение звезд следует
закону л-1, то максимальное различие межзвездного и
температурного покраснения на двухнндексной диаграмме будет достигнуто
тогда, когда средняя из величин У будет расположена на самом
изломе закона межзвездной экстипкции, а две другие X и Z—
будут находиться ло обе стороны от него. Если на диаграмме X—У,
У—Z непокрасневшие звезды располагались бы иа одной линии,
не .имеющей изгибов, то такая диаграмма позволила бы однозначно
определять спектральные классы звезд, независимо от величины
межзвездного покраснения.
Чем дальше будут удалены полосы X и Z от точки излома, тем
больший базис будут иметь индексы X—У и У—Z н тем с большей
относительной точностью можно их измерять. На первый взгляд,
полосу Z можно продвинуть сколь угодно далеко в красную
сторону. Однако с УФ-сторопы выбор строго ограничен бальмеровским
скачком. Включение в величину X хотя бы части излучения за
скачком или даже самого скачка сразу вызывает появление изгиба
в диаграмме X—У, У—Z. Поэтому оказалось, что для этой цели
вполне подходит ранее выбранная полоса X у А, 4050.
Что касается величины У, то с удалением ее от точки излома
кривой межзвездной экстпнкции величина угла между линиями
покраснения и линией непокрасневших звезд уменьшается, однако
очень медленно. Вместе с тем было желательно избавить величину
У от влияния межзвездной полосы у К 4430 и линии Нт В связи
с этим было решено расположить k(Y) у 4600 А. Полуширина
величины У может быть в пределах 200—400 А. К нашей величине У
близки величины М Боргмапа, В2 Женевской системы, Ь — системы
uvby и «0.47» — системы Неффа.
Диаграмма X—У, У—Z с выбранными таким образом
величинами является прекрасным средством для грубой спектральной
классификации звезд без знания их межзвездных покраснений, если
среди этих звезд отсутствуют сверхгиганты. Никаким выбором
величин нельзя исключить эффект светимости ранних звезд в
диаграмме X—У, У—Z. Поэтому возникает необходимость
использования других величин, в частности — величины Р.
10.4. ВЕЛИЧИНА Р ДЛЯ КЛАССИФИКАЦИИ РАННИХ ЗВЕЗД
ПО СВЕТИМОСТЯМ
Наиболее существенным различием в спектрах ранних звезд
разных светпмостей (при той же самой Те) является величина и
положение бальмеровского скачка. Поэтому естественно, что двумер-
196

ная классификация звезд О—В—Л—F должна проводиться с
использованием критериев, чувствительных к высоте скачка и его
форме. Шалонж с сотрудниками впервые разработали
качественный метод двумерной классификации звезд, используя величину
скачка D и его положение Xi (рис. 62 и 63). Физический смысл за-
Рис. 62. Изменение высоты бальмеровского скачка D в зависимости от
спектрального класса и класса светимости: точки — V класс, крестики—III класс,
кружки — I класс
висимости параметра D и Х\ от светимости хорошо виден из рис. 64,
на котором отложены кривые распределения энергии звезд В8 V
и В8 I. Видно, что с ростом светимости бальмеровский скачок силь-
Л,-3700
SP
Рис. 63. Изменение положения бальмеровского скачка Xi в зависимости от
спектрального класса и класса светимости. Обозначения те же, что и на рис. 62
но уменьшается и сдвигается в сторону коротких волн. Это
свойство бальмеровского скачка использовалось также для
классификации звезд в фотометрических системах Вальравенов и Боргмана.
В этих системах существует полоса, расположенная на бальмеров-
ском скачке и сильно чувствительная к его положению. Это
величины U Вальравенов и Р Боргмана.
Выбор лучшего положения величины на бальмеровском скачке
производился путем анализа диаграмм U—P, P—Y, вычисленных
197

при различных положениях полосы Р (Straizys, 1965b). Оказалось,
что оптимальным положением Р является К 3750. Это положение
соответствует почти максимуму интенсивности в спектрах
сверхгигантов и почти минимуму интенсивности в спектрах звезд V класса.
В связи с этим величи-
п ' 1 п на Р очень чувствитель-
тельна как к
положению, так и к величине
скачка и дает
прекрасное разделение классов
светимости звезд В—А.
С увеличением
.полуширины кривой
реакции величин Р
чувствительность к светимости
падает. Максимально
допустимой
полушириной, по-видимому,
является 260 А.
В других системах
аналогичными
величинами являются
величина «38» в системе DDO,
«37» в Аризонской си-
Рис. 64. Сравнение кривых энергии звезд В8 V стеме> Н в системе
и В8 1а в области бальмеровского скачка. Вид- Уокера, «0.37» в СИСТе-
ны различия в высоте и положении бальмеров- Hprhdia
ского скачка и в интенсивности бальмеровских necpcpa.
линий. Кривые нормированы к 1.0 у А, 5500
10.5. ВЕЛИЧИНЫ Z И S ДЛЯ КЛАССИФИКАЦИИ
ПОЗДНИХ ЗВЕЗД
3000
4000
АА
Двумерная классификация поздних звезд до появления
Вильнюсской системы не была разработана ни в одной среднеполоснои
системе. Для этой цели может быть использована диаграмма Q, Q,
где один Q является функцией спектрального класса, а другой —
более чувствителен к светимости. Хорошим критерием
спектральных классов или температур звезд, мало зависящим от светимости,
является параметр QXYz, где МЛ =4050 А, ЦУ)=4600А, a X(Z)
расположена в области К5000—6000. Вторым параметром, больше
всего чувствительным к светимости, оказался Qxzs, где k{S)=»
«6000—6500 А. В диаграмме X—Z, Z—S линии покраснения идут
почти вдоль линий непокрасневших звезд, а звезды различных све-
198

тимостей образуют приблизительно параллельные
последовательности (Straizys, Zdanavicius, 1965c). Это происходит потому, что
индекс X—Z для одного и того же спектрального класса является
значительно большим у К-сверхгигантов, чем у К-карл.иков. В то
же время шх индексы Z—S отличаются мало.
Анализ нескольких десятков диаграмм типа Qxzs, Qxyz с
различными положениями полос Z и S показал (Straizys, Zdanavicius,
IPO
J.O
0.5
i
-
. Cud
• •
• •
• ••• •
xxx* x
^xxx**?** x
1
•
Ф
•
•
••
X
xxX
xx
•X
X
1
I - 1 I | I I xx"
x*4* *
X „ X *
xXXXxxX X
X X
X X
x x x -
„«*• x
*.*.• • фф
X
• •.
. XX
• • х
„ х «х
х х х
X •
• v XX
хХх ##.
фс£)
X
X
• K5V
х К5 ill
1 1 1 1 1 1
3000
4000
5000
6000
7000 ХА
Рис. 65. Сравнение кривых энергии звезд К5 V и К5 III с указанием положений
и полуширин полос реакции Вильнюсской системы. Кривые нормированы к 1.0
у К 5500
1965с), что оптимальными являются величины с /l(Z)=5150A и
K(S) =6400 А. Для вычислений в основном были использованы
кривые распределения энергии звезд из работы Willstrop (1965),
которые заканчиваются у Я 6500, поэтому мы не могли иослодовать
полосы 5 на более длинных волнах. В дальнейшем путем практиче-
199

ских измерений установлено, что полосу S лучше расположить на
150 А дальше в сторону длинных а, так как от этого улучшается
разделение М-звезд разных светимостей. Поэтому мы стали
использовать полосу S с а0 = 6550А.
Оптимальное положение величины Z совпало с большой
полосой поглощения в спектрах звезд G—К—М, образованной
скоплением линий поглощения, из которых наиболее сильным является
триплет Mg I с А, 5167, 5172 и 5183. В М-карликах к ним
добавляется поглощение полосой MgH. Причиной чувствительности Qxzs
к светимости является сильная зависимость индекса X—Z от
абсолютной величины звезды. Как видно из рис. 65, индекс X—Z
является более положительным в спектре К5-гиганта, чем карлика по
следующим двум причинам: 1) цветовая температура гиганта
более низкая, чем карлика того же спектрального класса и 2) карлик
имеет значительно более глубокую депрессию в районе а 5150, чем
гигант. Эффект был бы еще больше после замены величины X на
U, однако использовать ультрафиолетовые величины для столь
поздних звезд нецелесообразно. Второй индекс Z—S показывает
значительно меньшую зависимость от светимости, и он действует
па Qxzs в противоположном направлении, чем X—Z.
Аналогами величины Z в других системах являются величина
«52» Аризонской системы и g системы Вуда. Величине S
аналогичны величина «65» системы Эггена и h системы Вуда.
10.6. ВЕЛИЧИНА Т ДЛЯ ВЫДЕЛЕНИЯ М-ЗВЕЗД
С понижением температуры колор-индекс X—У увеличивается
от звезд спектрального класса О до МО. Для М-звезд всех
светимостей с понижением температуры индекс X—У уменьшается под
влиянием сильного поглощения полосами TiO в пределах кривой
реакции величин У. В результате на диаграмме Qxzs, Qxyz М-звез-
ды всех светимостей поворачивают обратно и накладываются на
К-звезды. Поэтому перед двумерной классификацией поздних звезд
необходимо отделить М-звезды от более ранних. Это может быть
сделано с помощью наиболее характерного свойства М-звезд —
наличия полос TiO. Ответ о наличии или отсутствии полос
поглощения TiO может дать любой .индекс, коротковолновая величина
которого расположена на одном из максимумов интенсивности в
спектрах М-звезд, а длинноволновая в следующем за ним минимуме.
Если такой индекс отрицательный, то это М-звезда. Максимумы
интенсивности расположены на Я 5800, 6100, 6600 и 7000 (рис. 66).
К одной из этих Я (6600 А) близка наша величина S. Минимумы
интенсивности расположены па а- 5900, 6250, 6750 и 7150. Если в
качестве одной из величин для такого индекса взять величину S, то
другая величина должна располагаться у а 6750 или 7150. Однако
глубина провала у X 6750 небольшая, поэтому остается величина
у л 7150. Индекс tnmo—m7]5o должен быть хорошим критерием
наличия полос TiO.
200

Однако использование величины у Я 7150 не всегда удобно, так
как даже мультищелочные умножители в этой области
малочувствительны. Поэтому можно идти другим путем и величину в поло-
1 1 > I I ■ 1 I ■
• M2V
х М2 III
•
•
хх
^Х*
> .: •
«•хх
X ш • •
• R X
х ** . х
*JL V х .
X* * X»
* X
ф
X* XX ^^
' ф
х*хх*
1 1 1 1 1 1
1
••
хх
»х
•
xi х
•
X
X
X
-
1
3000 4000 5000 6000 7000 А А
Нис. 66. Сравнение кривых энергии звезд М2 V и М2 III с указанием положений
и полуширин полос реакции Вильнюсской системы. Кривые нормированы к 1.0
у Л 5500
се TiO подобрать в коротковолновой стороне от S, например,
у Х6250. В таком случае индекс т625о—твш не может дать
однозначной ^информации о наличии полосы TiO, так как этому мешает
межзвездное покраснение. Следовательно, приходится
пользоваться не индексом, а параметром Q. Обозначим величину,
расположенную в провале полосы TiO через Т. В работе Straizys, Zdanavi-
cius (1965c) было показано, что Qyts h Qzts являются очень
хорошими критериями опознания М-звезд (р-пс. 67). В то время как для
звезд G—К эти Q имеют почти постоянное значение, в М-звездах
происходит сильное уменьшение параметров Q. Таким образом,
значение Qzts для любой звезды может дать ответ — является ли
данная звезда М-звездой.
Близкой к нашей величине Т является величина «62»,
использованная в системе Эггена, а также величина «53» Аризонской
системы.
201

10.7. ПОЛЕЗНОСТЬ ВЕЛИЧИНЫ V У *,5440
Zdanavicius (1967) показал, что очень полезно ввести в систему
еще одну величину у А, 5400, обозначенную через V. Средняя длина
кривой реакции этой величины почти совпадает с Хо величины V
системы UBV. Оказалось, что .параметры Qxzs " Qxzv обладают
сходными свойствами,
следовательно, для двумерной
классификации поздних
звезд можно использовать
диаграммы Qxzs, Qxyz или
Qxzv, Qxyz- Хотя индекс
Z—V имеет очень малый
базис, он является мерой
глубины полосы поглощения
вокруг Mg I + MgH в спектрах
звезд G—К—М, так как
полоса V располагается на
максимуме интенсивности
сразу за провалом, в
котором находится величина Z.
Это свойство величины V
весьма ценное, так как
появляется возможность
проводить классификацию звезд
всех спектральных классов
в шестицветной системе
UPXYZV, которая может
быть реализована с сурьмя-
но-цезиевым
фотоумножителем. Однако в этом случае
отделение М-звезд ранних
подклассов от К-звезд менее
точное из-за отсутствия
величины Т.
Величина V полезна и с других точек зрения. Эта среднеполос-
ная величина не имеет цветового уравнения по отношению к
величине V системы UBV в широком интервале температур вплоть до
поздних М-лодклассов (Straizys, 1973a), что позволяет прямо
перенести в Вильнюсскую систему шкалу величин звезд из системы
UBV и освобождает от необходимости создавать новые стандарты
звездных величин.
Величина V является также полезной (но не необходимой!) в
ряде классификационных диаграмм. Например, диаграмма Qupy,
Qpyv дает хорошую двумерную классификацию В-звезд.
Диаграмма Qupy, Qxyv полезна для двумерной классификации звезд А—F.
Диаграмма Quxy, Quyv может быть использована для выделения
и классификации субкарликов. Металлические звезды хорошо
отделяются от нормальных звезд в диаграмме Qxyv, У—V. Наконец,
3zts
-2.0
-1.0
0.0
1 1 1 1 1 1 II 1 | 1
-
-
:
— • •
: ..:: •
•
•
f ' ' i f '
, ,
•
*•
•
•
till,.
r—г i
•
-
•
-
1 1
GO 5 КО 2 4 7 МО 2 4 Sp
Рис. 67. Зависимость параметра Qzts от
спектрального класса звезд
202

колор-индексы У—V и V—S являются хорошими функциями Те.
Величина V имеет аналоги в других системах — у в системе
uvby, V] в Женевской системе и «0.55» в системе Неффа.
Требования к полуширине кривой реакции V не очень строгие.
Кривые с полуширинами от 260 до 480 А дают сходные результаты.
10.8. ОКОНЧАТЕЛЬНАЯ СИСТЕМА
Итак, после полного анализа кривых распределения энергии
в спектрах звезд стало ясно, что для чисто фотометрической
двумерной классификации звезд всех спектральных классов
необходимо иметь не менее сем,и среднеполосных звездных величин у
А, 3450, 3750, 4050, 4600, 5150, 6250 и 6550. К ним весьма полезно
добавить восьмую величину у X 5400. С другой стороны, величина
у А, 6250 может иногда не использоваться, что вызовет лишь
небольшое ухудшение опознания М-звезд ранних подклассов.
Положения полос реакции по отношению к кривой энергии a Lyr
показаны на рис. 68.
Положение большинства величин выбиралось путем расчетов
с использованием кривой реакции с формой, похожей на кривые,
даваемые интерференционными ф,ильтрами с полушириной ДА,=
= 200 А. Пробные вычисления индексов с вариациями ширины
полос показали, что большинство величин не теряют своих
классификационных свойств, когда их ДА меняется в пределах 100—400 А.
Лишь-.величины Р и Z требуют полуширин полос, не превышающих
250 А.
Требования к точности воспроизведения положения кривых
реакции неодинаковые. Этот вопрос имеет две стороны. Во-первых —
насколько точно нужно воспроизвести положения кривых реакции,
чтобы система не .потеряла своих классификационных качеств. Во-
вторых — насколько точно нужно поддерживать положения кривых
реакции, чтобы колор-мндексы легко редуцировались в
стандартную систему. Первый ©опрос имеет теоретическое основание, а
второй относится к наблюдениям. Так как при выборе оптимальных
положений величин их кривые реакции сдвигались с шагом 50 А,
то естественно, что отклонения ко от выбранных значений больше
50 А уменьшают точность классификации.
10.9. ПРАКТИЧЕСКАЯ РЕАЛИЗАЦИЯ ВИЛЬНЮССКОЙ
СИСТЕМЫ
Испытания Вильнюсской фотометрической системы на
48-сантиметровом рефлекторе со стеклянными светофильтрами были
начаты в Вильнюсской обсерватории зимой 1965—1966 гг. Наблюдения
были продолжены летом 1966 г. К сожалению, очень плохие
метеорологические условия в 1966 г. и помехи со стороны города не поз-
203

(О
о
3000 4000 5000 6000 7000 Л А
Рис. 68. Кривая энергии a Lyr (АО V) с указанием положений и полуширин полос реакции Вильнюсской системы

Таблица 45
Стеклянные фильтры для реализации Вильнюсской системы

Обозначение
Составные части
Пропускание
в максимуме, %
U БС 5 (!.5)+УФС 2 (10.0) 42
Р СЗС 22 (2.0)+УФС 6 (2.7) 42
X ЖС 4 (3.2)+ЗС 7 (6.2)|СЗС 21 (1.8)4-
+ ФС 7 (1.0) 30
Y ЖС 12 (5.2Н-СЗС 21 (2.6)+СС 15 (2.0) 28
Z ЖС 17 (2.0)+ЗС 7 (3.1)+СЗС 22 (10.0) 40
V ОС 11 (1.5)+СЗС 22 (5.0)+ПС 7 (2.0) 26
волили успешно закончить эту работу. Летом 1966 г. в Крымской
АО параллельно были проведены наблюдения с
интерференционными фильтрами (Зданавнчюс, Никонов, 1967). Результатом этих
работ было полное подтверждение теоретических выводов.
К летнему наблюдательному сезону 1967 г. был подготовлен
новый комплект стеклянных фильтров UPXYZV, данные о которых
приведены в табл. 45. Для каждого стекла в скобках указана его
толщина в миллиметрах.
Отдельные фильтры были склеены из различных цветных
стекол отечественного производства. Все фильтры склеены очищенным
жидким канадским бальзамом, пропускающим ультрафиолет до
Я, 3000. Стекла СЗС 21 введены в фильтры А- и У с тем, чтобы
отсечь пропускание стекол ФС 7 и СС 15 в области А. 7000. В фильтры
Р, Z и V входит стекло СЗС 22, которое не пропускает в красной
области спектра. У фильтра U отсутствие красного пропускания
обеспечивается толщиной стекла УФС 2.
Наблюдения проводились с электрофотомет.ром на рефлекторе
МТМ-200 в Крымской АО по методу счета фотонов. Приемник
света — мультищелочной ФЭУ-79.
Так как для получения величин Г и 5 нет подходящих
стеклянных фильтров, было решено для получения величины S
использовать интерференционный фильтр, а величина Т не наблюдалась
вовсе.
Позднее было изготовлено еще несколько идентичных
комплектов стеклянных фильтров. Стеклянные фильтры очень стабильны
во времени, легко и точно повторимы в любое время и в любом
месте, позволяют работать с телескопами любой светосилы, могут
быть изготовлены любого размера, одинаково пропускают
поляризованный и неполяризованный свет. Недостатками стеклянных
фильтров является их большая толщина, малое пропускание в
максимуме и зависимость кривой пропускания от температуры.
Наблюдения 1967 г. показали, что «стеклянный» вариант
системы дает очень хорошее разделение классов светимости на
диаграммах Q, Q (Kakaras, Straizys, Sudziiis, Zdanavicius, 1968). В связи
с этим, а также с другими вышеперечисленными достоинствами
стеклянных фильтров было решено принять этот вариант системы
за стандартный.
205

В 1968 г. были начаты наблюдения для калибровки диаграмм
Q, Q по спектральным классам и абсолютным величинам.
Наблюдения проводились на МТМ-200 Крымской АО в Научном и на
48-сантиметровом рефлекторе Вильнюсской обсерватории, который
в июне 1968 г. был установлен в Симеизе. Наблюдения
продолжались также в летне-осеннем сезоне 1969 г. на 48-сантиметровом
рефлекторе.
зооо
4000
5000
6000
7000
X А
Рис. 69. Кривые реакции «стеклянного» (основного) варианта Вильнюсской
системы. Ордината — в условных относительных единицах
За стандартную была принята система 48-сантиметрового
рефлектора, и все остальные наблюдения были редуцированы в эту
систему. Так как светофильтры во всех случаях были совершенно
идентичными (изготовлены из одних и тех же блоков цветных
стекол), небольшие различия системы происходили в основном из-за
различных ФЭУ и элементов оптики телескопов и фотометров.
Кривые реакции системы с 48-сантиметровым рефлектором (рис. 69)
были получены перемножением кривых пропускания фильтров,
кривой чувствительности примененного ФЭУ-79, кривой отражения
света двумя алюминированными поверхностями и кривой
пропускания кварцевой линзы Фабри (Straizys, Zdanavicius, 1970).
Характеристики кривых реакции даны в табл. 46. Числовые
значения кривых реакции стандартной системы приводят Straizys,
Zdanavicius (1970). В той же работе даны кривые пропускания
отдельных стекол, необходимые для реализации кривых реакции
206

Таблица 46
Характеристики кривых реакции стеклянного варианта
Вильнюсской системы
Величина
и
Р
X
Y
Z
V
S
Х0, А 3450 3740 4050 4660 5160 5440 6550
ДХ, А 400 260 220 260 210 260 200
Вильнюсской системы. Влияние температуры на пропускание
фильтров исследовал Sperauskas (1974).
В 1974 г. в Молетской АО в Литве были начаты регулярные
фотоэлектрические наблюдения звезд в Вильнюсской системе на 63-
сантиметровом рефлекторе с интерференционными фильтрами,
имеющими характеристики, приведенные в табл. 47а. Их кривые про-
Таблица 47а
Характеристики кривых реакции интерференционного варианта
Вильнюсской системы
Величина
W
Р
X
Y
Z
V
S
Х0, А 3500 3750 4060 4680 5180 5470 6560
ДХ, А 520 200 170 230 180 260 320
Гтах, % 65 58 60 82 74 85 85
Таблица 47Ь
Характеристики кривых реакции системы VilGen
Величина
W
Р
X
Y
Z
V
S
Х0, А 3500 3740 4080 4630 5160 5500 6660
ДХ, А 520 260 470 400 220 480 320
Тт«, % 65 38 51 43 41 55 85
пускания приведены на .рис. 70а. Они обладают большой
контрастностью (малые крылья) и большим пропусканием в максимуме.
По сравнению со стеклянными фильтрами интерференционные
позволяют увеличить проницающую способность. Система
реализована с мультищелочным фотоумножителем ФЭУ-106 со слюдяным
окном. Интерференционные фильтры Вильнюсской системы
выпускает ЛОМО двух размеров: 1) комплект А-043 с фильтрами
светового диаметра 24 мм и диаметром оправы 32 мм, 2) комплект А-044
с фильтрами светового диаметра 14 мм щ диаметром оправы 22 мм.
Оба комплекта дополнены фильтрами с К 6250, 7000 и 7140.
В интерференционной системе одна полоса все же
осуществляется со стеклянными фильтрами. Речь идет о полосе W, которая
207

заменила «стеклянную» величину U. Характеристики кривой
реакции W следующие: Х0 = 3500А и А ^,=520 А. Фильтр составлен из
следующих компонент: БС 5 (1.5) +кристалл Си504-5Н20 (2.0) +
+ УФС 2 (3.0). Назначение кристаллической пластинки — отсече-
3000
4000
5000
6000
А £ 7000
Рис. 70а. Кривые пропускания фильтров интерференционного варианта
Вильнюсской системы
ии
о/
/о
80
60
40
20
i
W
Л
VP/
1
X
Y
/ N^
i
I j
yNc
i i
V
\.1-^__ 1
I
S
U, ч
1
-
-
-
N-
3000 4000 5000 6000 А А 7000
Рис. 70b. Кривые пропускания фильтров системы VilGen
ние красного пропускания фильтра УФС 2. Замена старого
фильтра U новым обусловлена стремлением увеличить проницающую
способность системы путем утоньшения стекла УФС 2 и
расширения кривой реакции. Величина W была предложена в работе Strai-
zys (1973) для замены величины U системы UBV (с. 125). Таким
208

образом, величина W общая в ревизованной системе WBV и в
интерференционной Вильнюсской системе.
Интерференционная система редуцируется в стандартную
Вильнюсскую систему линейными или слегка параболическими
формулами, за исключением величин Р, для которых редукция зависит
от спектрального класса, класса светимости и межзвездного
покраснения. С целью облегчения редукции необходимо увеличить
ширину интерференционного фильтра Р.
Летом 1977 г. реализована другая модификация Вильнюсской
системы — полосы пропускания стеклянных фильтров X, Y и V
расширены до 470, 400 и 480 А соответственно, а фильтр U заменен на
W. Фильтры Р и Z оставлены без изменений, фильтр 5 взят из
интерференционного варианта системы. В результате величины W, X,
Y и V Вильнюсской системы стали близкими величинам U, Ви В2
и V\ Женевской системы. Кривые пропускания фильтров этой
ревизованной системы, названной системой VilGen, приводятся на
рис. 70Ь. Она имеет большую проницающую способность по
сравнению со стандартным «стеклянным» вариантом Вильнюсской
системы и не требует применения интерференционных фильтров (за
исключением величины S). Колор-индексы системы VilGen легко
редуцируются в стандартную Вильнюсскую систему. Для
реализации ревизованных величин системы VilGen требуются следующие
светофильтры: для X — ЖС 10 и ФС 7, для У — ЖС 12 и СС 15,
для V — ОС 11 и СЗС 22 и фотоумножитель с увиолевым или
кварцевым окном (типа ФЭУ-106).
Проницающая способность системы VilGen—12m на
63-сантиметровом рефлекторе.
В Вильнюсской системе все колор-индексы нормированы но
условию
U—Р = Р—Х = Х— Y=Y—Z=Z— V=V—S = T—S = 0
для иепокрасневших звезд спектрального класса О. Так как все
О-звезды являются в какой-то мере покрасневшими, нормирующие
константы получены вычитанием колор-эксцессов звезд S Моп
(07), 10 Lac (09), 68 Cyg (08) и | Per (07) с последующим
усреднением, учитывая веса, пропорциональные количеству наблюдений.
Такое определение нуль-пункта индексов весьма удобно, так как
индексы нормальных звезд всех спектральных классов становятся
положительными. Если у какой-либо звезды обнаруживается
отрицательный индекс, он сразу указывает на аномальность
распределения энергии в спектре такой звезды.
До конца 1976 г. в Вильнюсской системе собраны
фотоэлектрические наблюдения около 2000 звезд. Основные опубликованные
каталоги перечислены в табл. 48. Они включают большое число
ярких звезд разных спектральных классов и светимостей,
предназначенных для калибровки системы, много звезд BS 5—6т, не
имевших спектральной классификации МК, скопления Гиад, Плеяд и
Ori OBI для определения ZAMS, субкарлики « гиганты с
дефицитом металлов, звезды Be, Ар, Am, Ba, CH, R, N, S, белые карлики
Н В. Страйжис
209

Таблица 48
Каталоги наблюдений в Вильнюсской фотометрической системе
Литература
Zdanavicius, Nikonov (1967)
Kakaras et al. (1968)
Kakaras (1969a)
Zdanavicius et al. (1969)
Bartkevicius, Metik (1969a)
Zitkevicius, Sudzius (1969)
Sviderskiene, Straizys (1969)
Bartkevicius, Metik (1969b)
Sudzius (1969)
Sudzius et al. (1970)
Straizys et al. (1970)
Straizys (1970b)
Bogdanovic, Straizys (1972)
Zdanavicius et al. (1972)
Bartkevicius et al. (1973)
Bartkevicius (1973)
Alksnis, Bogdanovic (1973)
Zdanavicius, Kalytis (1974)
Sudzius (1974)
Bartkevicius, Sperauskas (1974)
Sudzius, Straizys (1976)
Meistas, Zitkevicius (1977)
Объекты
Яркие звезды 0—M
Двойные звезды
Яркие звезды
Cyg SR, Aql SR
N Del 1967
N Del 1967
Y Cas
sd, MDG, CH
Цефеиды
Яркие звезды, h + xPer
Am, Ар, К Boo, Be
Плеяды
Y Cas
Район NGC 6871
Яркие звезды, звезды
BS
Звезды BS
MDG
Район NGC 687,1
Район NML Cyg
О-звезды
sd, MDG, wd
1С 4996
Am, Ap
Число
звезд
125
127
32
315
1
1
1
60
3
180
76
1
26
600
175
3
369 (pg)
26
68
72
75
109
и звезды других пекулярностей, переменные звезды — цефеиды, ли-
риды, новые, а также звезды ряда площадок и Т-ассоциаций. До
1975 г. в качестве регионального стандарта использовались 33
звезды разных спектральных классов величин 5—7т в Лебеде, так
называемый CSR (Zdanavicius et al., 1969). Другой похожий набор
стандартных звезд основан в Орле. В 1975 г. 48-сантиметровый
рефлектор Вильнюсской обсерватории из Симеиза был перевезен на
гору Майданак (Узбекская ССР, высота 2760 м), где начаты
измерения стандартных звезд в площадках SA.
Вильнюсская фотометрическая система или система VilGen
может быть реализована фотографическим методом. Необходимые
для этого фильтры и фотопластинки перечислены в табл. 49.
Величина U может быть реализована либо с рефлектором без коррек-
ционных линз, либо с линзами из кварца или увиолевого стекла.
В случае использования телескопов Шмидта или Максутова
необходимо, чтобы коррекционпая пластинка, мениск и другие линзы
были сделаны из увиолевого стекла. Если коррекционные линзы
не пропускают излучение с Х<3200, из фильтра U следует удалить
стекло БС 5.
Отечественные марки цветного стекла могут быть заменены
марками фирм Шотт или -Кернинг (табл. 50).
210

Таблица 49
Пластинки
Фильтры
U БС 5+УФС 2
Р СЗС 22+УФС 6
X ЖС 10 + ФС 7
У ЖС 12 ( + СС 15)
Z ЖС 17+ЗС 7 ( + СЗС 22)
V ОС 11+СЗС 22
Г КС 11
S КС 13
aO ZU 1
aO ZU 1
aO ZL' 1
aO, (aJ, aD) ZU 2
aJ (NP27,WP1)
aD
aD
aE ZPl,NP27
A-,500
Ач500
A-500
(A-600)
(A-600)
A-600
A-660
Величина
и
p
X
Y
Z
V
T
s
Фильтры для
СССР
БС 5
УФС 2
СЗС 22
УФС 6
ЖС 10
ФС 7
СЗС 21
ЖС 12
СС 15
СЗС 21
ЖС 17
ЗС 7
СЗС 22
ОС 11
СЗС 22
КС 11
КС 13
реализации
Schott
(ФРГ)
WG 5
UG 11
BG 23
UG 1
GG 395
BG 3
BG 23
GG 435
BG 12
BG 23
GG 495
VG 3
BG 23
OG 520
BG 23
RG 610
RG 630
системы VilGen
Schott
(ГДР)
WG 4
UG 11
BG 23
UG 1
GG 13
BG 3
BG 23
GG 5
BG 12
BG 23
GG 11
VG 3
BG 23
OG 1
BG 23
RG 1
RG 2
Таблица 50
Corning
(США)
С 5840
С 9782
С 9863
С 3060
С 5850
С 4305
С 3387
С 5543
С 4305
С 3384
—
С 9782
С 3486
С 9782
С 2418
С 2408
10.10. ВЫНОС КОЛОР-ИНДЕКСОВ ВИЛЬНЮССКОЙ
СИСТЕМЫ ЗА АТМОСФЕРУ
Методы редукции колор-индексов Вильнюсской системы за
атмосферу разработал Zdanavicius (1970, 1975).
Вынос длинноволновых колор-индексов Вильнюсской системы
за атмосферу не представляет трудностей, так как зависимость
коэффициентов экстинкции ayz, azv и avs от самих колор-индексов
линейна и эффект межзвездного покраснения неотличим от
температурного. Зависимость aXY от индекса X—У также линейна, но
211

линии покраснения показывают меньший наклон, чем
последовательность непокрасневших звезд. Еще более сложную зависимость
от колор-индексов показывают коэффициенты экстинкции аир и
арх- Для учета этих вариаций Zdanavicius (1975) вводит не
зависящие от межзвездного покраснения коэффициенты экстинкции:
da n
х = (х_ Те с'
где da/dE — наклон линии покраснения в диаграмме а, С.
Вариации коэффициентов х со спектральным классом и
светимостью можно вычислить из фотометрических параметров Q,
которые также не зависят от межзвездного покраснения:
"лхг= (ххг)о — 0.00$ Qxyv,
xpx=(kpx)o-0M5Qupyv-0.011Qpxyv + 0M0QXyv,
xt/P= (y.UP)o+ 0.019 Qupi-v + 0.066 Qpxyv-0.069 Qxyv,
где (x.xy)o, (xpx)o и (xup)o— не зависящие от межзвездного
покраснения коэффициенты экстинкции для О-звезды.
Перечисленные уравнения позволяют вычислить -л для звезд спектральных
классов от О до МО. Для более поздних М-звезд применяются
уравнения с несколько другими коэффициентами у параметров Q.
После того, как определены х, коэффициенты экстинкцил
вычисляются по формулам:
axY = *xy-0.005 (X— Y),
<1РХ=Х.РХ,
a'up=xUP- [1-0.21 (U—P)\,
где а'ир определяется уравнением
Cu-p (z) - С °ц_р = a 'UP X+rUPX2.
Метод Зданавичюса позволяет получить редуцированные за
атмосферу колор-индексы Вильнюсской системы .с точностью до 0т.01.
10.11. АБСОЛЮТНАЯ КАЛИБРОВКА
ВЕЛИЧИН ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЫ
Калибровку величин Вильнюсской системы выполнили Straizys,
Kuriliene (1975). Применялась следующая методика. Во-первых,
путем численного интегрирования кривых энергии 188 звезд и
кривых реакции величин вычислены их индексы С по формуле
Cmi-mi =-2.5 log тъ(ЩХ +2.5 log -^щ. (167)
212

Затем эти теоретические индексы сравнены с наблюденными
индексами, в результате чего получены следующие формулы связи:
и—Р^Си-р + 0.30,
Р—Х=Ср-х + 0.28,
X— Y=CX-y+ 0.58,
У—Z = CV_z + 0.38,
Z—V = Cz-v + 0.22,
V—S^CV-s+0.74.
После придания всем колор-индексам вида разности с
величиной V получаем следующие выражения для
абсолютно-относительных величин:
U = (U—V)-1.76,
P = (P—V)-\M,
X=(X—V)-\A8,
Y=(Y—V)-0.60, (168)
Z=(Z—V)~ 0.22,
V = 0,
S = 0.74-(V—S),
где в скобки заключены наблюденные значения индексов. Формулы
(168) позволяют получить относительно-абсолютную кривую
энергии звезды в звездных величинах, нормированную к V—0.
Абсолютно-абсолютная калибровка колор-индексов
Вильнюсской системы получена с помощью a Lyr, принимая ее поток в
величине V Вильнюсской системы равным 3.60-Ю-9 эрг-с-1-см-2-А-1.
Результаты приведены в табл. 51, где наряду со звездой АО V да-
Таблица 51
Потоки света, принимаемые от звезд АО V и О V нулепой величины V
в Ю-9 эрг-с-1-см-2-А-1
Величина
Яо А
и
3450
Р
3740
X
4050
У
4660
Z
5160
V
5440
S
6550
АО V 3.23 4.47 7.41 5.68 4.39 3.75 2.16
О V 18.97 14.39 11.12 6.52 4.59 3.75 1.90
ются результаты для непокрасневшеи .звезды спектрального
класса О V.
Ранее абсолютная калибровка Вильнюсской системы проведена
в работе Straizys (1970a), однако тогда нормирующие константы
были получены лишь по двум О-звездам.
213

10.12. НАКЛОНЫ ЛИНИЙ ПОКРАСНЕНИЯ
В ДВУХИНДЕКСНЫХ ДИАГРАММАХ И ПАРАМЕТРЫ Q
Наклоны линий покраснения в двухиндекспых диаграммах или
отношения колор-эксцессов в Вильнюсской системе определяли
Sviderskiene, Straizys (1971), Sudzius (1974c) и Kuriliene, Sudzius
(1974). В первой работе для практического определения Е/Е
использовались наблюдения одиннадцати О-звезд и десяти звезд В1 I.
Зависимость Е/Е от (В—У)0 для разных классов светимости
вычислена на основе кривых энергии разных спектральных классов и
светнмостей и закона межзвездной экстинкции из работы Whitford
(1958).
В работе Sudzius (1974c) отношения Е/Е определены для
созвездий Лебедя, Цефея, Персея и Единорога, используя
наблюдения 68 О-звезд. Комбинируя эти отношения с результатами
фотометрии и спектрофотометрии других авторов, Суджюс определил
два закона межзвездной экстинкции, один из которых соответствует
созвездиям Цефея, Персея, Единорога, а другой — Лебедя.
Вычисления отношений эксцессов, выполненные с этими законами и с
кривыми энергии 49 звезд из каталога Straizys, Sviderskiene (1972a),
приводятся в работе Kuriliene, Sudzius (1974). Для О-звезд
вычисленные и наблюденные отношения эксцессов почти совпадают.
Отношения эксцессов для нормального закона экстинкции приводятся
в табл. 52.
Sd
О V
ВЗ V
В5 V
В8 V
АО V
А5 V
F0 V
F5 V
GO V
G5 V
КО V
КЗ V
К5 V
К7 V
МО V
М2 V
М4 V
М5 V
А5 III
F0 III
G5 III
G8 III
КО III
К2 III
214
(B-V)o*
-0.32
-0.21
-0.17
-0.10
-0.02
0.15
0.30
0.44
0.58
0.68
0.82
0.97
1.15
1.35
1.44
1.49
1.54
1.58
0.15
0.28
0.86
0.94
1.01
1.16
£(/- Y
EY-V
1.617
1.604
1.600
1.593
1.585
1.582
1.586
1.585
1.581
1.584
1.583
1,589
1.561
1.547
1.542
1.537
1.532
1.550
1.-582
1.581
1.587
1.571
1.574
1.575
F
UP-Y
EY — v
1.144
1.127
1.116
1.100
1.089
1.095
1.115
1.123
1.137
1.141
1.152
1.146
1.132
1.128
1.123
1.138
1.134
1.154
1.089
1I.IO6
1.150
1.158
1.152
1.161
E X-Y
E-Y-V
0.755
0.746
0.747
0.745
0.734
0.731
0.736
0.735
0.732
0.729
0.722
0.709
0.690
0.688
0.689
0.705
, 0.705
0.723
0.734
0.732
0.729
0.722
0.714
0.709

Итак, несмотря на то, что Вильнюсская система среднеполосная,
зависимость отношений эксцессов от спектрального класса и класса
светимости значительна и ее нельзя не учитывать <при вычислении
не зависящих от межзвездного покраснения параметров Q.
Зависимость Е/Е от величины межзвездного покраснения (т. е.
от самого Е) в Вильнюсской системе незначительна. В результате
линии покраснения в двухиндексных диаграммах можно считать
прямым)! (Kavaliauskaite, 1972). Это является результатом того,
что экстинкции в Вильнюсской системе меняются почти линейно
с увеличением единиц количества межзвездного вещества х.
Закон экстинкции в Лебеде дает наблюденные отношения
эксцессов (табл. 53), которые для колор-индексов, включающих
коротковолновые величины U, Р и X, в Лебеде превышают нормальные
отношения эксцессов в соответствии с различием законов
межзвездной экстинкции. Отношение эксцессов Ev^s/EY-v в Лебеде также
выше, чем в других областях Млечного Пути.
Отношения колор-эксцессов Вильнюсской системы к EB-v из
наблюдений одиннадцати О-звезд и десяти В1-сверхгигантов
определялись в работе Sviderskiene, Straizys (1970). Sudzius (1975)
определил эти же отношения из наблюдений 52 О-звезд в
созвездиях Цефея, Персея и Единорога. Последние результаты
приводятся в табл. 54. Отношения E/EB-v Для звезд других спектральных
классов получены путем численного интегрирования в работе Ки-
riliene, Sudzius (1974).
EY-Z 1
EY-V J
0.643
0.644
0.644
0.643
0.645
0.645
0.643
0.644
0.643
0.643
0.642
0.644
0.650
0.653
0.654
0.655
0.661
0.660
0.644
0.642
0.642
0.642
0.642
0.643
Ev-s
E-Y — V
0.842
0.838
0.838
0.838
0.836
0.837
0.841
0.840
0.843
0.843
0.842
0.840
0.829
0.831
0.832
0.848
0.859
0.871
0.836
0.839
0.847
0.848
0.844
0.846
Eu-v
Ev-s
3.109
3.108
3.104
3.095
3.090
3.083
3.076
3.076
3.060
3.067
3.068
3.080
3.088
3.065
3.056
2.993
2.947
2.929
3.087
3.077
3.054
3.030
3.051
3.042
p
UP-V
Ev-s
2.547
2.540
2.526
2.505
2.497
2.503
2.515
2.526
2.535
2.540
2.557
2.553
2.572
2.661
2.552
2.523
2.484
2.474
2.497
2.511
2.538
2.544
2.551
2.553
E X- V
P
2.085
2.084
2.086
2.083
2.072
2.067
2.064
2.065
2.054
2.052
2.045
2.033
2.038
2.032
2.030
2.011
1.984
1.978
2.072
2.064
2.042
2.030
2.032
2.019
Ну _ir
^V-S
1.188
1.194
1,194
1.193
1.195
1.194
1.189
1.190
1.186
1.187
1.188
1.190
1.206
1.203
1.202
1.180
1.164
1.148
1.195
1.192
1.181
1.179
1.185
1.181
Таблица 52
p
Ev-s
0.424
0.425
0.425
0.426
0.424
0.424
0.424
0.424
0.424
0.424
0.425
0.423
0.422
0.417
0.416
0.407
0.395
0.390
0.426
0.427
0.423
0.422
0.425
0.422
215

Sd
КЗ III
K5 111
MO III
M2 III
M3 III
M4 III
Mo III
M6 III
BO la
B5 lab
B8 la
A2 la
FO lab
F5 lb
F8 lb
GO lb
G2 lb
G5 lb
G8 lb
K2 lb
КЗ lb
M2 lab
63 Tau
16 Ori
t UMa
3 CrB
HD 19445
HD 140283
HD 122563
M92 № 11—39
HZ 44
HZ 21
L 1573-31
L 1363-3
R 640
L 745-46Л
vMaa 2
HZ 14
W 1346
40 Eri В
LB 1240
L 870-2
{B—V).,*
1.29
1.51
1.56
1.59
1.60
1.59
1.56
1.55
-0.23
-0.09
-0.03
0.05
0.20
0.39
0.58
0.75
0.90
1.08
1.22
1.50
1.55
1.71
0.30
0.24
0.35
0.29
0.46
0.48
0.90
0.70
-0.29
-0.36
-0.09
0.17
0.18
0.29
0.56
-0.15
-0.07
0.03
0.10
0.34
EU-Y
E у _ у
1.575
1.566
1.556
1.553
1.550
1.530
1.534
1:513
1.618
1.604
1.598
1.576
1.566
1.571
1.554
1.563
1.553
1.567
1.575
1.557
1.555
1.569
1.591
1.587
1.583
1.587
1.587
1.581
1.552
1.561
1.613
1.617
1.616
1.607
1.603
1.598
1.572
1.606
1.602
1.597
1.590
1.591
*- P—Y
к Y -Y
1.151
1.150
1,150
1.146
1.154
1.151
1.153
1.147
1.140
1.124
1.123
1.099
1.081
1.098
1.105
1.138
1.150
1.155
1.167
1.183
1.181
1.173
1.104
1.096
1.109
1.100
1.135
1.135
1.142
1.149
1.148
1.152
1.157
1.153
1.162
1.148
1.162
1.138
1.138
1.134
1.129
1.143
u X-Y
EY - V
0.701
0.690
0.685
0.682
0.697
0.706
0.725
0.740
0.754
0.753
0.750
0.750
0.743
0.738
0.735
0.729
0.726
0.722
0.713
0.707
0.708
0.713
0.735
0.735
0.730
0.739
0.743
0.751
0.742
0.741
0.752
0.756
0.755
0.751
0.738
0.751
0.720
0.740
0.736
0.727
0.724
0.748
* В столбце (В—V) ддаются нормальные индексы конкретных звезд, кривые
энергии которых представляют данный спектральный класс. В связи с этим они
отличаются от средних (В—V)0, данных в табл. 11.
Отношения колор-эксцессов, определенные из наблюдений,
могут быть использованы для получения закона межзвездной экс-
тинкцин. Это может быть сделано или путем определения наклона
линий покраснения О-звезд в двухиндексных диаграммах, как это
делал Sudzius (1974c), или же сравнением колор-иидексов сильно
покрасневшей звезды с нормальными индексами звезд того же
216

С ?! Ч>
о ь: S
2 " *
Е о „
п - й
i г ^
~ Ея о
к> О
О
■з
? "-о
СЗ •=*
Йн в
* я Ез
| й Е
? о ~
о Е
К Я
I s -
г; со ^
" н ге
I Г о
СЛ V
к ел о
f ooE
?. я н
о о
^ 3
ъ 5 го
ф н о
ф ЯЭ Ф
Ь _ X
я 5 н
о Ь ы
О я О
н о Д
I I W
°
1 Ьа
"^ Ф
" 1=1
ъ"ф
I a
i-°
^3
I ?!
^ф
S
^:
1
00
ю
а
^
н
Ф
^
гг
О
ГГ
Я
О
S3
я
н
о
аз
сз
tr
j=
я
»i
к>
ЕС
S
33
со
о
О
тз
Я
я
1э
(й
?!
О
с-
Я Ф о
о н я
-, о го
О '-1 -J
•з,>
ю ф ^
2 2 Е
:* И
Е £ °
н-. СО
S ю ?
* ?! Ь
CJ О »
сз д о
ф г>
ш £ »
J=l ф _
О СО ?!
я а ь
: Ф и
•ah о
о я к>
сз о
О -1 О
Ь О 5
У „ ф
3 3 н
о ° s
м 2 ^
Э с °
л 2 г
о ь ^
Р » 2
О О
п -^ ^
G П> Н
g СГ }-*
Г? tr я
— * w
ч—" о сз
^ £ ti
~ С" 5Q
оооррроооооооооооооорооосооооррорророоорро
ОЭ СО СП О; СП СО О) СО СО CJ5 С5 О) СП 05 05 05 Ьэ 05 05 СП 05 О) Ъ) ОЪ Ъ) О) ОЪ О) Ъ) ф Ъ) Ъ) ОЪ Ъ> Gi &i'<2> ОЪ &i ОЪ ОЪ '&i
СОа5СОСС^ЬЭа5а5СОСПСОСОСЛСОа50^СОСОСОСО-^ЮО^-^-- 00^-4^ — 4^4^4^.4^СОЮО — СОООСОСО
ооороооооооооооооооооооооооооооооооооооооо
'<х>'оэ'оэ'оэоэ'оэфЪоЪо'ооооЪо
4^ЮСОСОСОСЛСПО1СЛСЛ4^4^а5О5О1^СОСОСОСО004^4^СЛ4^4^4^4^4^|^4^4^
wcxcncnc^cba5c^cntocxcxooa5Cococ£)0!X)toc>DcO'-- oicbcnocoo — с~ " ~ *~
'OtOOOtO^OOOltCCTCn
о — — '— i— о о о о о о о io со о о <э о о <э '^о о о о о Q о о Ь о о о '■- '^ '^ со со со b 'чз о о
-4ЮО>— —f^-wOCOJ^^COCOCOCntOCnco-^JCOCO^-^-^-tOCO^— С04^СЛ01СПСОО^-С04^01СОСО^ОС04^.
to oi C04^c£>oa505cntototoo--4otococoooco ел союслсосо4^о — ет>4^ — со-^сосо-^сослоослсо
to tO N3 Ю to _Ю N3 Ю К> to Ю Ю Ю Ю Ю fO to Ю Ю Ю JO Ю N2 Ю W N2 N2 Ю tO JS3 to fO )S3 Ю _Ю Ю N2 _Ю Ю ^ fO _Ю
OI СЛ СЛ СЛ СЛ Ol СЛ СЛ OI O'i O'l СЛ СЛ 4ь. СЛ СП СЛ СЛ СЛ СЛ '^ СЛ СЛ СЛ СП СЛ СЛ СЛ '*. '■+*■ 4^ СЛ СЛ СЛ СО 4^ 4*. '^ СЛ bl СЛ СЛ
coa^Oicncnco^-to^-CAjcocoocootoo^-o»— а^^^^сл^^соо^^^о^ос^^оои-госо^-К)^!^.
спооАОо— cncnoicococoo-^ocntocotococntoocnoto-— aio^o-^J^tococnoi'-otoototocj)
мюмюю^ю^мюммюммммкэмю1- to^tototototototorotoh;)h:)r"r-r-^r-r-.'— ^°
оооооооооооооооооо
-4^JCO-400 — j^COJ^Cn-MCntOtOJ^cn-^JCn-^JCn*.--- — •^O^^^^O^O^'^O0O0(X>0OO^<iObO<^O-i-<i^O--'
1000^00С0 01а5^-а51010^С75СОа5(ОЮЮ^Э^4^СЛи-^СООС^СЛЮС75ГОСО^
—. ю ►— — — — — — _-_-—.« — — — _- — — — _- — — — ^-«'н-^- — — ►—;_■— — — — — — ►— — — — —
соосососоаэаэаэаэ^^^стэаэспоосософсо^
СП00^^^С0С0С0С04^СОСОС0С000СП1О1ОЮ^4^СОС0СлСлЭ^Э4^
ppooopopoppppppopppoppooooopopoopppppppppp
4*. 4^ 4^ 4^ 4^ Ife. Ji- 4b- 4*- 4^ Ji. 4^. *. 4^. 4^ 4^. *. 4*. 4*- 4^ 4^ *4ь. 4> 4^ 4> 4^. 4^. 4^. 4^. 4^ jb. 4^. *. 4^ CO 4^ CO 4^ 4^. 4ь. 4> *.
— ЬОЮЮЮ^ —— — — Ю —^" —ЮЮЮЮМОЮЮЮМЮММЬЭЮюкэ^ЭК'СООСОО —— K)tO
ООЮОООСОСОСОООШОСЛСОЮООСОСЛСЛЩСЛ- Ю4^ЮСЛСЛСП^СО^СОСО'^4:1'С75'--С11К>'--СОК)К)
ft
■■<
<
ft
"1
*1
Гг-
■^
'~r.
r>
1
ft
FH
N
■^
'Л
ft
■4
ft
U
CO |^
fr
*л
r^
'Л
ft
■4
«
ft
И
■4
ft
4
■1
ft
M
■1

Таблица 53
Отношения эксцессов Вильнюсской системы для О-звезд
в Цефее—Персее—Единороге и Лебеде
Сер—Per—
Mon
Cyg
£(/-У
EY-v
1.608
1.751
kp_Y
^y-v
1.138
1.244
E X-Y
E-Y — v
0.754
0.812
£y-z
E-y-v
0.643
0.640
p
Lv-s
£y_v
0.843
0.905
ношения Eu-v/Ey-v, Ep-V/Ey-v, EX-v/Ey-v, Ez-v/EY-v и EV-sl
/EY-v', 4) все отношения эксцессов нормируются к EY-v = 0.23, т. е.
умножаются на множитель EY-v/0.23; значение £V_v = 0.23 coot-
О-звезды
р
Е B-V
0.344
±0.004
Ер-х
E-b—v
0.281
±0.005
EX-Y
E-b-v
0.553
±0.004
р
UY — Z
Е в—v
0.471
±0.003
Таблица 54
Е Z-V
Е в- v
0.261
±0.002
E-b — v
0.618
±0.005
ветствует единичной массе межзвездного вещества в нормальном
законе экстинкции Sudzius (1974c); 5) к нормированным
отношениям эксцессов прибавляется Л^=1.04 и получаются значения А
в шкале Sudzius (1974c); 6) полученные А откладываются как
функция Х~1, при этом в точке величин V получается значение 1.04,
а в точке величин Y — значение 1.27.
10.13. НОРМАЛЬНЫЕ КОЛОР-ИНДЕКСЫ
В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
Нормальные колор-индексы Вильнюсской системы разных
спектральных классов и классов светимости в работе Kuriliene (1977a)
были определены путем осреднения наблюденных индексов звезд
одного и того же класса МК. Те звезды, которые имели EB-v =
= В—V— (В—У)о^0.05 перед осреднением были «отбелены», т. е.
из их наблюденных индексов вычтены колор-эксцессы,
определенные из Ев-v путем умножения последних на E/EB-v, описанных
в предыдущем параграфе.
Полученные нормальные колор-индексы после некоторого
сглаживания приводятся в табл. 55—58. Ошибки а нормальных
индексов X— Y, Y—Z, Z—V и V—S имеют порядок ±0.02—0.04. Для
индексов U—Р и Р—X а достигают ±0.05—0.06. Наименее точными
являются индексы U—Р и Р—X для сверхгигантов.
218

Таблица 55
Нормальные колор-индексы V класса сиетнмости
Sd
0
ВО
В1
В2
ВЗ
В5
В6
В7
В8
В9
АО
А1
А2
A3
А5
А7
F0
F2
F5
F8
GO
G2
G5
G8
ко
К1
К2
КЗ
К4
К5
К7
МО
Ml
М2
Sd
В2
ВЗ
В5
В6
В7
В9
АО
U-P
0.00
0.02
0.07
0.15
0.21
0.30
0.34
0.38
0.45
0.54
0.60
0.61
0.62
0.62
0.62
0.58
0.56
0.53
0.50
0.48
0.46
0.46
0.46
0.46
0.45
0.44
0.42
0.42
0.44
0.48
0.54
0.56:
0.63:
0.72:
Р-Х
0.00
0.06
0.13
0.23
0.31
0.39
0.44
0.49
0.66
0.67
0.78
0.81
0.82
0.82
0.81
0.76
0.67
0.63
0.57
0.59
0.61
0.62
0.68
0.76
0.80
0.86
0.91
0.98
1.05
1.10
1.13
1.12
1.10
1.06
X-Y
0.00
0.02
0.04
0.06
0.09
0.14
0.16
0.17
0.19
0.23
0.28
0.32
0.36
0.40
0.46
0.49
0.53
0.58
0.63
0.72
0.78
0.81
0.86
0.96
1.06
1.12
1.19
1.32
1.47
1.62
1.77
1.72
1.70
1.68
Нормальные колор-индексы IV
и—р
0.15
0.24
0.33
0.41
0.49
0.62
0.67
Р—Х
0.22
0.31
0.44
0.53
0.61
0.73
0.78
X-Y
0.06
0.09
0.13
0.16
0.19
0.24
0.27
V-Z
0.00
0.00
0.01
0.02
0.04
0.06
0.06
0,06
0.07
0.08
0.10
0.11
0.12
0.14
0.15
0.17
0.22
0.26
0.28
0.31
0.34
0.34
0.34
0.34
0.34
0.33
0.32
0.30
0.27
0.26
0.29
0.30
0.36
0.43
Z-V
0.00
0.00
0.01
0.02
0.03
0.04
0.04
0.05
0.05
0.06
0.06
0.07
0.08
0.08
0.10
0.11
0.14
0.16
0.17
0.19
0.2О
0.22
0.23
0.26
0.29
0.32
0.36
0.42
0.48
0,53
0.58
0.61
0.62
0.63
класса светимости
Y—Z
0.02
0.03
0.05
0.06
0.07
0.09
0.10
Z-V
0.02
0.02
0.03
0.04
0.04
0.05
0.06
V-S
0.00
0.00
0.01
0.03
0.06
0.09
0.10
0.10
0.10
0.12
0.14
0.15
0.17
0.18
0.23
0.26
0.34
0.39
0.45
0.49
0.54
0.56
0.58
0.62
0.65
0.69
0.72
0.78
0.84
0.91
1.00
1.10
1.15
1.23
Таблица 56
V-S
0.03
0.04
0.07
0.09
0.11
0.13
0.14
219

Продолжение табл. 56
sD
U—p
х—у
Y-Z
z-v
v-s
Al
A2
A3
A5
A7
FO
F2
F5
F8
GO
G2
05
G8
КО
Kl
0.70
0.70
0.69
0.67
0.65
0.60
0.57
0.55
0.53
0.52
0.50
0.49
0.50
0.53
0.60
0.83
0.84
0.83
0.80
0.75
0.69
0.64:
0.58
0.62
0.66
0.71
0.75
0.80
0.88
1.08
0.30
0.34
0.38
0.44
0.49
0.54
0.56
0.63
0.75
0.82
0.88
0.95
1.09
1.16
1.40
0.11
0.12
0.13
0.15
0.19
0.23
0.25
0.28
0.32
0.33
0.35
0.37
0.40
0.41
0.43
0.07
0.07
0.08
0.10
0.11
0.14
0.15
0.17
0.20
0.22
0.23
0.25
0.28
0.29
0.38
0.15
0.17
0.20
0.24
0.29
0.36
0.38
0.43
0.50
0.54
0.58
0.62
0.66
069
0.7&
Таблица 57
Нормальные колор-индексы III класса светимости
ВО
В1
В2
ВЗ
В5
В6
В7
В8
В9
АО
А1
А2
A3
А5
А7
FO
F2
F5
GO
G2
G5
G8
ко
К1
К2
КЗ
К4
К5
МО
Ml
0.01
0.07
0.16
0.26
0.33
0.40
0.47
0.55
0.64
0.72
0.75
0.75
0.75
0.74
0.72
0.68
0.63
0.59
0.57
0:57
0.58
0.58
0.60
0.62
0.65
0.68
0.73
0.79
0.84
0.88
0.0'1
0.09
0.18
0.31
0.42
0.44
0.49
0.60
0.70
0.76
0.80
0.82
0.83
0.82-
0.80
0.74
0.68
0.68
0.69
0.76
0.90
0.91
1.02
1.09
1.16
1.23
1.30
1.37
1.40
1.43
0.01
0.03
0.08
0.11
0.14
0.16
0.17
0.18
0.21
0.27
0.31
0.34
0.36
0.45
0.47
0.51
0.59
0.74
0.91:
1.04:
1.20
1.20
1.33
1.45
1.54
1.67
1.86
2.02
2.09
2Л2
0.01
0.02
0.03
0.04
0.05
0.05
0.05
0.07
0.08
0.10
0.11
0.12
0.13
0.15
0.17
0.21
0.25
0.29
0.36
0.42:
0.46
0.45
0.47
0.49
0.50
0.50
0.51
0.56
0.60
0.64
0.00
0.02
0.04
0.04
0.04
0.04
0.05
0.06
0.06
0.07
0.07
0.09
0.08
0.09
0.11
0.13
0.15
0.18
0.22
0.25
0.29
0.28
0.32
0.36
0.38
0.41
0.47
0.53
0.55
0.55
0.00
0.00
0.02
0.06
0.07
0.08
0.09
0.10
0.12
0.16
0.17
0.18
0.20
0.24
0.26
0.35
0.41
0.48
0.56
0.63
0.71
0.70
0.74
0.78
0.82
0.86
0.94
1.02
1.09
1.13
0.13
0.16
0.18
0.17
0.19
0.20
0.22
0.22
0.28
0.38
0.43
220

со
I
I
N
I
ooOoooo'ooOooo'oo'ooooo'ooo^^'^^^^
о о o_ о о о о о о о © о. о ~ — — — см см см со со ** io to Г5 ** ** -^
о"оОоо"оОооооОооооо"оооо"ооо"ооооо
^ю^о^©с^сососо^ю10сосо©соосо^а^со^^^оосо©сосо
©о©о — ^^~~~~~,~~cs»<ncoco^^^^^^^^^coct}
оо'ооо'о'о'ооо'оо'ооо'оооооооо'ооо'о'оо
СОсООСМ^СОСООоОсЧ^О^СООО^^оЮ^^^ОСЛСМСМСТэ^СО
о о *~*. —; ~ —; -^ см см cn см см см со ^ со со О — со io t^; О о\~ —; о ел со
ooooo©o©"o©'o©o'©o©©«««~--c^<>i<>ie4<>i~--;
о.
сососЧ
Оо —
о о о
00
со
ю
о
(М-^^.-^-^ — СТ> <М CJ>
о о о о о — —' — —
о'0'о°°0о0°оооооо
ft.
I
оо lo со
О —' СО
о о о
^. — СО— WlOOCDlO
СО 00 CD CO tD CD CD Г~- CO
o'oooooooo
О Ю
о о о — cn со со ■* <4 t'-. °° © — — —
OO^OOOoOOOO — —'—' —
са а са а са a taa<««:u.ci.ii.ii.oooo^^xSSSSS
ю
ю
ч
о
са
S-
■S Ю ■
о о 5
о у э
>>о о
О о
« к
**!
са ч-
О р
° v
* о
К О)
К О,
о-о
ч Р
* са
X ?
ч о
са s-
s v
Си .
О Я
- о
« х
са
3 S
a. S •
Ег са 2
О п. 2
s- (-, аз
са s
к к S-
S Ч ~
ч
О)
с а л
Н с, CJ
>,~ X
^ о ф
О u t-r
S
_ ч
X
3
а
s-
2
ч
_ о
ч: =
a
О
о к х
о о са
а Е-
о са
« са я
<ч О о.
го
S-
0)
>>
S Ч
с 5
00
ю
Он ja
О ч
о 2
и х
са d>
ч =г .,
X О О
S-
0)
>> а
ч: й

10.14. ЛИНИЯ НУЛЕВОГО ВОЗРАСТА
Главная последовательность нулевого возраста на различных
двухиндексных и диаграммах Q, Q получена по наблюдениям
скоплений Гиад и Плеяд и ассоциации Ori OBI (Straizys, 1970c).
Использовались только неразвитые части их последовательностей —
для Гиад от F5 к более поздним (0.45<У—1/<0.73), для Плеяд от
А2 до F5 (0.20<У—V<0.45), для Ориона — от самых ранних до АО
(0.00<У—V<0.20). Так как звезды Плеяд и Ориона подвергнуты
небольшому межзвездному покраснению, их колор-индексы
пришлось «отбеливать».
Колор-индексы Вильнюсской системы для главной
последовательности нулевого возраста (ZAMS) как функция (В—V)o
приводятся в табл. 59.
Таблица 59
Линия нулевого возраста (ZAMS)
B-V
U-P
Р—Х
X—Y
Y-Z
Z-V
V-S
-0.32
-0.30
-0.25
-0.20
-0.15
-0.10
-0.05
0.00
0.05
0.10
0.15
0.20
0.25
0.30
0.35
0.40
0.45
0.50
0.55
0.60
0.65
0.70
0.75
0.80
0.85
0.90
0.95
1.00
0.00
0.04
0.11
0.18
0.27
0.39
0.51
0.57
0.58
0.59
0.58
0.58
0.57
0.55
0.52
0.50
0.48
0.47
0.46
0.46
0.46
0.47
0.47
0.47
0.47
0.47
0.47
0.47
0.00
0.07
0.21
0.34
0.46
0.58
0.72
0.79
0.82
0.82
0.80
0.76
0.71
0.64
0.61
0.60
0.59
0.61
0.62
0.64
0.67
0.72
0.76
0.81
0.87
0.94:
1.01:
1.07:
0.00
0.02
0.07
0.12
0.16
0.21
0.26
0.32
0.37
0.42
0.46
0.49
0.52
0.55
0.58
0.61
0.65
0.69
0.74
0.79
0.85
0.92
0.99
1.07
1.14
1.21
1.28
1.36
0.00
0.01
0.02
0.04
0.05
0.07
0.08
0.10
0.12
0.13
0.16
0.18
0.20
0.23
0.25
0.27
0.29
0.31
0.32
0.33
0.34
0.34
0.35
0.35
0.35
0.34
0.33
0.31
0.00
0.00
0.01
0.02
0.03
0.05
0.06
0.07
0.08
0.09
0.10
0.11
0.12
0.14
0.15
0.16
0.18
0.19
0.20
0.21
0.23
0.25
0.27
0.29
0.31
0.36
0.38
0.42
0.00
0.01
0.03
0.06
0.08
0.09
0.10
• 0.12
0.15
0.18
0.22
0.27
0.31
0.35
0.39
0.42
0.46
0.49
0.52
0.55
0.58
0.60
0.63
0.66
0.69
0.72
0.75
0.78
222

10.15. КЛАССИФИКАЦИЯ В-ЗВЕЗД
И СВЕРХГИГАНТОВ A—F ПО ДИАГРАММЕ QUPY, Qpyv
Для двумерной классификации В-звезд одной из лучших
является диаграмма Qupy, Qpyv (рис. 71). Она построена на том же
принципе, как и диаграмма Вальравенов Qwubv, Qubv- Два
параметра Q, входящие в диаграмму, основаны на двухиндексных диа-
Рис. 71. Диаграмма Qupy, Qpyv для двумерной классификации В-звезд и
сверхгигантов Л—F. Сплошная кривая — линия нулевого возраста
граммах U—P, P—Y и P—Y, Y—V. В диаграмме U—P, P—Y
(рис. 72) разделение классов светимости В-звезд происходит
благодаря очень удачному положению полосы Р. У звезд V и I классов
светимости того же спектрального класса колор-индекс U—Р мало
меняется. В то же время индекс Р—Y очень сильно уменьшается.
Это уменьшение тем больше, чем позднее В-звезда. Между АО V и
АО 1а разница Р—Y достигает 0.5! Это является основной причиной
отделения сверхгигантов от V класса. Поведение В-звезд III класса
более сложное. Примерно до В5 III гиганты мало отличаются от V
класса. При переходе к звездам В6—АО III они начинают
отклоняться вниз от главной последовательности из-за увеличения их
U—Р при незначительном изменении Р—Y по сравнению с V клас-
223

0.0
U-P
0.5
1.0
"
-
1
1
1 - 1 4
о
о
• V
* III
о 1
1 1 1
о
' 1 ' '
Vs.
■ 1 ц
° °0 х х N.
* •
во"
• •
о
о
АО J
о0 °
° о
о
о
1
•N
■
о
0
о
1
1 "Г
- -^^
-
^^
—1 1 1 1 1
GOV . .
• •• !..•-,
• ..fr—•—• • •
•. ,*Г«" •
^ <С_
г • «* х
•* х s * :•
хх"
о
I
х • "
X
о о
о
* 0
F5I
о
0 F0I °°
111!
1 1
K0V-
. • • *•
* ■ —
л —
х
О
GOIg"
-
о
1 1
Рис.
0.0 0.5 1.0 1.5 P-Y
72а. Диаграмма V—Р, Р—Y для непокрасневших или «отбеленных» звезд
оо
U-P
Ряс. 72Ь. Калиброванная по спектральным классам и абсолютным величинам Mv
диаграмма U—Р, Р—Y
224

сом. Некоторые звезды III и II—III классов, как у Lyr (B9III),
30Cyg (A3III),YUMi (A3 II—III), 73 Ori (B9II—III) очень
сильно отклоняются вниз от V класса и попадают в промежуток между
V и I классами.
Для звезд V класса светимости бальмеровский скачок достигает
максимальной величины у спектральных классов АО—A3. Для
сверхгигантов это происходит у F0 I, причем величина скачка у них
больше, чем у звезд V класса. В связи с этим индекс U—Р для
звезд А I продолжает увеличиваться, так как интенсивность за
бальмеровским скачком (величина U) постоянно понижается. Из-
за этого диаграмма U—Р, Р—Y дает очень хорошее разделение
по светп.мостям не только В-звезд, но и звезд A—F большой
светимости. ,
Калиброванная по спектральным классам и абсолютным
величинам диаграмма U—Р, Р—Y показана па рис. 72b (Sviderskiene,
Straizys, 1971).
Диаграмма Р—Y, Y—V позволяет образовать параметр Qpyv,
также сильно чувствительный к светимости В-звезд. Сверхглгапты
В—А имеют намного меньшие значения Qpyv, чем звезды V класса
того же самого спектрального класса.
Итак, Qupy У сверхгигантов значительно больше, a Qpyv
значительно меньше, чем у звезд V класса. В результате наблюдается
прекрасное разделение ранних звезд разных светимостей в
диаграмме Qupy, Qpyv-
Аналогичными свойствами обладает диаграмма Qupy, Qpyz, так
как для классификации ранних звезд длинноволновые индексы не
играют значительной роли.
Q,,™ -
0.0
UPY
0.5
| 1 1 1 1 |
;8,1^ЩЩ;
B8^^-^^ci>v^ca'
в9 "NrV^v-T!;
\Л \
АО—\" \ "
А2 "д'\
\
~ •
A3
1
—г-
Ч^ \
N.
-^г1
ч*"-"
*
А5
,1 ...
' I" 1
X
\ Гч^ \
^?*^-^ ^"~ч1
^s44^^I
-^с~~~
-5
-6
S
i i
-' i
>
^L !
V ■^><~2
,' -3
-4
1 1
1
_.
+1.5
41
0
-I
—
"■
■
0.0
05
PYV
1.0
Рис. 73. Калиброванная по спектральным классам и абсолютным величинам Mv
диаграмма Qupy, Qpyv
15 В. Страйжис 225

На рис. 73 приводится диаграмма Qupy, Qpyv, калиброванная
в спектральных классах н абсолютных величинах (Sviderskiene,
Straizys, 1971). Ошибки классификации по этой диаграмме равны:
asp= ±0.63, ом = ±0.58 для звезд ВО—Л2 V—III н oSp=±0.79,
ом =±0.95 для звезд ВО—А5 I—II.
10.16. КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД A—F
ПО ДИАГРАММЕ Qupy, QXYv
Для классификации звезд А—F лучше всего подходят
диаграммы, построенные по принципу диаграммы Qqpn, Qnml Боргмана.
Это диаграммы Вильнюсской системы Qupy, Qxyv (рис. 74) п
■4JPY
0.0
0.5
-
—
1 i
во
* ° • .
#Г0.!,
об • ^_х-<
о* & .
«О QX ..
оо * х
оо V •
°°о
X
о
о о
АО 1 °
X
8
О X
°°о
о
°о
° F0
1 1
• х
X •
X х
X
-
X
о
о
1
1
1 1 1
•
. >• *х
X о
хх хх „
• хх
X *
• X u
X
<
°о °
О 0
0 F5 1
о
1 1
i
<0 V
•
У»
X
о
•
X
о
1
1 1
• XX
•
X
ххх х "-
«/ xfx х о
X J» X X
х о о
X
х 0 -
о
о
о
° GO I
_
V
III
1
1 1
0.0
0.5
<XYV
Рис. 74. Диаграмма Qupy, Qxyv Для классификации звезд A—F. Сплошная
кривая— линия нулевого возраста
226

Qupy, Qxyz- Первый из параметров Q является таким же, как и
для классификации В-звезд, однако во втором параметре величина
Р заменена на X. Это необходимо потому, что на диаграмме Qupy,
Qpyv звезды А—F возвращаются опять налево н частично
перекрывают Л-звезды. Параметр Qxyv такой неоднозначности не имеет,
XYV
Рис. 75. Калиброванная по спектральным классам и абсолютным величинам Mv
диаграмма Qupy, Qxyv
и поэтому в диаграмме Qupy, Qxyv такого перекрытия не
существует. Вместе с тем исключение величины Р из второго параметра Q
уменьшает эффект светимости среди В-звезд, поэтому
разделение классов светимости среди В-звезд исчезает.
Калиброванная диаграмма Qupy, Qxyv показана па рис. 75
(Sviderskiene, Straizys, 1971). Видно, что классификация звезд
А5—F5 вблизи главной последовательности по спектральным
классам весьма неточная из-за скученности изолиний. Однако по Mv
227

эти звезды классифицируются вполне нормально. Если исключить
эти звезды из рассмотрения, то получаем следующие ошибки
классификации по диаграмме Qupy, Qxyv: (Isp= ± 1-21 и ам = ±0.64 для
звезд АО—А4 и F8—GO V—III и oSp= ±0.97 и стм = ±0.95 для звезд
АО—GO I—II.
10.17. КЛАССИФИКАЦИЯ G-ЗВЕЗД
ПО ДИАГРАММЕ Qupy, Qxzs
На диаграмме Qupy, Qxyv наблюдается хорошее отделение
G-сверхгигантов от карликов. Анализ кривых энергии G-звезд
разных светимостей позволил заключить, что разделение светимостей
можно еще увеличить привлечением более длинноволновых вели-
-0.5
Q
UPY
0.0
0.5
-
-
i
АО
1
1 1 1
•
К5 V \
ко v\]
• /
GO V \ ^Л *
У*: ;• х
• • / •
* Д Л ' х
х> \ " °
• *х х х •
хх х
х? х
X
X „°
о °
о о
0 F5 1
О
о
о
oF0 I
1 1 1
X
*х
X
о
1 - 1 -|
XX
КО III *х
X tyf „Хх
*****
X О
X в
о
о
о
°G0 I
о
• V
х III
о 1
1 1
-
X
—
-
-
-
-
0.2
0.4
0.6 Q
XZS
Рис. 76. Диаграмма Qupy, Qxzs для классификации G-звезд. Сплошная
кривая— линия нулевого возраста
228

чин, в частности — величин S. По-видимому, лучшей диаграммой
для двумерной классификации G-звезд является Qupy, Qxzs (рис.
76). Разделение светимостей увеличивается с переходом к более
поздним звездам. Имеющиеся малочисленные звезды GO—G5 III
лежат в середине между карликами и сверхгигантами. С перехо-
т 1 ; 1 1 i ;—i г
Рис. 77. Калиброванная по спектральным классам и абсолютным величинам Mv
диаграмма Qupy, Qxzs
дом к звездам G8—КО III они приближаются к последовательности
I класса. При 'переходе к К-звездам разделение между V и III
классами все увеличивается, однако такую диаграмму нецелесообразно
применять для двумерной классификации К-зозезд, так как точные
измерения ультрафиолетовых величин U и Р затруднительны для
столь поздних звезд.
Калиброванная диаграмма Qupy, Qxzs показана на рис. 77 (Svi-
derskiene, Straizys, 1971). Ошибки классификации: oSp=±0.75 для
звезд F8—G8 всех светимостей, 0М=±О.73 для F8—G8 V—III п
±1.10 для F8—G8 I—II.

10.18. КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД К—М
ПО ДИАГРАММЕ Qxzs, Qxyz
На рис. 78 показана диаграмма Qxzs, Qxyz, по которой лучше
всего классифицируются К-звезды. Основу классификации но све-
тнмостям дает диаграмма X—Z, Z—S. Как уже говорилось на
xzs
0.5
1.0
G5
КО V
• • • •••
* °3 .х
• K3V *
К5 V
КЗ
• V
кг IV
х III
а II
о I
, К5 III
КО I
° §
a c
КЗ I °
0.5
1.0
XYZ
Рис. 78. Диаграмма Qxzs, Qxyz для классификации К-звезд
с. 199, у К-звезд колор-индекс Z—S мало меняется со светимостью,
в то время как X—Z очень сильно зависит от нее — индекс X—Z
значительно более положительный у звезд большей светимости.
В результате диаграмма X—Z, Z—S как бы состоит из почти
параллельных последовательностей звезд различных светимостей. Так
как линии покраснения идут почти вдоль этих последовательностей,
то происходит разделение светимостей по значениям Qxzs-
Второй параметр Qxyz мало чувствителен к светимости между
V и III классами. Qxyz сверхгигантов несколько меньше, чем для
гигантов того же спектрального класса. Поэтому этот параметр
также в некоторой степени способствует разделению светимостей
среди К-звезд.
Калиброванная диаграмма Qxzs, Qxyz для К-звезд показана
на рис. 79. Ошибки классификации: osP= ±0.82 для К-звезд всех
230

светпмостей, ом= ±0.55 для К-карликов и ±0.79 для гигантов и
сверхгигантов.
Уже отмечалось, что среди М-звезд с понижением температуры
индекс X—У уменьшается. Это вызывает уменьшение Qxyz и на
диаграмме Qxzs, Qxyz М-звезды перекрываются с К-звездамп.
Если М-звезды отделяются по параметру QZts, to для их двумерной
XYZ
Рис. 79. Калиброванная по спектральным классам и абсолютным величинам Mv
диаграмма Qxzs, Qxyz для классификации К-звезд
классификации можно применить ту же диаграмму Qxzs, Qxyz с
другой калибровкой (рис. 80). Ошибки классификации: osp=±0.89
для всех М-звезд, ам= ±0.30 для М-карликов и ±0.70 для гигантов
и сверхгигантов.

xzs -
0.0
0.5 -
1.0
~| 1 1—I Г
1 1 1 [ 1—I 1 1 1 1 1 1 1 1—г
XYZ
Рис. 80. Калиброванная по спектральным классам и абсолютным величинам М?
диаграмма Qxzs, Qxyz для классификации М-звезд
10.19. ВЛИЯНИЕ ВАРИАЦИЙ ЗАКОНА МЕЖЗВЕЗДНОЙ
ЭКСТИНКЦИИ НА ТОЧНОСТЬ КЛАССИФИКАЦИИ ЗВЕЗД
Вариации закона межзвездной экстинкции влияют на
отношения колор-эксцеосов и тем самым на параметры Q. Легко показать,
что
AQ = A(EJE2)E2, (169)
е
где A(Ei/E2)—разность отношений колор-эксцессов между Е/Е,
с которым вычислены Q на классификационных диаграммах, и Е/Е
для данной конкретной области Млечного Пути.
Если калибровка диаграмм проводится по закону
Цефея—Персея—Единорога (Sudzius, 1974c), то при классификации звезд
Лебедя будут сделаны ошибки из-за различий законов межзвездной
экстинкции. Применение нормальных отношений Е/Е для звезд
Лебедя вызовет ошибки Q, зависящие от величины колор-эксцесса.
Эти ошибки при EB-v=l приведены в табл. 60.
Учет вариаций закона экстинкции может быть проведен двумя
путями: 1) для вычисления Q можно использовать нормальные
отношения Е/Е, но перед классификацией звезд по сеткам
необходимо вводить поправки для Q на различие законов экстинкции; 2) для
вычисления Q использовать значения Е/Е, пригодных для этой кон-
232

Таблица 60
Д (£./£»)
Д<2 при EB-v —
= 1
EU-P
E-P—Y
0.00
0.00
£р_у
£у_1Г
0.11
0.08
£ X-Y
£y_z
0.09
0.04
■^jc-y
■Ьу_у
0.06
0.04
^z-s
0.09
0.08
кретной области, и классифицировать звезды но другим сеткам,
вычисленным с данным Е/Е. Первый метод, хотя не требует разных
сеток для классификации, однако нуждается в различных
поправках для звезд с разным покраснением. Это вызывает неудобство
при классификации, так как вначале Е обычно не известны,
поэтому приходится пользоваться несколькими приближениями.
Следовательно, при классификации удобнее переделать сетку изолиний
в .соответствии с Е/Е для данной области. Для этого необходимо
к узловым точкам сетки прибавить
AQ=[A(£,/£2)].(/n2-m3)o,
(170)
где (т2 — т3)о — второй колор-индекс, входящий в данный Q.
С другой стороны, вариации Q с изменением закона
межзвездной экстинкции позволяют обнаружить несоответствие закона экс-
тинкции в данной области нормальному закону. Впервые на это
обратил внимание В. Б. Никонов в 1969 г. Если для вычисления
параметров Q сильно покрасневших звезд использовать
неправильные для данной области неба отношения колор-эксцессов, то
возникает противоречие между полученным значением Q и тем
значением, которое вычисляется из нормальных колор-индексов для
звезды данного спектрального класса и светимости. Это несоответствие
будет тем больше, чем больше величина межзвездного
покраснения. После обнаружения такого несоответствия колор-индексы
звезд могут быть использованы для получения закона межзвездной
экстинкции, как описано на с. 216—218.
10.20. КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД С ПОМОЩЬЮ
НЕ ЗАВИСЯЩИХ ОТ МЕЖЗВЕЗДНОГО ПОКРАСНЕНИЯ
КРИВЫХ ЭНЕРГИИ
В работах Straizys (1974a, b, 1975) был предложен новый метод
двумерной классификации звезд по фотометрическим наблюдениям.
Его суть заключается в следующем.
Кривая распределения энергии любой звезды может быть
преобразована в форму, свободную от влияния межзвездного
.покраснения. Для этого вычисляются параметры Q следующего вида:
Е„
C?mxmim2 = (тх — тг)
(mi—m2),
(171)
233

где т\ — монохроматическая величина звезды на длине волны X;
Ш\ и т2 — монохроматические величины на конкретных длинах
волн X] и %2, Е/Е— отношения колор-эксцессов, которые могут быть
легко вычислены из закона межзвездной экстипкции. Величины ni\
и т2 могут быть также гетерохромными со средними длинами волн
X] и Х2. Для этих двух значений X параметры Q превратятся в нули.
Кривые Q, X звезд
различных типов будут иметь
различную форму в
соответствии с различиями их
нормального
распределения энергии. Форма
кривых Q, X останется
похожей на форму
нормальных кривых энергии, если
индекс mi—m2 будет
представлять лишь цветовую
температуру, т. е. будет
находиться в
желто-красной области спектра.
Вид кривых Q, X не
будет значительно
отличаться, если исходные кривые
распределения энергии
будут полностью
относительными. Например, они
могут быть взяты
относительно кривой
распределения энергии нелокрас-
невшей О-звезды. Тогда
кривые Q, X звезд других
спектральных классов
будут иметь следующий
смысл — они будут
остаточными разностями
относительно О-звезды
после исключения
воображаемого «межзвездного
покраснения»,
соответствующего колор-эксцессу
£m,-ma, равному КОЛОр-
индексу mi—m2 звезды
при нормализации
индексов О-звезды к нулю.
Несколько примеров
кривых Q, X, вычисленных
по формуле (171) для
кривых энергии из
каталога Straizys, Sviderskiene
4000
5000
Рис. 81. Свободные от межзвездного
покраснения кривые распределения энергии звезд
G0 V, АО V и К5 III
234

(1972а), показано на рис. 81. В качестве т{—т2 взят индекс V—S
Вильнюсской системы. Нормальные индексы V—S взяты из табл.
55—57. Отношения эксцессов соответствуют нормальному закону
межзвездной экстинкции (Sudzius, 1974c).
Семейства стандартных кривых Q, К, аналогичных кривым,
показанным на рис. 81, могут быть вычислены для звезд разных спек-
4000
5000
4000
5000
Рис. 82. Кривые Q, к звезд V класса светимости по наблюдениям в Вильнюсской
системе
235

4000 5000 4000 5000 4000 5000
Рис. 83. Кривые Q, Л ранних звезд V, III и I классов светимости по наблюдениям в Вильнюсской системе

тральных классов, светимостей, химических составов, пекулярно-
стей и т. д. После этого они могут быть использованы для
классификации звезд неизвестных спектральных типов и межзвездных
покраснений путем простого графического сдвига их кривых Q, X до
Q
и.и
0.5
1.0
1.5
2.0
I I I ■ i -
-О V•—•——• -f-t—т^>и
38 ПК J
КО III'/////
Kl ™ ////
К2 ПК ///
КЗ ПК/У
/ / а
К4 III* /
К5 н/.
i i i i
1 "- 1
Мб HI* / / //
М5 III' / //
М4 НИ //
МЗ W J
монк
i i
-| 1
-
_
ь
-
1 1
4000 5000 40О0 5000 X
Рис. 84. Кривые Q, Я гигантов G—К—М по наблюдениям в Вильнюсской системе
лучшего совпадения с одной из стандартных кривых. Такое
сравнение кривых Q, X может быть выполнено более точно с
компьютером.
Этот метод может быть с успехом применен для
фотометрических наблюдений. Только в этом случае монохроматические
величины заменяются гетерохромными. Стандартные кривые Q, X
могут быть вычислены из фотометрических наблюдений стандартных
звезд в той же системе.
237

В случае Вильнюсской системы необходимо вычислить
параметры Q по отношению к одному из индексов, например, V—5. Затем
Quvs, Qpvs, Qxvs, Qyvs и Qzvs могут быть отложены в
зависимости от Я первой величины. При этом все параметры Q непокраснев-
шей О-звезды превратятся в нули. Нули также будут расположены
на средних длинах величин V и S всех звезд. На рис. 82—84
показаны примеры ряда кривых Q, Я Вильнюсской слстемы для звезд
разных спектральных классов к светимостей.
Как следует из рисунков, кривые Q, л сильно меняются в
зависимости от спектрального типа и класса светимости. Это является
результатом того фа,кта, что полосы Вильнюсской системы
расположены ,в оптимальных спектральных районах. По кривым Q, Я
можно оценить важность тех или иных полос для классификации звезд
по светимостям в разных интервалах температур. Например, видно,
что величина Р у Я 3750 является необходимой для определения
светимостей ранних звезд (рис. 83). Среди поздних звезд наиболее
важными являются величины У и Z (рис. 82 и 84).
Кривые Q, Я очень важны для опознания (Покрасневших звезд
с различными пекулярностями в спектрах, например, субкарликов,
гигантов с дефицитом металлов, белых карликов, металлических
звезд, углеродных, бариевых и циркониевых звезд, кратных звезд
и т. д. Эти свойства кривых Q, Я будут рассмотрены далее при
обзоре поведения отдельных типов пекулярных звезд в Вильнюсской
системе.
Метод классификации звезд по кривым Q, Я имеет
преимущество перед классификацией по диаграммам Q, Q, так как позволяет
использовать всю фотометрическую информацию с помощью пяти
независимых параметров Q вместо двух.
10.21. КАЛИБРОВКА ПАРАМЕТРОВ Q
ПО ТЕМПЕРАТУРАМ И УСКОРЕНИЯМ
Для калибровки диаграмм Q, Q выше использовались
спектральные классы и абсолютные величины. Однако спектральные
классы являются весьма грубой дискретной функцией температуры
фотосферы. Абсолютные величины также нельзя считать удачным
параметром для калибровки фотометрических величин. Фактически
Mv является косвенным параметром, при данной температуре
зависящим от ускорения силы тяжести g и массы звезды СЖ (см.
формулу (2) на с. 7). Распределение энергии в спектре звезды и,
следовательно, ее фотометрические свойства в первую очередь зависят
от температуры и ускорения. По этим параметрам и следует
проводить калибровку фотометрических величин (Newell, 1973).
К сожалению, до сих пор известно слишком мало звезд, для
которых определены Те и log g с достаточной точностью. В связи
с этим большинство авторов проводят калибровку своих систем
с использованием кривых распределения энергии в спектрах
моделей звездных атмосфер, учитывающих бланкетирование водородны-
238

ми и металлическими линиями. Бланкетирование водородными
линиями учтено в моделях атмосфер Mihalas (1966) и KHnglesmith
(1971). Модели Mihalas (1966) охватывают Те от 7200 до 12600 К
и logg = 2,3 и 4, а модели KHnglesmith (1971) —от 10000 до 20000 К
и logg- = 2.5; 3; 3.5; 4 и 4.5. Бланкетирование водородными и
металлическими линиями учтено в работах, использовавших разные
варианты программы «ATLAS» — модели Peytremann (1974a, b)
охватывают интервал Те от 5000 до 8500 К и logg = 2; 3; 4 и 4.5
и модели Kurucz (1976) охватывают интервал Те от 5500 до 40000 К
и logg- от 0.5 до 4.5 через каждые 0.5.
Кривые энергии моделей всех авторов с logg = 4 достаточно
хорошо представляют распределение энергии в спектрах звезд V
класса светимости, о чем говорит согласие наблюденных индексов
и параметров Q с теоретическими (Relyea, Kurucz, 1977; Straizys,
1977с). Звезды более высоких светимостей лучше всего
представляют модели Kurucz. К сожалению, модели Kurucz с
температурами <6500 К пока плохо соответствуют реальным звездам и для
калибровки фотометрических параметров мало пригодны. Так как
для звезд позднее F5 пока отсутствуют модели атмосфер, дающие
детальное распределение энергии, хорошо соответствующее
реальным звездам, приходится калибровать их параметры Q по другому
Рис. 85. Калибровка Qurs по температурам и logg
239

методу. Одним из таких методов является -перенос в Вильнюсскую
систему калибровки спектральных классов МК по Те и logg (Ku-
riliene, 1977c).
Итак, комбинируя разные методы, можно получить калибровку
параметров Q по Те и log g во всем интервале спектральных
классов. На рис. 85—89 приводится предварительная калибровка пяти
т 1 1 г
0.5 1.0 6е 1.5
Рис. 86. Калибровка Qpvs по температурам и \ogg
0.0
XVS
0.5
1.0
-io5=
-
-
—
-42=
t_—
~4^;
i i
^J^L* ' '
1 > i >
1 | ' 1 Г
\\V2.5
1
I
-2.0
"' 1
4.5"
-
/Ы -
i 1
0.5 1.0 ве 1.5
Рис. 87. Калибровка Qxrs по температурам u \ogg
240

независимых параметров Quvs, Qpvs, Qxvs, Qyvs и Qzvs
Вильнюсской системы по ве=5040/7"е и logg. Предлагается следующий путь
определения ве и logg для конкретной звезды: 1) со значением
Quvs, вычисленным из наблюденных колор-пндексов, входим в
диаграмму Quvs, ®е и в точках пересечения линии Quvs = const с
изолиниями log g = const отсчитываем ряд пар значений logg, ве, 2) эти
1.5 6,
Рис. 88. Калибровка Qyvs по температурам и logg для поздних звезд. Для звезд
с ве<1.0 изолинии log g почти совпадают, a Qyvs близок к нулю
ZVS
0.0
0.2
1
1
1 1 1
*~С^^~—4.0
1. i i
1
^________ -4.5
1
--I.0-1.5~
1
1.0
1.5 ее
Рис. 89. Калибровка Qzvs по температурам и logg для поздних звезд. Для звезд
с ве<1.0 изолинии logg почти совпадают (Qzvs«0)
значения наносим на график logg, 6e и через точки проводим
плавную кривую, 3) то же самое повторяем для QPVs и других
параметров Q и наносим кривые logg, 6e на тот же график. Если
исследуемая звезда не имеет пекулярностей и если калибровка диаграмм
на рис. 85—89 является достаточно точной, то на графике logg, ве
все пять кривых должны пересекаться в одной точке,
соответствующей значениям logg и 6е данной звезды. Из-за влияния ошибок
16 В. Страйжис
241

наблюдений на Q кривые logg, 6e могут пересекаться не в одной
точке, а в некоторой площадке, которая будет возрастать при
уменьшении точности наблюдений. Для звезд, обладающих
разными пекулярностями (звезды Ар, Am, субкарлики, белые карлики
и др.), кривые logg, 9e также будут пересекаться в разных точках
и это может быть критерием обнаружения пекулярности и оценки
типа этой пекулярности.
10.22. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МЕЖЗВЕЗДНОГО ПОКРАСНЕНИЯ
Для определения колор-эксцесса звезды необходимо иметь ее
нормальный колор-нндекс, а для этого необходимо знать
спектральный класс и абсолютную величину или Те и logg- звезды. Кроме
того, необходимо знать, является ли данная звезда нормальной,
т. е. применима ли к ней калибровка параметров Q.
Для определения колор-эксцессов звезд, когда известны
спектральные классы и абсолютные величины звезд, Sviderskiene, Strai-
zys (1971) провели калибровку двухнндексных диаграмм U—Р,
Р—Y; U—X, X—Y и X—Y, Y—Z. Для определения колор-эксцесса
данной звезды достаточно переместить ее точку на одной из этих
диаграмм вдоль линии покраснения до 'пересечения с изолинией,
соответствующей Mv или спектральному классу данной звезды.
Какие изолинии — Sp или Mv— выбираются, зависит от направления
■их хода по отношению к линии покраснения. Важно, чтобы эти
изолинии шли под прямым углам (или близким к нему) к линии
покраснения. Колор-эксцесс будет равен разности наблюденного
индекса и индекса в точке пересечения с соответствующей изолинией.
Последний индекс можно рассматривать как нормальный для
звезды данного спектрального класса и данной Mv-
Каждый может выбрать, какая из двухнндексных диаграмм
лучше всего подходит для определения колор-эксцесса. Точность
определения эксцессов зависит от точности проведения изолиний
спектрального класса или абсолютной величины. В тех местах
диаграмм, где расстояния между линиями, .перпендикулярными к
линиям покраснения, малы, точность колор-эксцессов получается
большей.
В случае применения метода кривых Q, X колор-эксцесс звезды
получается следующим путем. Для каждой пары значений Те и log g
с некоторым шагом строится таблица нормальных колор-индексов.
Для определения колор-эксцессов необходимо произвести лишь
интерполирование между соответствующими значениями Те и logg.
В этом случае интерполирование даст наиболее точный ответ в тех
местах, где нормальный индекс мало меняется от Те и (или) от
'ogg.

10.23. СУБКАРЛИКИ F—G В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
I (х)
1.0
0.5
1 г
О ° ••* п
о ° ° • ° ..000вво
о •-
Субкарлики в Вильнюсской системе наблюдали Bartkevicius,
Metik (1969) и Bartkevicius, Sperauskas (1974). Возможность
применения системы для их выделения следует из сравнения кривых
энергии субкарлика HD 140283 и Солнца (рис. 90). Обе звезды
имеют почти одинаковую Те. На основе наблюдении в системе UXYZ
возможность выделения
субкарликов впервые
была показана в 1967 г.
(Straizys, Bartkevicius,
1967). Подробный анализ
эффектов обилия
металлов в двухиндексных
диаграммах Вильнюсской
системы среди карликов и
субкарликов F—G
провели Bartkevicius, Straizys
(1970а). Ими были
вычислены векторы дебланке-
тированпя и выбраны
лучшие дпаграм'мы для
выделения :Субкарл.нков
при отсутствии
межзвездного покраснения.
Максимальные поправки блан-
кетирования имеют
индексы U—X и P—Y, а
минимальные— V—S, Y—
V и Y—S. Показано, что
последние индексы могут
быть использованы в
качестве меры Те после
введения небольших
поправок, не превышающих
Ога.ОЗ для экстремальных
субкарликов. Лучшей
диаграммой для выделения субкарлпков при отсутствии межзвездного
покраснения признана диаграмма Р— Y, Y—S, в которой большая
крутизна н длина (>0га.5) вектора дебланкетиро,вания сочетается
с малым эффектом светимости. С другой стороны, очень ценной
является диаграмма U—X, X—Y, в которой вектор дебланкетнро-
вания и линия покраснения имеют одинаковый наклон. В
результате не зависящий от покраснения параметр Quxy вместе с тем не
зависит и от химического состава. Этим он похож на аналогичный
параметр С\ в системе uvby.
В другой работе Bartkevicius, Straizys (1970b) впервые в
истории фотометрии предложили метод однозначного выделения
субкарликов в условиях межзвездного покраснения. Лучше всего суб-
• Солнце
о HD I40283
j L
4000
5000
X А
Рис. 90. Сравнение кривых энергии субкар-
лика HD 140283 и Солнца. Обе кривые
нормированы к 1.0 у Л, 5500. Виден эффект
различия блокирования линиями в
коротковолновой части спектра
243

карлики отделяются от нормальных звезд на диаграмме Quxy,
Quyv (рис. 91), которая прокалибрована по Те и [Fe/H] (рис. 92).
В качестве функции Те использован колор-индекс Y—V с малыми
поправками на влияние химического состава
(Y— V)C = Y— V-A(Y-V).
Поправки А(К—V) перечисляются в табл. 61. Калибровка (Y—V)c
по температурам дана в табл. 62. В более обширном интервале
Т 1 1 1 1 1 1 1 г——i 1 г
Рис. 91. Диаграмма Quxy, Quyv для выделения субкарликов (пустые кружки)
при наличии межзвездного покраснения. Точки — звезды V класса: в левом
нижнем углу — спектральный класс В, в правой части рисунка — класс F—G.
Сплошная кривая — линия нулевого возраста
0.5 i.o i.5 Quyv
Рис. 92. Калиброванная диаграмма Quxy, Quyv для определения 6е и [Fe/H]
субкарликов
244

Таблица 61
(Y-V),
0.47—0.53
0.54—0.60
0.61—0.68
0.69—0.75
в.
(У-
-V).
Д(У
промежуточные
субкарлики
-0.01
-0.03
-0.04
-0.04
в.
-V)
экстремальные
субкарлики
-0.02
-0.04
-0.05
-0.05
Таблица 62
(y-V)c
0.80
0.82
0.84
0.86
0.88
0.90
ix класс
0.46
0.49
0.51
0.54
0.56
0.58
;ов калиброЕ
0.92 0.60
0.94 0.63
0.96 0.65
0.98 0.67
1.00 0.69
1.02 0.70
ку Y—V и Y—S но т
но температурам
провел Hauck, Magnenat (1975).
Колор-эксцессы субкарликов следует искать по следующей
схеме: 1) по диаграмме Quxy, Quyv определяем ве субкарлика, 2) по
табл. 62 находим соответствующий (Y—V)c, 3) ло табл. 61 находим
Д(К—V), который прибавляем к (Y—V)c и получаем нормальный
колор-индекс
(К—У)0субкарлика, 4) определяем Q
колор-эксцесс субкарлика
по разности
£y_v=(K— V)obs-
-(Y-V)o.
Покрасневшие субкар-
ликн легко
обнаруживаются также с помощью
кривых Q, X. Это видно из
рис. 93, где сравниваются
кривая субкарлика HD
19445 с кривой звезды
класса G2 V почти
одинаковой Те.
4000
5000
Рис. 93. Сравнение кривых Q, X субкарлика
HD 19445 и Солнца. Обе звезды имеют
близкие Те
245

10.24. КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ С ДЕФИЦИТОМ МЕТАЛЛОВ
В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
Гиганты поздних классов с дефицитом металлов (MDG) в
Вильнюсской системе наблюдали Bartkevicius, Metik (1969),
Bartkevicius (1973), Bartkevicius, Sperauskas (1974).
Проблемы выделения гигантов с температурами звезд G—К
с дефицитом металлов рассматривали Bartkevicius, Straizys (1970c)
НА)
100
80
60
40
20
1 1 1 1 1 1 1 | 1 I I I I I ' Г
/V
о . • «о
HD 122563=BS 5270
• 1
о 2
+ 3
K2I
_L
4000
5000
6000
7000
8000
9000
10 000 А А
Рис. 94. Сравнение распределения энергии красного гиганта с дефицитом
металлов HD 122563 с кривой энергии нормального гиганта К2 111 близкой Те
/— Spinrad,Taylor (1969), 2 —Jones (1966), 3— Bartkevicius, Sperauskas (1974)
и Bartkevicius (1973). Как и в случае субкарликов, для
идентификации гигантов II популяции служат ультрафиолетовые и
фиолетовые величины, наиболее чувствительные к блокированию
металлическими линиями.
По различным фотометрическим свойствам есть смысл
разделить гиганты с дефицитом металлов (MDG) на желтые (с
температурами G-гигантов) и красные (с температурами К-гигантов).
Кривая энергии наиболее характерного красного MDG HD 122563
на рис. 94 сравнивается с кривой энергии нормального гиганта
спектра К2 III той же самой Те. Сразу можно заметить несколько
характерных различий, которые можно использовать для их
фотометрической классификации: 1) для Ж5000 кривая энергии MDG
показывает уменьшенное блокирование; 2) в спектре MDG почти
отсутствует полоса поглощения вокруг Я. 5150; 3) в УФ-части
спектра кривая энергии MDG с уменьшением X круто падает вниз, в то
время как кривая звезды К2 III идет более-менее на одном уровне;
4) в желто-красной части спектра различия обеих кривых
небольшие. Последнее свойство указывает на то, что колор-индекс V—5
246

приблизительно может быть использован в качестве меры Те, так
как он мало искажен блокированием. Свойство 3 позволяет
ожидать, что индексы U—Р у MDG будут значительно превышать те
же индексы нормальных гигантов. Эти выводы прекрасно
подтверждаются наблюдениями. Диаграмма U—Р, V—S (рис. 95) является
оптимальной для выделения красных MDG. Эти звезды столь
хорошо отличаются от нормальных звезд всех светнмостей, что даже
при наличии небольшого межзвездного покраснения эта двухипдекс-
т 1 г
Рис. 95. Двухиндексная диаграмма U—Р, V—5 для гигантов с дефицитом
металлов. Линии покраснения соединяют точки покрасневшей и «отбеленной» звезды.
Показаны также линии нулевого возраста (ZAMS), нормальных гигантов
(короткие штрихи) и сверхгигантов (длинные штрихи). Треугольники — звезды СН
ная диаграмма позволяет уверенно идентифицировать красные
MDG, так как линия покраснения грубо параллельна
последовательностям звезд G—К нормального химического состава.
Как красные, так и желтые MDG с большим дефицитом
металлов можно идентифицировать при помощи диаграмм Qupy, Qxzs
и Qpyz, Qxyz- На первой диаграмме красные MDG располагаются
в районе сверхгигантов F5—F8, а желтые MDG — в районе звезд
F5—F8 V—III. Эта двухзначность устраняется при помощи
диаграммы Qpyz, Qxyz, на которой MDG отделяются от нормальных
звезд F, но перекрываются с субкарликами.
Труднее отделить от нормальных звезд покрасневшие MDG
с умеренным дефицитом металлов, не превышающим [Fe/H] = —1.
247

0.0 -О V»
0.5
122563+
Хотя на диаграммах Q, Q их векторы дебланкетирования имеют
значительную длину, «о они почти совпадают с нормальной
последовательностью звезд III класса светимости. Такие звезды могут
быть выделены другим пу-
п ' тем. Сначала необходимо
по диаграмме «Q, колор-
индекс» определить
покраснение таких звезд.
Такая диаграмма должна
быть лодобраиа так,
чтобы на ней по
возможности меньше проявлялся
эффект светимости, чтобы
линия бланкетировання
совпала с
последовательностью нормальных
гигантов, а линия
.покраснения составила бы с ней
большой угол. Такими
свойствами обладают
диаграммы Qxyz, X—К;
Qpyz, P—X и Qpyv, P—X.
Используя одну из них,
можно определить
межзвездное покраснение
MDG, а потом, введя
поправки в их индексы на
покраснение, по любой
двухмндексной диаграмме
определить [Fe/H].
Покрасневшие звезды
MDG прекрасно
выделяются и с помощью кривых
Q, л (рис. 96).
1.0
1.5
Kl III
199939 х
К2 III
156074
I22563 MDG
I99939 К0-Ва 4
I56074 R0
JL
4000
5000
Рис. 96. Сравнение кривых Q, к гиганта с
дефицитом металлов НЕ) 122563, бариевой звезды
HD 199939 н углеродной R-звезды HD 156074
с кривыми распределения энергии нормальных
звезд К1 Ш и К2 111
10.25. МЕТАЛЛИЧЕСКИЕ И ПЕКУЛЯРНЫЕ ЗВЕЗДЫ
В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
Звезды Am и Ар в Вильнюсской системе измеряли SOdzius et
al. (1970) и Meistas, 2itkevicius (1977). Как видно из рис. 97,
звезды Am отличаются от нормальных звезд усиленным блокированием
энергии в коротковолновой части спектра. Bartkevicius, Straizys
(1970d) разработали метод чисто фотометрического выделения
звезд Am с экстремальным избытком блокирования при наличии
любого межзвездного покраснения. Когда межзвездное покрасне-
248

ние отсутствует или оно незначительно, для выделения звезд Am
могут применяться двухиндексные диаграммы или диаграммы «Q,
колор-индекс», включающие ультрафиолетовые величины. В каче-
Рис. 97. Сравнение
распределения энергии металлической
звезды т UMa (Baschek, Oke,
1965) и звезды FO V
нормального химического состава с
нормированием к 1.0 у К 5500.
Виден увеличенный эффект
блокирования в спектре звезды
Am.
ИХ)
1.0
D.5
•••
• ••
о о6* .
О о*
1
o"V
,••••*
• F0.V
о Г UMa
_1 L
4000
5000
X А
0.4
Рис. 98. Звезды Am в
диаграмме Qxyv, У—V Вильнюсской
системы. Показаны линии
нулевого возраста и непокраснев-
ших сверхгигантов
249

стве примера можно указать на диаграмму /пь Ъ—у системы uvby
(с. 154) или аналогичную ей диаграмму Qxyv, У—V Вильнюсской
системы (рис. 98). На этих диаграммах Л-звезды светимостей V—
III не разделяются, а отклонение звезды вниз служит указанием
на возросшее блокирование в фиолетовой области. Отклонения
A Qxyv коррелируют с Л mi в системе uvby и со степенью метал-
личности Sp(M.)—Sp(H). Некоторая часть звезд Am со слабо
выраженной металличпостыо лежит .вблизи линии ZAMS (в том числе
и выше) п выделить их фотометрически невозможно.
На диаграмме Qxyv, У—V линии покраснения идут
параллельно ZAMS, поэтому при небольших межзвездных покраснениях
звезды Am продолжают отделяться от звезд V—III классов. При
больших межзвездных покраснениях звезды Am налагаются на звезды
F5—GO V—III. Кроме того, в области звезд Am лежат также
сверхгиганты А—F. Поэтому нужно иметь другие диаграммы, которые
устранили бы многозначность классификации. Для этого может
быть использована диаграмма Qupy, Qxyv-
Экстремальные звезды Am при наличии межзвездного
покраснения хорошо выделяются также с помощью кривых Q, К.
Звезды Ар в Вильнюсской системе наблюдали Sudzius et al.
(1970), Meistas, Zitkevicius (1977) и Schoneich et al. (1976). Strai-
zys, Zitkevicius (1977) показали, что звезды Ар в Вильнюсской
системе могут быть выделены из нормальных по не зависящим от
межзвездного покраснения параметрам Quxy, Qxyz и Qyzs-
Выделение звезд основано на измерении высот бальмеровского скачка
и депрессий непрерывного спектра у л 4100 и 5200.
10.26. ЗВЕЗДЫ НВ В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
Несколько свободных А-звезд горизонтальной ветви в
Вильнюсской системе наблюдали Bartkevicius, Metik (1969) и Bartkevicius,
Sperauskas (1974). Наиболее характерны из них HD 161817 и HD
109995. На всех диаграммах, где один колор-индекс чувствителен
к влиянию бальмеровского скачка, они лежат между ZAMS и
сверхгигантами или в районе последних (Bartkevicius, Straizys,
1970а, b). Это объясняется большими бальмеровскими скачками
этих звезд.
Ни диаграммы Q, Q, ни кривые Q, X не позволяют чисто
фотометрически уверенно отделить звезды НВ от нормальных А-гиган-
тов. Этот же вывод относится и к другим системам, в том числе
и uvby.
10.27. ЗВЕЗДЫ Be В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
Как известно, среди В-звезд ранних спектральных подклассов
около 17% являются звездами Be. Особенностью этих звезд
является эмиссия в линиях бальмеровской серии, однако с очень боль-
250

шим декрементом. Наиболее интенсивная эмиссия наблюдается
в На (W достигает иногда нескольких десятков ангстрем), более
слабая в Нэ (до нескольких ангстрем), а Нг и более высокие
члены чаще всего не показывают эмиссии. Эмнссиопность Ве-звезд
имеет весьма различную
степень и часто меняется со
временем. Наблюдается не- q
прерывный переход от В-
звезд без эмиссии к таким
экстремальным Ве-звездам,
как у Cas, cp Per или п Aqr.
У последних звезд, кроме
эмиссии в линиях Н,
наблюдается еще ряд эффектов в -0.2
непрерывном спектре, в
частности— непрерывная
эмиссия за бальмеровским
скачком и большое собственное
покраснение.
Эмиссия в Ве-звездах не
влияет на величины X, Y, Z
и V Вильнюсской системы.
Наибольшего ее влияния
следует ожидать для
величин U, Р и S, причем на V
и Р влияет непрерывная
эмиссия в УФ, а на S —
линия На .
Из-за влияния эмиссии
Н* на величину S колор-
индексы V—S у Ве-звезд
получаются завышенными по
сравнению с нормальными В-
звездами. Это видно из
следующего примера. Средний
нормальный колор-индекс
V—S для звезд ВО—В1 V
равен 0.01. В то же время для
экстремальных Ве-звезд V—
S равен: yCas—0.34, ф Per—
0.42, я Aqr —0.39
(межзвездное покраснение этих звезд
незначительно). Таким образом, любой параметр Q, в который
входит величина S, например, Qxzs или Qyvs независимо от величины
межзвездного покраснения покажет, является ли данная В-звезда
эмиссионной или нет. На рис. 99 показана диаграмма Qxzs, Qxyz
(Straizys, 1970b), где отложены нормальные О—В5 звезды V—III
классов светимости и звезды Be. Отклонение ф Per от нормальных
звезд по Qxzs достигает 0.26. Ей немного уступают у Cas и л Aqr.
'xzs
-0.2
-0.1
0.0
0.1
_
О
•
•
•
о
•
•
\ " 1
о
о
о
г>
о о
о о
- о •
о
• оо о
•* • «о •
• м }• О • • • -
• •• • •*« •
• • J • • • #* • ••
• • ••• о • * • •
• * • • •• • •••••о •• ••
*• •• • • ••• ••
• • • • • • • •
• ••• • •••• •
• мО** • •
• •• • * •
• •• ♦ « * —
• •
1 1
0.0
<XYZ
Рис. 99. Звезды Be (кружки) в
диаграмме Qxzs, Qxyz Вильнюсской системы.
Точками отложены нормальные звезды
V, IV и III классов светимости
251

При увеличении ширины фильтра 5 чувствительность Qxzs
к эмиссии На уменьшается. Поэтому необходимо провести
калибровку по величине эмиссии для каждого фильтра 5
индивидуально.
Наблюдения звезд Be в Вильнюсской системе опубликованы
в работах Sviderskiene, Straizys (1969), Sudzius et al. (1970),
Straizys (1970b).
10.28. БАРИЕВЫЕ И УГЛЕРОДНЫЕ ЗВЕЗДЫ
В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
Среди звезд с температурами К- и М-звезд встречаются
пекулярные звезды, на поверхностях которых наблюдается выход из
глубины продуктов горения CNO-цикла и (или) s-процесса. С
увеличением продуктов s-процесса М-звезды превращаются в MS,
потом SM и, наконец, в чистые S-звезды, в спектрах которых
доминируют .не полосы TiO, a ZrO. В S-звездах одновременно наблюдается
I 1 1 i I i I i I I
3000 4000 5000 6000 ДА 7000
Рис. 100. Сравнение распределения энергии бариевой звезды HD 199939,
полученного по фотометрическим наблюдениям в трех системах, с кривыми
распределения энергии нормальных звезд КО III и К2 III. Все кривые нормированы к 100
у Л 5500
уменьшенное отношение обилия кислорода к углероду (в Солнце
0/С=1.7, в S-звездах O/C^l), что является следствием засорения
атмосферы продуктами CNO-цикла. При дальнейшем
проникновении этих продуктов отношение О/С продолжает уменьшаться и
наблюдается постепенный переход от S-звезд к SN-, NS- и, наконец,
к чистым углеродным N-звездам (О/С=0.5—0.2). Более горячие
N-звезды, по температурам соответствующие звездам К, называ-
252

ются бариевыми звездами. Ва-звезды могут иметь разные [Fe/H].
Ва-звезды с экстремальным дефицитом металлов называются СН-
звездами. Наконец, имеется обособленный сорт углеродных звезд
с температурами К-звезд, имеющих малые О/С, как и N- или Ва-
звезды, но не имеющих увеличенного процента элементов s-процес-
са. Это звезды спектрального класса R.
Распределение энергии в спектрах Ва-звезд близко к К-звездам,
однако в синей области спектра наблюдается уменьшенная пнтен-
4000
5000
6000
ЛА
Рис. 101. Сравнение распределения энергии СН-звезд HD 26 и HD 201626 с
нормальной звездой G5 III близкой температуры. Все данные нормированы к нулю
у Я 5500
сивность. Этот эффект хорошо виден на рис. 100, где сравниваются
кривые энергии средних нормальных звезд КО III и 1<2 III с
результатами многоцветной фотометрии Ва-звезды HD 199939 в
Вильнюсской системе, системе UBVR и uvby. Если в красной части спектра
Ва-звезда показывает цветовую температуру звезды КЛ Ш
(индексы V—R и V—5), то точка X 4050 расположена приблизительно на
30% ниже интенсивности, ожидаемой для звезды К1 Ш.
Кривая Q, л Ва-звезды HD 199939 показана на рис. 96. Видно,
что она существенно отличается от кривых нормальных звезд, что
дает возможность фотометрического обнаружения Ва-звезд.
В Вильнюсской системе измерены две СН-звезды — HD 26 и
HD 201626. На рис. 101 показаны их кривые распределения
энергии, полученные по абсолютной калибровке величин, вместе с
кривой энергии нормальной звезды G5 III близкой температуры.
Видно, что в кривых энергии СН-звезд при нормировании к X 5440
коротковолновая часть спектра значительно понижена, причем это
понижение не изменяет колор-индекса U—В, а лишь увеличивает
В—V примерно на 0.3. Расположение звезд СН на двухиндексных
и Q> Q-днаграммах Вильнюсской системы отличается большим свое-
253

образием. Их идентификация как по Q, Q-диаграммам, так и по
кривым Q, К не представляет трудностей.
В Вильнюсской системе измерены две R-звезды ранних
подклассов и три N-звезды. На рис. 102 приводятся кривые распределения
энергии этих звезд,
полученные из
фотометрических данных. Для
сравнения приведены кривые
распределения энергии
звезд G5 III и М5 III,
причем звезда G5 III
имеет сходную температуру с
R-звездами. Очевидно, что
кривые распределения
энергии R-звезд
понижены в синей и УФ-областях
спектра. Кривая Q, К /?-
звезды HD 156074
показана на рис. 96. Кривые
распределения энергии N-
звезд являются столь
красными, что в
величинах U и Р их не удалось
измерить. В синей и УФ-
частп спектров этих звезд
наблюдается сильная
депрессия, вызванная
диссоциацией какой-то
молекулы, возможно, Сз.
3000
4000
5000
6000 АА
10.29. БЕЛЫЕ КАРЛИКИ
В ВИЛЬНЮССКОЙ
СИСТЕМЕ
Рис. 102. Сравнение распределения энергии
углеродных R-звезд HD 182040 н 156074 и N-звезд
V 460 Cyg, RS Cyg и U Cyg с нормальными
звездами G5 III и М5 III. Все данные
нормированы к нулю у Л 5500
В Вильнюсской
системе проведены
наблюдения только двух белых
карликов — 40 Eri В и
W 1346 (Bartkevicius,
Sperauskas, 1974),
поэтому анализ их поведения на двухиндексных и Q, Q-диаграммах
основан почти полностью на вычислении колер-индексов' путем
численного интегрирования кривых энергии звезд и кривых реакции
системы (Bartkevicius, 1976). Использованы кривые распределения
энергии 38 белых карликов разных типов (Оке, 1974), а также
кривые моделей белых карликов (Wickramasinghe, 1972; Тега-
shita, Matsushima, 1969). Нижеприведенное описание поведения
254

0.0
0.5 Y-V
Рис. 103. Белые карлики разных
типов в диаграмме U—Р, Y—V.
Сплошная жирная кривая -- главная
последовательность, прерывистая —
абсолютно черные тела
Рис. 104. Белые карлики разных
типов в диаграмме V—У, Y—V.
Обозначения те же, что и на
рис. 103.
0.5 Y-V
255

белых карликов в Вильнюсской системе полностью основано на
исследовании Bartkevicius (1976).
Кривые распределения энергии, а поэтому и колор-индексы
белых карликов типов DO, DB и DC похожи на кривые абсолютно
черных тел. В связи с этим на двухиндексных и Q, Q-диаграммах
Вильнюсской системы они лежат вокруг линии абсолютно черных
тел. Зато белые карлики типов DA и DF, имеющие сильные и
широкие бальмеровские линии, отличаются по своему расположению
как от абсолютно черных тел, так и от нормальных звезд. Наиболее
подвергнуты влиянию линий величины Р, X и 5, наименее—U, Y,
Z и V. В качестве меры температуры для белых карликов с Те<
< 15000 К лучше всего подходит индекс Y—V, а для более горячих
звезд типа DA— индекс U—Y.
Некоторые двухиндексные диаграммы Вильнюсской системы
обладают ценными свойствами в отношении белых карликов.
Например, на диаграмме U—Р, У—V (рис. 103) белые карлики всех
типов хорошо отделяются от нормальных звезд V класса
светимости и от экстремальных субкарликов F—G. Такими свойствами не
обладают ни другие диаграммы Вильнюсской системы, ни
диаграммы систем uvby или UBV. На ряде диаграмм Вильнюсской системы
звезды DA хорошо отделяются от белых карликов остальных типов.
Среди таких диаграмм лучшими являются X—Y, У—V и U—Y, У—V
(рис. 104). Последняя аналогична диаграмме и—b, b—у системы
uvby.
При наличии межзвездного покраснения для выделения белых
карликов следует использовать диаграммы Q, Q. Например, звезды
DA хорошо отделяются от нормальных звезд и от субкарликов F—G
на диаграмме Qupyv, Qxyv- Белые карлик» разных типов хорошо
выделяются из нормальных звезд с помощью кривых Q, X (Strai-
zys, 1974b).
10.30. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
При использовании Вильнюсской системы для классификации
звезд необходимо знать поведение неразделимых двойных и
кратных звезд на двухиндексных и Q, Q-диаграммах. Проблема
решалась теоретическими расчетами (Kakaras, Straizys, 1969) и
результаты проверены наблюдениями (Kakaras, 1969a).
Суммарные колор-индексы двойных звезд были вычислены по
формулам типа
/П|-/п2= —2.5 log/antilog _2"5 +antilog _2 125 ] +
+ 2.5 log (antilog^j% +antilog -^Л , (172)
где Мп, М\2, М2\ и М22 — абсолютные величины компонентов
двойной звезды. Из колор-индексов затем вычислялись Q. Суммарные
256

колор-индексы и параметры Q были вычислены для шести
вариантов двойных звезд следующих сочетаний классов светимости: V—V,
III—V, III—III, I—V, I—III и I—I. Исследовано поведение
двойных звезд в двухпндексных диаграммах X—Y, У—Z и U—X, X—У,
а также в диаграммах Qupy, Qpyz; Qupy, Qxyvs; Qupy, Qxzs и
Qxzs, Qxyz- Эти диаграммы приводятся в работе Kakaras, Strai-
zys (1969).
. Двойные звезды, как правило, находятся в тех же районах, что
и одиночные. Это является серьезной помехой при фотометрической
классификации звезд. Однако некоторые двойные звезды при
переходе от одной диаграммы Q, Q к другой меняют своих одиночных
соседей, что является ключом к их обнаружению. С другой
стороны, часть двойных звезд попадает в довольно обширные зоны,
свободные от одиночных звезд. Ярче всего выделяется зона,
расположенная левее ранних звезд на диаграмме Qupy, Qxzs и выше
главной последовательности на диаграмме Qupy, Qpyz-
Итак, приходим к выводу, что часть двойных звезд можно
обнаружить чисто фотометрически либо по их «ирыганию» среди
нормальных звезд при переходе от одной диаграммы к другой, либо
же по расположению в определенных зонах диаграмм, куда не
попадают одиночные звезды. Обнаруживаемые таким образом звезды
предложено назвать фотометрически-двойными звездами (Kakaras,
Straizys, 1969). В отдельных случаях фотометрически-двойные
звезды можно классифицировать графически с точностью около
одного класса светимости и пяти спектральных подклассов.
Позднее Kakaras (1975) разработал метод машинной классификации
двойных звезд с более высокой точностью.
Двойные звезды с обоими компонентами V класса светимости
имеют малые фотометрические эффекты и их нельзя отличить
фотометрически од" одиночных звезд.
Полученные выше теоретические выводы были подтверждены
практическими наблюдениями двойных звезд (Kakaras, 1969a).
Как показано в другой работе (Kakaras, 1969b), все двойные
звезды по величине фотометрического эффекта можно разделить на
«неопасные», «опасные» и фотометрически-двойные звезды.
Первые из них дают малый фотометрический эффект, который лишь
незначительно уменьшает точность фотометрической
классификации ,их главных компонентов. Фотометрические двойные дают
настолько большие эффекты, что они легко обнаруживаются и также
не мешают классификации одиночных звезд. Наконец, «опасные»
двойные являются главной помехой при классификации звезд, так
как они вносят значительные ошибки в определение спектральных
классов и светнмостей их главных компонентов. Наибольший
процент «опасных» двойных наблюдается среди звезд с главными
компонентами среди поздних сверхгигантов (до 10%). Среди поздних
гигантов этот процент почти в два раза меньше, а в областях
ранних звезд и звезд главной последовательности эффект двойствен-
17 В. Страйжис
257

ности не является препятствием, если двумерная классификация
звезд проводится с точностью до ± 1т по абсолютной величине и
±1 спектральный подкласс.
10.31. ЭФФЕКТЫ ВРАЩЕНИЯ ЗВЕЗД
В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
Вращение звезд может влиять на колор-индексы Вильнюсской
системы из-за изменения распределения энергии в непрерывном
спектре, интенсивности линий и высоты бальмеровского скачка.
Наибольший эффект ожидается для В-звезд V класса светимости,
где скорость вращения может быть близка к критической.
Эффекты вращения для В-звезд, вращающихся с критической
скоростью, были вычислены двумя методами, описанными на с. 111
(Zitkevicius, Straizys, 1972) в диаграммах U—X, X—У; X—Y, У—Z;
X—Y.Y—V; U—P, P—Y и Qupy, Qpyv- Диаграмма U—X, X—Y
напоминает диаграмму U—В, В—V системы UBV. При появлении
вращения с критической скоростью индекс X—У меняется очень
мало по сравнению с U—X. В результате быстро вращающиеся В-
звезды располагаются вдоль той же самой последовательности, что
и невращающиеся звезды. Так как диаграмма U—X, X—У служит
для определения колор-эксцессов В-звезд, то такое расположение
вращающихся звезд почти не вносит ошибок в определение
эксцессов.
На диаграммах X—Y, У—Z и X—У, У—V вращающиеся звезды
сдвигаются приблизительно параллельно л.иниям покраснения,
поэтому эти диаграммы не следует применять для определения колор-
эксцессов В-звезд. Вместе с тем такое расположение вращающихся
звезд не препятствует применению параметра Qxyz в качестве
критерия грубого разделения звезд на группы В, А—F, G и т. д. (см.
§ 10.32).
Наиболее значительные эффекты вращения наблюдаются в
диаграмме U—Р, Р—У, на основе которой формируется параметр
Qupy, служащий вместе с Qpyv для двумерной классификации В-
звезд. На этой диаграмме звезды ZAMS при наличии вращения
сдвигаются вправо и вниз, в направлении звезд повышенной
светимости и более поздних подклассов.
На диаграмме Qupy, Qpyv вращение сдвигает точки звезд
с ZAMS вниз, в направлении звезд-гнгантов. Сравнение этой
диаграммы с калнбрационной сеткой показывает, что векторы
вращения от ZAMS идут вдоль изолиний как спектрального класса, так
и абсолютной величины. В связи с этим вращение почти не влияет
на точность двумерной классификации В-звезд, лежащих вблизи
ZAMS. Эффект вращения начинает сказываться на определяемые
спектральные классы и абсолютные величины для звезд, лежащих
в диаграмме HR на 1т выше ZAMS. Однако у звезд IV и III
классов светимости средняя скорость вращения уже далека от
критической. Кроме того, как .показали пробные расчеты, длина вектора
258

вращения с удалением от ZAMS сильно уменьшается и для звезд
В Ш уже примерно в 5 раз короче, чем для звезд ZAMS. Итак,
можно заключить, что эффекты вращения мало влияют на
двумерную классификацию В-звезд в Вильнюсской системе.
10.32. СХЕМА ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ КЛАССИФИКАЦИИ
ЗВЕЗД В ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЕ
С ПОМОЩЬЮ ДИАГРАММ Q, Q
Рассмотрим общую схему трехмерной классификации любого
набора звезд, включающего звезды разных температур,
светимостей, популяций, межзвездных покраснений и некоторых видов пе-
кулярностей (Straizys, Sviderskiene, 1972b).
Классификация такого набора звезд должна начинаться с
диаграммы X—Y, Y—Z (рис. 105), которая позволяет разделить
звезды на спектральные группы. Нормальные'.последовательности звезд
разных светимостей от О до К в этой диаграмме не имеют
значительного изгиба, пересекающего линии покраснения, которые
составляют достаточно большой угол с последовательностями. В
результате Qxyz является однозначной функцией спектрального
класса. Однозначная зависимость Qxyz от температуры осложняется
эффектами светимости и химического состава, так что по Qxyz
можно определить спектральный класс только ориентировочно.
Другую трудность создают М-звезды всех светимостей, которые
на диаграмме X—У, У—Z возвращаются вверх и имеют те же
самые значения Qxyz, что и более ранние. М-звезды лучше всего
отличаются от остальных но величине параметра Qzts (рис. 67).
При отсутствии величин Т звезды М могут быть отделены от
остальных по другим параметрам Q или по форме кривых Q, X. М-
звезды могут располагаться лишь в районе диаграммы X—Y, Y—Z
под прерывистой линией, так что проверке наличия М-звезд должен
быть подвергнут лишь этот район диаграммы.
На рис. 106 нанесено 700 наблюденных звезд спектральных
классов от О до К включительно с различными покраснениями,
а также звезды Be, Am, субкарлики, гиганты с дефицитом
металлов и другие пекулярные звезды. Линии покраснения звезд АО V
(Qxyz = 0A8, GOV (QXYZ = 0.40) и КО V (Qxyz = 0.67) разделяют
все точки на четыре группы: В, A—F, G и К, каждая из которых
является смесью нормальных звезд указанных спектральных
классов и звезд с разными пекулярностями. Группа В содержит
нормальные звезды О—В всех светимостей, А-сверхгиганты, Ве-звезды
и экстремальные F-субкарлики. В группу А—F входят нормальные
звезды А—F разных светимостей, звезды Am, Ар, субкарлики F—G,
желтые гиганты с дефицитом металлов и др. Группа G содержит
нормальные G-звезды разных светимостей, G-субкарлики, желтые
и красные гиганты с дефицитом металлов. Группу К составляют
нормальные К-карлики, гиганты G8—К, сверхгиганты G5—К,
красные гиганты с дефицитом металлов и др.
259

Отношения колор-эксцессов, необходимые для вычисления
различных параметров Q для звезд разных групп в первом
приближении, приводятся в табл. 63.
4 А .
МО III \мо I у
_ 1 1 ! 1 1 I I I I
0.0 0.5 Y-Z
Рис. 105. Схематическая диаграмма X—Y, Y—Z с последовательностями звезд
V (сплошная кривая), III (короткие штрихи) и I (длинные штрихи) классов
светимости. Показаны высокотемпературные границы областей звезд Be, Am и sd.
Линии покраснения звезд ВО, АО, F0, GO и КО разделяют плоскость на ряд
областей с определенным составом населения. Все звезды М находятся пнже и правее
тонкой прерывистой линии
260

X-Y -I--
Рис. 106. Диаграмма X—У, У—Z с отложенными точками 700 наблюденных звезд
разных спектральных классов, светимостеи, межзвездных покраснений и пекуляр-
ностей
261

Таблица 63
Sp
в
А
F
Q
К
М
'р-у
0.43
0.45
0.41
0.38
0.37
0.35
£р..у
F-Y-V
1.12
1.09
1.11
1.15
1.15
1.14
Е X-Y
£у -у
0.75
0.73
0.73
0.73
0.70
0.70
Е X-Y
иУ -7.
1.16
1.14
1.14
1.13
1.11
1.06
Ex-z
1.16
1.15
1.15
1.13
1.12
1.10
Еи-х
t X-Y
1.15
1.15
1.15
1.18
1.23
1.20
EU-Y
Ey-v
1.60
1.59
1.58
1.58
1.57
1.54
Е p—Y
EY -7.
1.73
1.69
1.74
1.79
1.79
1.77
Sp
A4
A5
A7
A8
A9
F0
F2 ■
0.94
0.90
0.78
0.73
0.67
0.62
0.49
F3
F4
F5
F6
F7
F8
GO
0.44
0.39
0.34
0.30
0.27
0.23
0.16
После классификации звезд в первом приближении можно взять
более точные Е/Е из таблицы 52 и повторить вычисление
параметров Q. Затем классификация должна быть повторена и определены
более точные спектраль-
Таблица 64 ные классы и Mv (второе
приближение).
Классификация
группы В. В первую очередь
необходимо отделить
звезды Be и F-субкарлики.
Звезды Be в основном
встречаются среди звезд
ранних подклассов В, а
F-субкарлики могут быть
перемешаны со звездами
поздних В-подклассов. В
связи с этим
разделяем группу В на две подгруппы: В-1 с Qxrz^O.lO и В-2
с Qxyz>0.\0. Звезды из подгруппы В-1 должны быть отложены
на диаграмме Qxzs, Qxyz, чтобы отделить Ве-звезды, а звезды из
подгруппы В-2 — на диаграмме Quxy, Quyv, чтобы отделить суо-
карлики. Остальные В-звезды могут считаться нормальными и для
определения их спектральных классов и Mv должна применяться
калиброванная диаграмма Qupy, Qpyv-
Классификация группы А—F. Экстремальные звезды Am
отделяются по диаграммам Qxyv, Y—V и Qupy, Qxyv, субкарлики —
по диаграмме Quxy, Quyv, желтые MDG — по диаграммам Qupy,
Qxzs и Qpyz, Qxyz- Оставшиеся нормальные звезды А—F могут
быть классифицированы по калиброванной диаграмме Qupy, Qxyv-
Звезды А5—F7 светимостей V—III не могут быть
классифицированы по этой диаграмме, так как изолинии спектральных классов
здесь слишком скучены. Для определения спектральных классов
этих звезд необходимо применить параметр Quxy (табл. 64).
Классификация группы G. Экстремальные субкарлики должны
быть отделены по диаграмме Quxy, Quyv, MDG— по диаграммам
Qupy, Qxzs и Qpyz, Qxyz- Все субкарлики, обнаруженные в
группах В, А—F н G, могут быть классифицированы по в и [Fe/H] по
калиброванной диаграмме Quxy, Quyv- Остальные нормальные
262

G-звезды можно классифицировать по спектральным классам и Mv
по калиброванной диаграмме Qupy, Qxzs-
Классификация групп К и М. MDG отделяются по диаграммам,
описанным выше. Остальные нормальные звезды G8—К
классифицируются по спектральным классам и Mv по калиброванной
диаграмме Qxzs< Qxyz- М-звезды могут быть классифицированы по
той же самой диаграмме, но с другой калибровкой.
Kakaras (1971) разработал программу для ЭВМ,
предназначенную для двумерной классификации звезд всех спектральных
классов и определения их колор-эксцессов методом сравнения колор-
индексов.
В настоящее 'время разрабатывается ■ схема классификации
звезд (Barry et al., 1977 предлагают количественную
классификацию называть квантификацией) по спектральным классам,
температурам, абсолютным величинам, ускорениям силы тяжести и
металличностям с помощью пяти независимых параметров Q
(Straizys, 1977c).
10.33. ТОЧНОСТЬ ДВУМЕРНОЙ КЛАССИФИКАЦИИ
Спектральные классы и Mv, определенные по вышеописанной
схеме, сравниваются со значениями, использованными для
калибровки (их будем называть оригинальными), на рис. 107 и 108.
Точность классификации следует считать достаточно высокой. Средняя
квадратичная ошибка спектрального класса asp— ±0.8 подкласса
и абсолютной величины сгм=±0т.58 для звезд светимостей V—III
и сгм=±0т.90 для звезд светимостей I—П. Эти ошибки включают:
а) ошибки оригинальных спектральных классов и Mv, б) ошибки
наблюдения параметров Q, в) ошибки калибровки сеток, г)
космическую дисперсию, д) ошибки, внесенные возможными вариациями
закона межзвездной экстинкции.
Среднеквадратичные ошибки оригинальных спектральных
классов имеют порядок от ±0.7 до ±1.1 подкласса, и эти значения
близки к определенным по рассеянию точек на рис. 108. Таким
образом, можно заключить, что ошибки спектральной
классификации, внесенные самим методом, являются незначительными.
Согласно определению
Q = m\ — m2-ElE (m2 — mz),
откуда получаем
Если считать, что точность всех трех величин т одинакова, то
вЪ = 2[1+Е/Е+(Е1Е)Цо1. (173)
Если среднеквадратичные ошибки фотоэлектрически наблюденных
величин равны ±0.01, то по формуле (173) получаем ошибки Q,
которые приводятся в табл. 65.
" 263

Таблица 65
Qui
QxY\
Qxzs
aQ ±0.017 ±0.025 ±0.021 ±0.026 :':0.026
(Q)
4
2
MO
7
4
2
КО
5
GO
8
6
4
2
FO
5
2
АО
7
5
2
BO
| i i i i i i i i |
-
-
-
-
-
о
• • •
Г trfr
•:po
Op" ••
: Ж- -
■ ^
., 1 ' i.i i i i i,.л !. i
i i i i i
* «с
« £<с
l/o ■
sCJ" в
.. о
1 1 1 1 1
1 1 1 1 1
••
••!
• op»
'..' ^: '
HO
^
• ••
I. i. i i i
i i i i | i i i 1
.,
o<PJ
*5?»
•Jo"
••Си'4
' Лч^^
JO *
1 , 1 1 1 , , 1 1
ггггтп-qTT т
.
г • j*
• / ' "
лГ> .
. ry.'.
0-3
О - 5
О- 8
0-12
O-20
T 1 1 P 1 1 1 1 1 1 1
1 1 1/
it "
:
-
-
-
:
-
-
-
_
_
-
;
-
„
^
_
"_
_
-
-
*~
-
1 1 1
B0 2 5 7 A0 2 5 F0 2 4 6 .8 GO 5 КО 2 4 7 МО 2 4 Sp
Рис. 107. Сравнение спектральных классов звезд, классифицированных по
диаграммам Q, Q, со спектральными классами МК.
Ошибки параметров Q неодинаково сказываются на точности
определяемых абсолютных величин или спектральных классов. Это
зависит от частоты изолиний на сетках Q, Q. На диаграмме Qupy,
Qpyv ошибки Q могут вызвать ам от 0ГП.5 для ранних В-звезд до
0m.l—0m.2 для А-гигантов и сверхгигантов. На диаграмме Qupy,
Qxyv — от lm для F-сверхгигаптов до 0т.2 для звезд А V—III. На
диаграмме Qupy, Qxzs — от lm для G-сверхгигантов до 0т.4 для
звезд G V—III. На диаграмме Qxzs, Qxyz — от lm для
G-сверхгигантов до 0т.З для субгигантов и гигантов.
264

_l I I I I I I I 1 I
-8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8 10 Mv
Рис. 108. Сравнение абсолютных величин звезд, полученных по калиброванным
диаграммам Q, Q, с абсолютными величинами, использованными для калибровки
Итак, Вильнюсская система способна чисто фотометрически,
без привлечения информации со стороны спектров, разобрать
любой набор звезд всех спектральных классов, светпмостей и пекуляр-
постей при наличии любого межзвездного покраснения. С такой
задачей не может справиться ни одна другая среднеполосиая
система, не говоря уже о широкополосных. Эти преимущества системы
предопределяют возможные ее применения в исследованиях нашей
Галактики:
1. Определение межзвездного покраснения и экстинкции
света в направлении объектов, важных с точки зрения звездной
эволюции. Это шаровые и рассеянные скопления, пульсары, галактики,
квазары, новые и сверхновые, некоторые уникальные звезды и т. д.
2. Исследование пространственного распределения звезд
разных температур, светимостей, химических составов и пекулярно-
стей в разных направлениях от Солнца.
3. Исследование звезд разных типов, например, субкарликов,
гигантов с дефицитом металлов, переменных звезд, звезд Am и Ар,
белых карликов, горячих субкарликов, красных карликов и т. д.
4. Исследование звездных агрегатов, групп и скоплений.
5. Обнаружение уникальных объектов. Во время исследования
межзвездной экстинкции или пространственной структуры
Галактики будут обнаруживаться звезды, которые являются ценными
265

с астрофизической точки зрения. Это могут быть звезды с
экстремальным дефицитом металлов, СН-звезды, бариевые и углеродные
звезды, эмиссионные звезды Be, WR, P Cyg, симбиотические
звезды, интересные двойные звезды и т. д.
6. Исследование законов межзвездной экстинкции.
Предельная величина в Вильнюсской системе с 165-сантнметро-
вым рефлектором должна быть 15т—15т.5 при использовании
интерференционных фильтров с пропусканием в максимуме 60—80%.
Использование для этой цели 6-метрового рефлектора позволяет
сдвинуть этот предел до 18т. Поистине заманчивая перспектива
иметь трехмерную классификацию и .межзвездную экстиикцию для
столь слабых и далеких звезд.

Глава 11
СВЯЗИ МЕЖДУ ФОТОМЕТРИЧЕСКИМИ СИСТЕМАМИ
11.1. ИСТОРИЧЕСКИЙ ОБЗОР
Если бы звезды излучали точно как абсолютно черные тела, то
известная разность величин на двух X сразу однозначно
определила бы всю кривую энергии звезды. Иными словами, между разными
колор-индексами звезд, описываемых формулой Планка,
существовала бы однозначная связь. В частном случае, когда
действительна формула Вина, эта связь превращается в линейную, т. е.
описывается формулой
Ш\ — rri2 = a + bC,
где С — любой колор-индекс звезды.
Однако в реальности излучение звезд лишь в некоторых
интервалах спектра напоминает излучение черных тел. Спектры звезд
содержат линии и полосы .поглощения, а также скачки
интенсивности непрерывного спектра. Наконец, и сам непрерывный спектр
искажен непрерывным поглощением во время свободно-свободных
переходов электронов и фотоионизации атомов. В результате связи
между разными величинами и колор-индексами реальных звезд
получаются весьма сложными. Графики связи двух индексов, как
правило, являются нелинейными, на них различаются
последовательности звезд разных светимостей, а звезды, подвергнутые
межзвездному покраснению, ведут себя иначе, чем непокрасневшие.
Как и следует ожидать, максимальную нелинейность
показывает связь величин, одна из которых захватывает район спектра, где
наблюдается сильное отклонение от закона Я-1. Таким районом
среди ранних звезд является бальмеровский скачок. Среди поздних
звезд значительные отклонения от линейности связи двух величин
могут вызвать сильные молекулярные полосы или скопления
металлических линий, входящие в одну из величии.
Естественно, что влияние скачков, линий н полос на
нелинейность связей разных величин увеличивается с уменьшением
ширины полосы реакции. Например, широкополосные величины типа В
или V очень мало чувствуют влияние бальмеровских линий, в то
время как для средиеполосных величин Вильнюсской системы или
системы uvby эффект этих линий исключительно велик.
Хотя давно лзвестно, что линейные уравнения цвета являются
лишь исключением среди нелинейных, долгое время фотометристы
старались аппроксимировать связи своих систем со стандартными
в виде прямых.
267

К сожалению, увлечение линейными уравнениями,
связывающими разные фотометрические системы, длилось очень долго. Лишь
Johnson (1952a, 1955) осмелился громко заявить о наличии
нелинейности уравнений цвета между различными колор-ипдексами
Р—V международной системы. Он сделал вывод, что для
устранения опасности появления нелинейных уравнений цвета между
разными индексами Р—V необходимо исключить из величин Р
излучение за бальмеровским скачком, отсекая длины волн ?i<3800 A.
Так родились величины В системы UBV.
Но даже этот прием не всегда спасает от нелинейных связей
между инструментальными и стандартными индексами В—V.
Оказалось, что замена синего фильтра Corning 5030, ограничивающего
кривую реакции В со стороны длинных волн, фильтром Schott
BG 12 опять приводит к нелинейности уравнения цвета между
В—V, однако несколько другого характера (Cousins, 1963; Strai-
zys, 1963c). Даже между разными величинами V, расположенными
в сравнительно спокойной области спектра, наблюдаются
нелинейные и многозначные зависимости (Azusienis, Bartkevicius, 1967).
Особенно большие нелинейности наблюдаются между
различными инструментальными и стандартными значениями индексов
U—В. Azusienis, Straizys (1966a) показали, что в самом начале
создания системы UBV имелись два сорта индексов U—В — зимние
и летние. Связь между этимл индексами нелинейна, и как они
редуцировались в одну систему — остается неизвестным. Наблюдаются
также различия, носящие характер небольших нелинейных
уравнений цвета между U—В из разных каталогов самого Джонсона н
сотрудников. Это говорит о ие вполне надежной редукции новых
наблюдений в стандартную систему. Зачительное нелинейное
уравнение цвета наблюдается между индексами U—В, вынесенными за
атмосферу, с коэффициентом э-кстиикции, не зависящим и
зависящим от спектрального класса звезды (Moreno, 1971). Нелинейна
связь между U—В системы UBV и Женевской системы (Ilauck,
1971). Еще более сложной является зависимость между U—В
системы UBV и Кейпской рефракторной системы (Cousins et al., 1961;
Cousins, Stoy, 1963; Dixon, 1964). Smak (1962) отмечает появление
нелинейной связи между U—В, 'когда величина U осуществляется
фильтром Schott UG 2 вместо Corning 9863. Нелинейные уравнения
связи между инструментальными и стандартными индексами U—В
отмечают также Hogg (1958), Osawa (1963), Przybylski, Kennedy
(1965), Cousins (1971) и др. Примером нелинейной связи двух
систем U—В служит приведенная на рис. 39 (с. 128) зависимость
между старыми индексами U—В и ревизованными W—В.
Другой неприятностью, с которой наблюдатели часто
встречаются при редукции величин и колор-индексов из одной системы в
другую, является различие уравнений цвета между иепокраснев-
шими н покрасневшими звездами. Оно всегда наблюдается на
графиках связи колор-индексов, между которыми существует
нелинейная зависимость. Линии покраснения на графиках связи двух
колор-индексов по своей природе обычно являются или прямыми, или
268

близкими к ним параболами. Если бы все звезды были одного
спектрального класса и одной светимости, то на графике связи двух
индексов они всегда располагались бы в виде прямой или параболы
малой кривизны. Естественно, что если зависимость двух индексов
для ненокрасневших звезд дает изгиб, то тем самым будет
наблюдаться различие последовательностей непокрасневших звезд
разных светимостей и линий покраснения. Различие редукций
инструментальных индексов непокрасневших и покрасневших звезд в
системе UBV первыми обнаружили Schmidt-Kaler (196Id), Oja
(1963) и Fernie, Marlborough (1964).
11.2. МЕТОД ЧИСЛЕННОГО ИНТЕГРИРОВАНИЯ
Для эмпирического определения точной связи между двумя
системами необходимо отнаблюдать десятки и даже сотни звезд
разных спектральных классов, светимостей и межзвездных
покраснений, если зависимость индексов достаточно сложна. В случае
связей между фотографическими и фотоэлектрическими индексами
вообще невозможно этим путем получить детальную связь, так как
фотографически определенные величины или колор-индексы не
обладают достаточной точностью. Кроме того, маловероятно, чтобы
в пределах небольшой фотографически исследуемой области
находились звезды необходимых характеристик, особенно — звезды
одного спектрального класса, но различных межзвездных
покраснений, необходимые для определения линии покраснения.
К счастью, существует метод, позволяющий обойти все эти
трудности. Это теоретическое интегрирование кривых энергии звезд
1{Х), кривых реакции соответствующих величин ц>(Х) и кривой
пропускания света межзвездным веществом х(Х) но формуле
т, -т2 = -2.5 log j. I(l)U^X{l)dl + const, (174)
где x— количество единиц межзвездного вещества. Значение
константы зависит от выбора звезд для нормирования разности
величин т^ — т^. Кривые распределения энергии звезд должны
включать все линии, полосы и скачки. Вариации х позволяют вычислить
колор-индексы покрасневших звезд и тем самым получить линию
■покраснения для каждой звезды. С другой стороны, линии
покраснения могут быть толучены интегрированием I(X) для ряда звезд,
имеющих тот же самый спектральный класс, но разные
покраснения. Однако надо учесть, что линии покраснения звезд разных
спектральных классов не всегда параллельны, и их наклон и кривизна
несколько зависят от спектрального класса н светимости.
По-видимому, первым 'применил этот метод Агр (1961а),
вычисливший связи между величиной В и несколькими
фотографическими величинами, включающими разное количество ультрафиолета
только для непокрасневших звезд. Straizys (1963а, с, е, 1964d) ис-
269

пользовал этот метод для вычисления связей между величинами
системы UBV л рядом величин других систем, включая Кеипскую
систему UCBV н систему RGU. В этих работах впервые были
вычислены линии покраснения. Позднее метод постоянно применялся
в Вильнюсской обсерватории для вычисления связей между
разными системами и для выбора оптимальных районов спектра для
Вильнюсской системы.
Естественно, что точность вычисленных связей между
системами прямо зависит от точности кривых энергии и кривых реакции.
Отсутствие детальных кривых энергии звезд достаточной точности
долгое время препятствовало широкому распространению этого
метода, и ряд астрономов относились к нему с некоторым
скептицизмом. Однако в последнее время положение коренным образом
изменилось, так как появились достаточно точные и детальные
кривые распределения энергии как нормальных, так и пекулярных
звезд (Straizys, Sviderskiene, 1972a; Sviderskiene, 1974;
Sviderskiene, Bartkevicius, 1976). Точность вычисленных колор-индексов с
этими кривыми энергии иллюстрируется хорошим совпадением
с наблюденными значениями индексов в трех фотометрических
системах— UBV, uvby и Вильнюсской (Straizys, Kuriliene, 1975),
а также хорошим совпадением вычисленных и (наблюденных
графиков связи индексов системы UBV и Вильнюсской (Straizys, 1973a).
Естественно, что распределения энергии из каталога Straizys,
Sviderskiene (1972a) дают наиболее точные связи между системами с
достаточно широкой кривой реакции (в несколько сот А),
поскольку шаг кривых равен БОА. Для вычисления связей узкополосных
величин упомянутые распределения энергии можно использовать
лишь в том случае, если кривые реакции этих величин близки
к прямоугольным и имеют среднюю длину волны, совпадающую
с одной из ступенек кривой распределения энергии.
Для иллюстрации этого метода ниже будет приведен ряд
сопоставлений графиков связи индексов, полученных из наблюдений и
вычислений по формуле (174).
11.3. СВЯЗЬ КОЛОР-ИНДЕКСОВ ВИЛЬНЮССКОЙ
СИСТЕМЫ И СИСТЕМЫ UBV
Детальное исследование связей между индексами и
величинами Вильнюсской системы и системы UBV является необходимым
по ряду причин. Во-первых, иногда приходится пользоваться
стандартами системы UBV и редуцировать их в нашу систему.
Во-вторых, часто приходится редуцировать колор-эксцессы звезд из UBV
в Вильнюсскую систему и наоборот. В-третьих, такие нормальные
характеристики звезд, как абсолютные величины, эффективные
температуры, поправки блокирования и т. д. достаточно надежио
увязаны с нормальными индексами системы UB V, особенно с индексом
B—V. Установление детальной связи между этим индексом и ни
дексами Вильнюсской системы позволяет перенести в нее ряд
калибровок.
270

Отношения колор-эксцессов Вильнюсской системы к EB-v был*
рассмотрены на с. 215. Эти отношения, определенные из
наблюдений О-звезд, даны в табл. 54. С целью их определения для звезд
других спектральных классов следует обратиться к работе Kurilie-
пё, Sudzius (1974).
Для сравнения нормальных колор-индексов обеих систем (Svi-
derskiene, Straizys, 1970) были использованы звезды V, III и I
классов светимости из каталогов Zdanavicius et al. (1969) и Sudzius et
al. (1970). Звезды позднее М2 показывают очень сложную связь
индексов и на нижеследующих графиках не приводятся.
0.0
U-P
0.5
1.0
0.0
U-P
0.5
1.0
0.0
i
-
i
О
■
1
0.5
1
D
. о
О
• •
• • х
о
о
о
I I
АО ' F0
\ '• -
•° о
: v
' • о
«х.
••x'.fc?
»:*•*:• х-
'*У V-x х*
° " X
о
х О
х о
о °
1
1.0
1
• • * •" J*
ох
о °
о
1 1 1
G0 ' КО
х '«;
х . " ох!&\
о
о
о
1
1.5 B-V+0.33 2.0
1
.
X
II
К51
if «
1
1
Вычисления
_
о х „
° о
X *
X
о _
XX
X
1 ь
МО 'м5
Наблюдения
В
»° • Г
О^х х
о °х .
х" х
"« "о
X
о
X X
X
1
0.0
0.5
1.0
1.5 B-V+0.33 2.0
Рис. 109. Сравнение наблюденной и вычисленной диаграмм U—P, B—V.
Обозначения: точки — V класс, крестики —III класс, кружки —I класс светимости,
прерывистая прямая — линия покраснения
271

Большинство использованных звезд являются близкими к
Солнцу и поэтому непокрасиевшими звездами. Однако некоторая часть
звезд, особенно сверхгиганты, имеют значительные колор-эксцессы.
Эти звезды могут быть использованы для получения связей между
колор-индексамн лишь после их «отбеливания», т. е. исключения
колор-эксцессов.
0.0
Р-Х
0.5
1.0
0.0
Р-Х
0.5
1.0
1.5
0.0 0.5 1.0
i i i
^^-^
• °о
,
о
О ° ' Q*
О Д
• «к "о
*о
*
1 III ill
О АО ' F0 GO ' КО
" %°'°t :
. х о ° •
!• °
" "х °
К, О
• . * ~ •. х
х „ О ^0 •
хх" •*- 5 *„ О о"
.*
1 i i
1.5
1
B-V+0.33 2.0
i
Вычисления
•
X
II
1
К5
0
ь'1
■ X
. х
1
.
•
• •
о •
о
о
/х °
1 ||
МО М5
Наблюдения
-
.• *
$* ж °х °
1
0.0
0.5
1.0
1.5 B-V+0.33 2.0
Рис. 110. Сравнение наблюденной и вычисленной диаграмм Р—Ху В—V.
Обозначения те же, что и на рис. 109
272

В связи с этим все звезды с В— V— (В~ 1/)0>0.03 считались
покрасневшими, и их нормальные индексы получены по формулам:
(B—V)o = B-V-E„-V,
Р
(т1—т2)о = т1 — т2—Ьв-у-Е ,
св- v
где Етх.-т, IEb-v взяты в соответствии со спектральным классом
звезды.
Рассмотрим графики связи некоторых индексов обеих систем
подробнее. В нижних частях рис. 109 и 110 сравнены наблюденные
«отбеленные» индексы U—Р и Р—X нашей системы с В—V. Точки
звезд О отложены без отбеливания, чтобы получить наклон линии
межзвездного покраснения. Изменение колор-индексов U—Р, U—X,
Р—X и Р—Y в зависимости от В—V имеет аналогичный характер.
Последовательность звезд V класса светимости из-за влияния баль-
меровского скачка образует на них характерный изгиб, делающий
эти диаграммы сходными с известной диаграммой U—В, В—V.
В-звезды IV—III классов светимости по расположению не
отличаются от V класса. Сверхгиганты образуют отдельную
последовательность, расположенную выше звезд В V и ниже звезд А—F—G
V. Колор-индексы U—Р, U—X и Р—X имеют экстремум для
сверхгигантов спектрального класса F0 с максимальным бальмеровским
скачком. Среди звезд более поздних спектральных классов
последовательности звезд разных светимостей переплетаются. При
редукции индексов из одной системы в другую с помощью
рассмотренных диаграмм требуется знать спектральных класс, класс
светимости и межзвездное покраснение звезды.
В верхних частях рис. 109 и 110 показаны графики связи U—Р
и Р—X с В—V, полученные путем численного интегрирования
кривых энергии звезд и кривых реакции систем. Сравнение верхней и
нижней' частей диаграмм (показывает прекрасное совпадение, что
является сильным доводом в пользу точности вычислительного
метода.
Колор-индексы X—Y, Y—Z, Z—V и V—S меняются в
зависимости от В—V более спокойно, без больших изгибов. Наименьшее
разделение классов светимости наблюдается на диаграммах X—V,
В—V и Y—V, В—V. Связь X—V с В—V состоит из двух прямых,
пересекающихся у В—К = 0.85, а связь Y—V с В—V можно считать
линейной вплоть до В—V=\A. Эти две диаграммы можно
использовать для редукции В—V в Вильнюсскую систему и наоборот ори
условии, если линии покраснения совпадают с линией расположения
непокрасневших звезд. Однако линия покраснения ла диаграмме
X—V, В—V отклоняется вверх, а на диаграмме Y—V, В—V— вниз.
Это позволяет построить диаграмму (X—V) + (Y—V), В—V (рис.
111), на которой звезды образуют одну прямую от самых ранних
до В—К=0.8 независимо от межзвездного покраснения. Формула
B—V=-0.33 + 0.50[(X— V) + (Y— V)] B—V<0.8 (175)
18 В. Страйжнс
273

позволяет определить В—V из Вильнюсской системы со
среднеквадратичной ошибкой ±0.024.
Интересный пример влияния сильных полос поглощения на
связи между колор-нндексамп двух систем показан на рис. 112. Для
звезд В—Л—F, где величины У и Z расположены в безлинейных
участках спектра, связь индексов У—Z и В—V линейна. Однако
начиная с поздних подклассов G-звезд в карликах наблюдается
усиление полосы поглощения Mg II+MgH у /.5150, т. е. в кривой
реакции величины Z и индекс У—Z начинает отклоняться от линей-
0.0
Y-V)
Ф
><
1.0
2.0
3.0
4.0
1 I II
Л00
ч
V,
* о
ч
\
X
U
*&
Л*
— «К —
*•
>
*
*
х \
*
X.
— О *~
X
1 1 1 1
0.0
0.5
B-V 1.5
Рис. 111. Связь комбинации индексов (X—V) + (У—V) Вильнюсской системы с
индексом В—V. Обозначения те же, что и на рис. 109
274

0.0
Y-Z
0.5
1.0
i - | 1 1
с
1 1 1 1
0.0
0.5
1.0 B-V
1.5
Рис. 112. Связь индекса Y—Z Вильнюсской системы с индексом В— V системы
UBV. Обозначения те же, что и на рис. 109
0.0
и-х
о!5
1.0
1.5
2.0
1
" Ч
OS.
о •
—
""
1
\
X
1
•
о*
* о •
* у
1
1
«. х -\
х • 'X
. х- X *Л*
?хЯ
«*х
о
о
1
1
^.
О
1
1
-
—
•
* •
•
|'
1.0
-0.5
0.0
0.5
1.0 U-В
Рнс. 113.
Связь индекса U —X Вильнюсской системы с индексом U—В системы
UBV. Обозначения те же, что и на рнс. 109
275

ной связи с В—V. В гигантах и сверхгигантах упомянутая полоса
значительно слабее, поэтому они лишь незначительно отклоняются
от прежней зависимости. Максимальное отклонение вверх
наблюдается среди К-карл.иков, где полоса Mg II + MgH достигает
огромных размеров.
Такие же сложные зависимости наблюдаются между разными
индексами М-звезд из-за влияния полос TiO. Поэтому практически
любые колор-нндексы М-звезд нельзя трансформировать из одной
системы в другую. Даже малое отклонение кривой реакции от
стандартной сразу приводит к неодинаковому включению полосы
поглощения в полосу реакции и появлению нелинейности связи величин.
Особенно чувствительны к отклонениям кривых реакции сред-
неполосные и узкополосные величины, расположенные на сильных
линиях, например, величина v системы uvby, фильтры для р-фото-
метрин и т. д.
Связь колор-индексов Вильнюсской системы с U—В является
очень сложной. В качестве примера на рис. 113 показана
диаграмма U—X, U—В. Изгиб в районе звезд Л—F вызывается
неодинаковым включением в обе величины U излучения в районе бальме-
ровского скачка и за скачком. Трансформация ультрафиолетовых
индексов из одной системы в другую нецелесообразна.
11.4. СВЯЗЬ МЕЖДУ ВЕЛИЧИНАМИ V
ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЫ И СИСТЕМЫ UBV
Разность между величинами V Вильнюсской системы и системы
UBV отложена на рис. 114, как функция В—V (Straizys, 1973a),
Видно, что цветовое уравнение между обеими величинами
практически отсутствует вплоть до поздних подклассов звезд М, несмотря
на то, что полосы реакции сильно различаются по ширине (830 и
260 А). Это является следствием того, что средняя длина волны
и i 1 i l_
0.0 0.5 1.0 1.5 B-V+0.33 2.0
Рис. 114. Связь величин V Вильнюсской системы и системы UBV. Показаны
линии покраснения звезд О V, G0 1 и К2 I. Обозначения те же, что и на рис. 109.
276

среднеполосных величин V почти совпадает с изофотной длиной
волны величины Vubv-
Однако линии покраснения на рис. 114 несколько искривлены
и показывают увеличение наклона с уменьшением температуры
звезд. В результате разность обеих величии для значительно
покрасневших ^поздних звезд превышает ошибки наблюдения. Итак,
точная редукция величин V системы UBV поздних звезд в
величину V Вильнюсской системы требует знания их колор-эксцессов.
11.5. СВЯЗЬ КОЛОР-ИНДЕКСОВ
ВИЛЬНЮССКОЙ СИСТЕМЫ И СИСТЕМЫ uvby
Средние длины волн величин uvby близки к соответствующим
длинам волн Вильнюсской системы, что позволяет ожидать лишь
небольших уравнений цвета между ними. Действительно, индексы
и—Ъ и b—у системы uvby весьма близки к U—Y и Y—V
Вильнюсской системы (Straizys, 1973а, Ь). Если пренебречь звездами М
III—I, то связи между'индексами мож.но выразить линейными
уравнениями.
Связь индексов v—b и X—Y является более сложной (рис. 115).
Несмотря на близость величин, уравнение цвета между ними пелн-
п 1 1 1 1
Рис. 115. Разность колор-индексов v—b системы uvby и X—Y Вильнюсской
системы как функция Ъ—у. Обозначения те же, что и на рис. 109
277

нейиое и многозначное для звезд с разными светпмостями и
покраснениями. Причиной являются положения величин v и X у 4110 и
4050 А, т. е. в очень сложном районе спектра, где близко
расположены линии бальмеровской серии. При этом линия lit, почти
совпадает с максимумом чувствительности фильтра v. На фильтр X
в равной мере влияют ка« Нг , так и Не, однако пе в максимуме
чувствительности (см. рис. 61 на с. 195).
Теоретически вычисленный график связи индексов v—b и X—Y
подтверждается сравнением наблюдений общих звезд в обеих
системах (рис. 116).
-0.4
lV-b)-(X-Y)
■0.3
-0.2
к$ к
• xfw
» ••• XXX
• *• XX
•М»
• • Лш • •••••
«•• О ОО
о»1««« о оаш—
— 0.1 1— о •» • oojSbo-" о
• 0.&Х> СО
--■в о о* <
I
о
о
о
0.0
0.5
Ь-у 1.0
Рис. 116. Разность колор-пндексов v—b n X—Y по данным наблюдений.
Обозначения тс же, что и на рис. 109

ЛИТЕРАТУРА
В списке литературы приняты следующие сокращения названий журналов и
периодических издании:
АЛ- Astronomy and Astrophysics, The Kuropean Journal
АЛ Suppl.— Astronomy and Astrophysics Supplement Series
AJ--Astronomical Journal
AN ■-- Astronomische Nachricliten
Aph. Sp. Sc.— Astrophysics and Space Science
ApJ — Astropliysical Journal
ApJ Suppl.— Astrophysical Journal Supplement Series
Bol. Obs. Ton. Tac- - Boletin de los observatories Tonantzintla у Tacubaya
1AU Symp.— Symposium of the International Astronomical Union
MN — Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
PASP — Publications of the Astronomical Society Pacific
Z. I. Astrophys.— Zcitsclirift fur Astrophysik
Русские фамилии авторов приводятся в общем списке латинским шрифтом
по транслитерации, принятой Международным астрономическим союзом
(Transactions IAU, 12 С, 113, 1966):
Ж = 2
H = J 1U=SC
Ц=С Ы = \'
Ч = С Ю-Ju
III = S Я=Ла
Aanestad P. A., Purcell E. M., 1973, Ann. Rev. Astron. Astroph., 11, 309.
Abbot С G., 1924, ApJ, 60, 87.
Abbot С G., 1929, ApJ, 69, 293.
Abt M. A., 1961, ApJ Suppl., 6, No. 52.
Abt II. A., 1966, Vistas in Astron., 8, 75.
Abt H. A., Golson J. C, 1966, ApJ, 143, 306.
Adams T. F., Morton D. C, 1968, ApJ, 152, 195.
Adolfsson Т., 1954а, Arkiv f. Astron., 1, 425.
Adolfsson Т., 1954b, Arkiv f. Astron., 1, 495.
Alexander J. В., 1966. Coll. on Late-Type Stars, Trieste, 130.
Alexander J. В., 1967, MN, 137, 41.
Alexander J. В., Yallop B. D., 1967, Roy. Obs. Bull., 131.
Alksnis A., Bogdanovic A., 1973, Bull. Vilnius Obs., 37, 3.
Allen C. W., 1963, Astrophysical Quantities, Univ. of London.
Anderson Ch. M., 1970, ApJ, 160, 507.
Andrews P. J., 1968, Mem. Roy. Astron. Soc, 72, 35.
Antalova A., Graham J. A., 1976, Bull. Astron. Inst. Czechosl., 27, 193.
Appenzeller I., 1966, Z. f. Astrophys., 64, 269.
Appenzeller I., 1968, ApJ, 151, 907.
Ardeberg A., Virdefors В., 1975а, АА, 39, 21.
Ardeberg A., Virdefors В.. 1975b, АЛ, 45, 19.
Ardeberg A., Virdefors В., 1976, Report Lund Obs., 9.
Argue A. N.. 1967, MN, 135,23.
Arp H. C, 1958a, in: Handbuch d. Phys., Springer, 51, 7o.
Arp H. C, 1958b, AJ, 63, 58.
279

Arp К, 1961а, ApJ, 133, 869.
Arp R, 1961b, ApJ, 133, 874.
Asaad A. S., Easa E. M. A.,
Avrett
Axon D
Azusien
Azusien
Azusien
Azusien
Azusien
Azusien
Azusien
Azusien
Azusien
Azusien
Azusien
1974, Mem. Soc. Astron. Italiana, 45, 177.
Davis R. et al., 1974, Cospar Space Research, 14, 515.
J., Ellis R. S. 1976, MN, 177, 469.
s A., Bartkevicius A., 1967, Bull. Vilnius Obs., 19, 48.
s A., Straizys V., 1964a, Астрон. циркуляр, 304, 1.
s A., Straizys V., 1964b, Астрон. циркуляр, 304, 4.
s A., Straizvs V., 1966a, Bull. Vilnius Obs., 16, 3.
s A., Straizys V., 1966b, Bull. Vilnius Obs., 17, 3.
s A., Straizys V., 1966c, Bull. Vilnius Obs., 18, 3.
s A., Straizys V., 1967a, Bull. Vilnius Obs., 19, 28.
s A., Straizys V., 1967b, Bull. Vilnius Obs., 19, 40.
s A., Straizvs V., 1969a, Астрон. ж., 46, 402; Soviet Astron.
s A., Straizvs V., 1969b, Bull. Vilnius Obs., 24, 33.
s A., Straizys V., Sudzius J., 1966, Bull. Vilnius Obs., 18, 34.
13, 316.
Baade W., Minkowski R., 1937, ApJ., 86, 123.
Baerentzen J. et al., 1967. J. d. Observateurs. 50, 83.
Bahner K., Miczaika G. R., 1952, Z. f. Astrophvs., 31, 236.
Baling J. D. R., 1958, ApJ, 128, 572.
Bahng J., 1966, Coll. on Late-Type Stars, Trieste, 225.
Bahng J., 1969a, MN, 143, 73.
Bahng J., 1969b, PASP, 81, 863.
Baillaud J., 1923, Bull. Obs. Astron. Paris, 4, 275.
Baker E. A., 1949, Publ. Edinburgh Obs., 1, 15.
Baldwin J. R., Froge! J. A., Persson S. E., 1973, ApJ, 184, 427.
Balona L., Crampton D., 1974, MN, 166, 203.
Bappu M. K. V. et al., 1962, MN, 123, 521.
Barbier D., Chalonge D , 1941, Ann. d'Astrophys., 4, 30.
Barbier D., Chaionge D., Canavaggia R., 1947, Ann. d'Astrophys., 10, 195.
Morguleff N.. 1964, Publ. Obs. H. Provence, 7, No. 15.
~ ' 1966, Contr. Perkins Obs., ser. II, No. 16.
Barbier D.
Barnhart P.
Barry D. C,
Barry D. C,
Barry D. C,
Barry D. C,
E„ Mitchell W. E.,
1967, ApJ, 148, L87.
1970; ApJ Suppl., 19, No. 175, 281.
1974, AJ, 79,616.
Cromwell R. H., Schoolmen S. A., 1977, ApJ, 212, 462.
Bartkevicius A., 1973, Bull. Vilnius Obs., 36, 25.
Bartkevicius A.
Bartkevicius A
derskiene Z.,
36, 17.
Bartkevicius A.,
Bartkevicius A.,
Bartkevicius A.,
1976, Bull. Vilnius Obs., 43, 1в.
Gurklyte A., Kavaliauskaite G., Kazlauskas A., Kalytis R.
Sperauskas J., Sudzius J., Jasevicius V., 1973, Bull. Vilnius
Metik L. P., 1969a, Bull. Vilnius Obs., 24, 26.
Metik L. P., 1969b, Bull. Vilnius Obs., 26, 13.
Sperauskas J., 1974, Bull. Vilnius Obs., 40, 3.
Bartkevicius A., Straizys V„ 1970a, Bull. Vilnius Obs., 28, 33.
Bartkevicius A., Straizys V., 1970b, Bull. Vilnius Obs., 30, 3.
Bartkevicius A., Straizys V., 1970c, Bull. Vilnius Obs., 30, 16.
Bartkevicius A., Straizys V., 1970d, Bull. Vilnius Obs., 30, 33.
Bartkevicius A., Zdanavicius K., 1975, Bull. Vilnius Obs., 41, 30.
Baschek В., 1966, J. Quant. Spectr. and Radiat. Transfer, 6, 701.
Oke J. В., 1965, ApJ, 141, 1404.
H., 1970, Contr. Kitt Peak Obs., 554, 155.
1972, Dissertation Thesis, Ohio State Univ.
1973, Bull. Amer. Astron. Soc, 5, 415.
1974, ApJ, 190, 85.
1975, ApJ, 200, L141.
Baschek В
Baumert J
Baumert J. H
Baumert J,
Baumert J.
Baumert J.
Beals С S.
H..
H.,
П.,
Blanchet G. H„ 1938, MN, 98, 398.
Becker W., 1932, Z. f. Astrophys., 5, 101.
Becker W., 1933, Verof. Babelsberg Sternw., 10, Heft 3.
Becker W., 1935, Verof. Bebelsberg Sternw., 10, Heft 6.
280

Becker W., 1938 Z. f. Astrophys., 15, 225.
Becker W., 1942, AN, 272, 179.
Becker W., 1946, Verof. Sternw. Gottingen, Nr. 79—81.
Becker W., 1947, AN, 275, 229.
Becker W., 1948a, ApJ, 107, 278.
BeckerW., 1948b, AN, 276, 1.
Becker W., 1951, Z. f. Astrophys., 29, 66.
Becker W., 1952, Z. f. Astrophys., 31, 249.
Becker W., 1962, Z. f. Astrophys., 54, 155.
Becker W., 1965, Z. f. Astrophys., 62, 54.
Becker W., 1966, Z. f. Astrophys., 64, 77.
Becker W., Giinther S., 1947, AN, 275, 145.
Becker W., Osvalds V., 1949, AN, 277, 177.
Becker W., Steinlin U., 1956, Z. f. Astrophys., 39, 188.
Becker W., Stock J., 1949, AN, 277, 233.
Becker W., Stock J., 1950, AN, 278, 115.
Becker W., Stock J., 1954, Z. f. Astrophys., 34, 1.
Becklin E. E., 1968, Dissertation Thesis, Calif. Inst. Technol.
Beckwith S., Evans N. J., Becklin E. E., Neugebauer G., 1976, ApJ, 208, 390.
Beeckmans F., 1977, AA, 60, 1.
Beeckmans F., Macau D., Malaise D., 1974, AA, 33, 93.
Beer A., 1964, MN, 128, 261.
Behr A., 1959, Veroff. Gottingen Sternw., No. 126.
Behr A., 1971, Mitt. Astron. Gess., 30, 95.
Bell R. A., 1970, MN, 148, 25.
Bell R. A., 1971a, MN, 154, 343.
Bell R. A., 1971b, MN, 155,65.
Bell R. A., 1972, MN, 156, 13.
Bell R. A., FitzGerald M. P., 1971, Coll. on Supergiant Stars, Trieste, 168.
Bell R. A.,Gottlieb D. M., 1971, MN, 151, 449.
Bell R. A., Gustafsson В., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 319.
Bendell С. В., 1972, Scient. Results OAO-2, NASA, 23.
Bender A. G., Wilson R. E., 1969, Astron. Contr. Univ. S. Florida, Tampa, No. 20.
Bennett A. L., 1937, ApJ, 85, 257.
Bernacca P. L., 1973, IAU Symp., 54, 222.
Bernacca P. L., Molnar M. R., 1972, ApJ, 178, 189; IAU Symp., 54, 222.
Bernacca P. L., Perinotto M., 1970, Contr. Asiago Obs., No. 239.
Bernacca P. L., Perinotto M., 1971, Contr. Asiago Obs., No. 250.
Bessell M. S., 1976, PASP, 88, 557.
Besell M. S., Norris J., 1976, ApJ, 208, 369.
Blades J. C, Mem. Soc. Astr. Italiana, 45, 97.
Blanchard P. et al., 1974, AJ, 79, 809.
Blanco V. M., 1956, ApJ, 123, 64.
Blanco V. M., 1964, AJ, 69, 730.
Blanco V. M., 1965, in: Galactic Structure, Chicago, 241.
Blanco V. M., Demers S., Douglass G. G., FitzGerald M. P., 1968, Publ. Naval
Obs., 21.
Blanco V. M., Lennon С J., 1961, AJ, 66, 524.
Blanc-Vaziaga M. J., Cayrel G., Cayrel R., 1973, ApJ, 180, 871.
Bless R. C, 1977, Private communication.
Bless R. C, Code A. D., 1972, Ann. Rev. Astron. Astroph., 10, 197.
Bless R. C, Code A. D., Fairchild E. Т., 1976, ApJ, 203, 410.
Bless R. C, Fairchild Т., Code A. D., 1972, Scient. Results OAO-2, NASA, 361.
Bless R. C, Savage B. D., 1970, IAU Symp., 36, 28.
Bless R. C, Savage B. D., 1972a, ApJ. 171, 293.
Bless R. C, Savage B. D., 1972b, Scient. Results OAO-2, NASA, 175.
Boer K. S. de et al., 1972, AA, 21, 447.
Bogdanovic A., Straizys V., 1966, Bull. Vilnius Obs., 18, 25.
Bogdanovic A., Straizys V., 1972, Bull. Vilnius Obs., 33, 15.
Boggess A., Borgman J., 1964, ApJ, 140, 1636.
Bohlin R. C, 1975, ApJ, 200, 402.
Bohm-Vitense E., 1973, AA, 24, 447.
19 В. Страйжнс 281

Bohm-Vitense E„ Szkody P., 1973, ApJ, 184, 211.
Bohm-Vitense E., Szkody P., 1974, ApJ, 193, 607.
Bojarcuk A. A., Kopvlov I. M., 1964, Известия Крымской обе, 31, 44.
Bok В. J., Wijk U. van, 1952, AJ, 57, 213.
Boksenberg A. et al., 1973, MN, 163, 291.
Bond И. Е., 1970, ApJ Suppl., 22, No. 184, 117.
Bonsack W. K., Greenstein J. L. et al., 1957, ApJ, 125, 139.
Bonsack W. K., Stock J„ 1957, ApJ, 126, 99.
Borgman J., 1959, ApJ, 129, 362.
Borgman J., 1960, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 15, 255.
Borgman J., 1961, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 16, 99.
Borgman J., 1963, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 17, 58.
Borgman J., Blaauw A., 1964, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 17, 358.
Borgman J., Duinen R. J. van, Koornneef J., 1975, AA, 40, 461.
Bottemiller R. L., 1972a, Bull Amer. Astron. Soc, 4, 423.
Bottemiller R. I.., 1972b, Scient. Results OAO-2, NASA. 505.
Bottemiller R. L., 1975, Bull. Amer. Astron. Soc, 7, 224.
Bottlinger K. F., 1923, Verof. Babelsberg Sternw., 3, Heft 4.
Bouigue R., 1959, Ann. Obs. Toulouse, 27, 47.
Boulon J., 1963, J. d. Observateurs, 46, 225.
Boyce P. В., Olsen E. II., Helt В. Е., 1967, PASP, 79, 473.
Boyle R . J., McClure R. D., 1975, PASP, 87, 17.
Bradley P. Т., Morton D. C, 1969, ApJ, 156, 687.
Breckinridge J. В., Kron G. E., 1963a, PASP, 75, 285.
Breckinridge J. В., Kron G. E., 1963b, PASP, 75, 408.
Breda I. G. van, Glass I. S., Whittet D. С. В., 1974, MN, 168, 551.
Breger M., 1972, ApJ, 171, 539.
Breger M., 1974, ApJ, 192, 75.
Breger M., 1975a, Rep. Dudley Obs., 9, 31.
Breger M., 1975b, Bull. Amer. Astron. Soc, 7. 100.
Breger M., Dyck H. M., 1972, ApJ, 175, 127.
Bromage G. E., 1971, Nature, 230, 172; Com. Edinb. Obs., 103.
Bromage G. F., 1972, Aph. Sp. Sc, 15, 426; Com. Edinb. Obs., 131.
Bromage G. E., Nandy K-, 1973a, IAU Symp., 52, 71; Com. Edinburgh Obs., 155.
Bromage G. E., Nandy K., 1973b, AA, 26, 17.
Brown II. R., Davis J., Allen L. R., Rome J. M., 1967, MN, 137, 393.
Brown R. II., Davis J., Allen L. R., 1974a, MN, 167, 121.
Brown R. H., Davis J., Lake R. J. W., Thompson R. J., 1974b, MN, 167, 475.
Burger M., Hucht K. A. van den, 1976, AA, 48, 173.
Burton W. M., Evans R. G., Griffin W. G., 1974, MN, 169, 307.
Buscombe W., 1974, Перем. звезды, Дополнение, 2, Л"» 9, 127.
Buscombe W., Kennedy P. M., 1968, MN, 139, 417.
Butler H. F., Seddon П., 1958, Publ. Edinburgh Obs., 2, 113.
Butler H. E., Seddon H., I960, Publ. Edinburgh Obs., 2, 187.
Butler II. E., Thompson G. I., 1961, Publ. Edinburgh Obs., 2, 225.
Cahn J. II., 1976, AJ, 81, 407.
Cameron R. C, 1966, Monogr. Georgetown Obs., No. 21.
Canavaggia R., 1955, Ann. d'Astrophys., 18, 431.
Canavaggia R., 1966, IAU Symp., 24, 256.
Canavaggia R., 1967, in: Modern Astrophysics, Paris, 85.
Caplan J. G., 1973, AA, 28, 213.
Caputo I7., Natta A., 1973, Aph. Sp. Sc, 21, 73.
Carbon D. F., Gingerich O., 1969, 3rd Harvard Conf. on Stel. Atm., 377.
Carevskij G.S., Jakimova N. N., 1970, Перем. звезды, 17, 120.
Carnochan D. J. et. al., 1975, Phil. Trans. R. Soc London, A279, 479.
Carrasco L., Strom S. E., Strom К. М., 1973, ApJ, 182, 95.
Carrasco L., Strom K. M., Strom S. E., 1974, Coll. Planets, Stars and Nebulae Stud.
Photopolarim., Tucson, 954.
Carruthers G. R., 1968, ApJ, 151, 269.
Carruthers G. R., 1969a, ApJ, 157, LI 13.
282

Carruthers G. R., 1969b, Aph. Sp. Sc, 5, 387.
Carruthers G. R., 1970, IAU Symp., 36, 100.
Carruthers G. R., 1971, ApJ, 166, 349.
Cayrel R., 1968, ApJ, 151, 997.
Chaffee F. H., Carbon D. F., Strom S. E., 1971, ApJ, 166, 593.
Chaldu R., Honeycutt R. K., Penston M. V., 1973, PASP, 85, 87.
Chalonge D., Divan L., 1952, Ann. d'Astrophys., 15, 201.
Citters G. W. van, Morton D. C, 1970, ApJ, 161, 695.
Claria J. J., Osborn W., 1976, PASP, 88, 463.
1952, Observatory, 72, 201.
1954, Proc. Conf. Stellar Atmosph.. Indiana Univ.
1955, AJ, 60, 20.
1959, ApJ, 130, 473.
1960, in: Stellar Atmospheres, Chicago, 50.
1973, IAU Symp., 54, 131.
1975, Rep. Dudley Obs., 9, 221.
Bless R. C, 1970, IAU Symp., 36, 173.
Meade M. R., 1976, Wisconsin Astrophys., No. 30.
Code A. D
Code A. D
Code A.
Code A.
Code A.
Code A.
Code A.
Code A.
Code A.
Code A.
Code A
Code A.
Cohen J
Cohen M.
Cohen M.
Collins G
Collins G
Collins G
Conti P. S.
Conti P. S.
Conti P. S.
Costero R.,
Cousins A.
Cousins A.
Cousins A.
Cousins A.
Cousins A.
Cousins A.
33, 83.
Cousins A.
Cousins A.
Cousins A.
Cousins A.
Davis J., Bless R. C, Brown R. II.,
Holm A. V., Bottemiller R.
Houck Т. Е. et. al., 1970, ApJ,
1975, ApJ, 197, 117.
1972, ApJ, 173, L61.
1973, MN, 161, 85.
W„ 1963, ApJ, 138, 1134.
W„ 1965, ApJ, 142,265.
W., 1966, ApJ, 146, 914.
., Deutsch A. J
., Deutsch A. J
., Deutsch A. J
, Peimbert M.,
W. J
L.,
161.
976a, ApJ, 203, 417.
1976b, Wisconsin Astrophys., No.
377.
W. J.,
W. J.
W. J.,
W. J.,
W. J
966, ApJ, 145, 742.
, 1967, ApJ, 147, 368.
, 1968, Bull. Astron. Inst. Czechosl., 19, 263.
1970, Bol. Obs. Ton. Tac, 5, 229.
1963a, Roy. Obs. Bull., 69.
1963b, Roy. Obs. Bull., 70.
1969, Month. Notes Astron. Soc. South Africa, 28,
1971, Ann. Roy. Obs., 7.
Eggen O. J., Stoy R. П., 1961, Roy Obs. Bull., 25.
, Jones D. II. P., 1974, Month. Notes Astron. Soc.
105.
South Africa,
W. J., Jones D. II. P., 1976, Mem. Roy. Astron. Soc..
W. J., Lake R., Stoy R. H., 1966, Roy. Obs. Bull., 121.
81,
W. J., Stoy R. H„ 1962, Rov. Obs. Bull., 49.
W. J., Stoy R. H., 1963, Roy. Obs. Bull., 64.
Cowley A., Jaschek M., Jaschek C, 1970, AJ, 75, 941.
Cowling T. G., 1950, Phil. Mag., 41, 116.
1974, AJ, 79, 565.
GehrelsT., 1966, AJ, 71, 355.
Gehrels Т., 1967, AJ, 72, 887.
Gehrels Т., Serkowski K., 1974, AJ, 79, 581.
Wickramasinghe N. C, 1969, AJ, 74, 1179.
, Fernie J. D., 1969, AJ, 74, 53.
L., 1958, ApJ, 128, 185.
L„ 1960, ApJ, 132,66.
L., 1966, IAU Symp., 24, 170.
L., 1970a, Coll. Stellar Rotation, Columbus, 204.
L., 1970b, IAU Symp., 38, 238.
L., 1971a, in: Dark Nebulae, Globules and Protostars, Univ. of Ari-
Coyne G. V.
Coyne G. V.,
Coyne G. V.,
Coyne G. V.,
Coyne G. V.,
Crampton D.
Crawford D.
Crawford D.
Crawford D.
Crawford D.
Crawford D.
Crawford D.
zona, 27.
Crawford D.
Crawford D.
Crawford D.
Crawford D.
Crawford D.
Crawford D.
L., 1971b, PASP, 83, 604.
L., 1973a, IAU Symp., 50, 186.
L., 1973b, IAU Symp., 54, 93.
L., 1975a, Rep. Dudley Obs., 9, 17; PASP, 87, 481.
L., 1975b, AJ, 80, 955.
L„ Barnes J. V., 1970a, AJ, 75, 952.
283

Crawford D. L., Barnes J. V., 1970b, AJ,75, 978.
Crawford D. L., Barnes J. V., Golson J. C, 1970, AJ, 75, 624.
Crawford D. L., Barnes J. V., Golson J. C, 1971a, AJ, 76, 621.
Crawford D. L., Barnes J. V., Golson J. C, 1971b, AJ, 76, 1058.
Crawford D. I.., Barnes J. V. et al., 1972, ЛЛ Suppl., 5, 109.
Crawford D. L., Barnes J. V., Golson J. C, Hube D. P., 1973, AJ, 78, 738.
Crawford D. L., Barnes J. V., Perry С L., 1975, PASP, 87, 115.
Crawford D. L., Mander J., 1966, AJ, 71, 114.
Crawford D. L., Mandwewala N., 1976, PASP, 88, 917.
Crawford D. L., Perry С L., 1976, PASP, 88, 454.
Crawford D. L., Stromgren В., 1967, AJ, 72, 791.
Creze M.., 1972, AA, 21, 85.
Crutcher R. M, 1976, ApJ, 208, 382.
Cucchiaro A., Jaschek M., Jaschek C, Macau-IIercot D., 1975, IAU Symp., 72, 177.
Cucchiaro A., Jaschek M, Jaschek C, Macau-Hercot D., 1976, AA Suppl., 26, 241.
Dachs J., Haug U., Pfleiderer J., 1966, J. of Atmosph. and Terrestr. Phys., 28, 637.
Dachs J., Schmidt-Kaler Th., 1075, AA Suppl., 21, 81.
Danford S. C, 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 177.
Danziger I. J., Faber S. M., 1972, AA, 18, 428.
Davis J., Webb R. J., 1970, IAU Symp., 36, 90.
Davis J., Shobbrook R. R., 1977, MN, 178, 651.
Davis L., Greenstein J. L., 1951, ApJ, 114, 206.
Davis R. J., 1968, Spec. Rep. Smithsonian АО, No. 282.
Davis R. J., 1970, IAU Symp., 36, 109.
Davis R. J., 1972, Scient. Results OAO-2, NASA, 321.
Davis R. J., 1975, Phil. Trans. R. Soc. London, A279, 345.
Davis R. J., Deutschman W. A. et. al., 1972, Scient. Results OAO-2, NASA, I.
Davis R. J., Deutschman W. A. Haramundanis K. L., 1973a, Celescope Catalog of
UV Stellar Observations, Smithsonian Inst. Press.
Davis R. J., Deutschman W. A., Haramundanis K. L., 1973b, Celescope Catalog of
UV Stellar Obs., Magn. Tape Version, Spec. Rep. Smithsonian АО, No. 350.
Deeming T. J., 1960, MN, 121, 52.
Deeming T. J., Walker G. A. H., 1967, Z. f. Astrophys., 66, 175.
Delbouille L., Roland G., 1963, Atlas photometrique du spectre Solaire de 7498—
12016 A, Liege.
Doming D„ 1975, Bull. Amer. Astron. Soc, 7, 338.
Dennis T. R., 1968, ApJ, 151, L47.
Deutschman W. A., Davis R. J., Schild R. E., 1976, ApJ Suppl., 30, 97.
Dickens R. J., Kraft R. P., Krzeminski W., 1968, AJ, 73, 6.
Dickow P. et al., 1970, AA Suppl., 2, 1.
Divan L., 1971, AA, 12, 76.
Dixon M. F„ 1964, MNASSA. 23, 18.
Doherty L. R., 1971, Phil. Trans. Roy. Soc. London, A-270, 189.
Dohertv L., 1972a, Coll. Stellar Chromospheres, NASA, 99.
Doherty L. R., 1972b, Scient. Results OAO-2, NASA, 411.
Dohertv L., 1972c, Scient. Results OAO-2, NASA, 465.
Doherty L. R., 1972d, ApJ, 178, 495.
Doherty L., 1972e, ApJ, 178, 727.
Dombrovskij V. A., 1953, Астрон. ж. 30, 603.
Dombrovskij V. A., 1958, Вестник Ленннгр. ушш., № 1, 129.
Dorschner J., 1973, Aph. Sp. Sc, 25, 405.
Dorschner J., 1974, AN, 295, 147.
Dorschner J., 1975, Aph. Sp. Sc, 34, 39.
Dorschner J., Friedemann C, Giirtler J., 1977, AA, 58, 201.
Duinen R. J. van. Aalders J. W. G. et al., 1975, AA, 39, 159.
Dninen R. van, Wesselius P., 1976, Trans. IAU, 16A, part 3, 214.
Duke D„ 1951, ApJ, 113, 100.
Durisen R. II., Savedoff M. P., Horn II. M. van, 1976, ApJ, 206, L149.
Dulev W. W., 1974, Aph. Sp. Sc, 26, 199.
Dyck H. M., Jones T. J., Simon Т., 1977, AJ, 82, 223.
Dyck H. M, Lockvvood G. W., Capps R. W., 1974, ApJ, 189, 89.
Dyck H. M.., Simon Т., 1975, Bull. Amer. Astron. Soc, 7, 67.
284

Eberlein D., Scholz M., Traving G., 1973, AA, 24, 295.
Edmonds F. N., 1973, PASP, 85, 24.
Eggen O. J., 1950, ApJ, 111, 65, 81, 414, 112, 141.
Eggen O. J., 1951, ApJ, 113, 367, 657.
Eggen O. J., 1955, AJ, 60, 65, 401, 407.
Eggen O. J., 1956, AJ, 61, 361, 405, 462.
Eggen O. J., 1957, AJ, 62, 45.
Eggen O. J., 1963, AJ, 68, 697,
Eggen O. J., 1964, AJ, 69, 604.
Eggen O. J., 1965, Ann. Rev. Astron. Astroph., 3, 235.
Eggen O. J., 1966, Roy. Obs. Bull., 120, 355.
Eggen O. J., 1967, ApJ Suppl., 14, No. 131, 307.
Eggen O. J., 1968, ApJ Suppl., 16, No. 142, 49.
Eggen O. J., 1969a, ApJ, 158, 225.
Eggen O. J., 1969b, PASP, 81, 553.
Eggen O. J., 1969c, Inform. Bull, on Var. Stars, No. 355.
Eggen O. J., 1970, Vistas in Astron., 12, 367.
Eggen O. J., 1971a, ApJ, 163, 313.
Eggen O. J., 1971b, ApJ Suppl., 22, No. 191, 389.
Eggen O. J., 1971c, PASP, 83, 741.
Eggen O. J., 1972a, ApJ, 172, 639.
Eggen O. J., 1972b, ApJ, 175, 787.
Eggen O. J., 1976, PASP, 88, 732.
Eggen O. J., Sandage A. R., 1964, ApJ, 140, 130.
Eggen O. J., Stokes N. R., 1970, ApJ, 161, 199.
Elst E. W., 1967, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 19, 90.
Elvey С. Т., 1931, ApJ, 74,298.
Elvey С. Т., Mehlin Т. С, 1932, ApJ, 75, 354.
Epstein I., 1954, AJ, 59, 228.
Evans D. C, 1972, Scient. Results ОЛО-2, NASA, 347.
Evans D. S., Menzies A., Stoy R. H., 1957, MN, 117, 534.
Faber S. M., 1973, AA Suppl., 10, 201.
Fahlman G. G., Walker G. A. H., 1975, ApJ, 200, 22.
Farmen С. В., Key P. J., 1965, Appl. Optics, 4, 1051.
Faulkner J., Roxburgh I. W., Strittmatter P. A., 1968, ApJ, 151, 203.
Feast M. W., 1963, MN, 126, 11.
Feinstein A., 1959, Z. f. Astrophys., 47, 218.
Feinstein A., 1960, Z. f. Astrophys., 49, 12.
Feinstein A., 1973, IAU Symp., 50, 202.
Feinstein A., 1974, MN, 169, 171.
Fernie J. D., 1963, AJ, 68, 780.
Fernie J. D., 1965, AJ, 70, 575.
Fernie J. D., 1966, MN, 132, 485.
Fernie J. D., 1974a, PASP, 86, 231.
Fernie J. D., 1974b, PASP, 86, 837.
Fernie J. D. et al., 1971, PASP, 83, 79.
Fernie J. D., Hube J. O., 1968, ApJ, 153, Llll.
Fernie J. D., Marlborough J. M., 1964, Observatory, 84, 33.
Fernie J. D., Marlborough J. M., 1965, PASP, 77, 218.
Fernie J. D., Rosenberg W. J., 1961, PASP, 73, 259.
Field G. В., 1974, ApJ, 187, 453.
Fischel D., 1964, ApJ, 140, 221.
FitzGerald M. P., 1970, AA, 4, 234.
Fleischner R., 1947, AJ, 53, 1.
Floria N. F., 1949, Труды Гос. астр. инст. Штернберга, 16, 4.
Flower P. J., 1975, AA, 41, 391.
Forrest W. J., Gillett F. C, Stein W. A., 1975, ApJ, 195, 423.
Frandsen S., 1975, AA, 43, 267.
Friedman H., 1960, in: Physics of the Upper Atmosphere, Academic Press, 134.
Furenlid I., Sanders W., 1975, Bull. Amer. Astron. Soc, 7, 446.
285

Gammclgaard P., 1968, J. d. Observateurs, 51, 297.
Gammelgaard P., 1975, AA, 43, 85.
Gammelgaard P., Rudkjobing M., 1973, AA, 27, 261.
Gascoigne S. С. В., Ford V., 1967, Proc. Astron. Soc. Australia, 1, 16.
Gehrels Т., 1960, AJ, 65, 470.
Gehrels Т., 1974, AJ, 79, 590.
Gehrels T„ Silvester А. В., 1965, AJ, 70, 579.
Gehrz R. D., Hackwell J. A., Jones T. W., 1974, ApJ, 191, 675.
Genderen A. M, 1970, AA, 7, 49.
Genderen A. M., 1973, AA, 22, 467.
Genderen A. M., 1977, AA, 54, 737.
Gerasimovic B. P., 1929, Circ. Harvard Obs., No. 339.
Gerbaldi M., Hauck В., Morguleff N., 1974, AA, 30, 105.
Gianni G„ Mazzitelli 1„ Natali G., 1975, AA, 44, 277.
Gillett F. C, Stein W. A., 1971, ApJ, 164, 77.
Gilra D. P., 1971, Nature, 229, 237.
Gingerich O., 1970, IAU Symp., 36, 140.
Gingerich O., Latham D., 1970, IAU Symp., 36, 64.
Glass J. S., Penston M. V., 1975, MN, 172, 227.
Gliese W., 1969, Verof. Astron. Inst. Heidelberg, 22.
Gliese W., 1971, Verof. Astron. Inst. Heidelberg, 24.
Golay M., 1955, Mem. Soc. Astron. Italiana, 26, 41.
Golay M., 1959, Publ. Geneve Obs., 60.
Golay M., 1963, Publ. Geneve Obs., 64.
Golay M., 1964a, Publ. Geneve Obs., 66, 19.
Golay M., 1964b, Publ. Geneve Obs., 66, 27.
Golay M., 1964c, Publ. Geneve Obs., 68, 15.
Golay M., 1966, IAU Symp., 24, 262.
Golay M., 1968a, Publ. Geneve Obs., 75, 48.
Golay M., 1968b, Publ. Geneve Obs., 75, 105.
Golay M, 1969, 3rd Harvard Conf. on Stel. Atm., 83.
Golay M., 1971, in: Struct, and Evol. of Galaxy, Reidel, 34.
Golay M., 1972, Vistas in Astron., 14, 13.
Golay M., 1973a, IAU Symp., 50, 145.
Golay M., 1973b, IAU Symp., 54, 275.
Golay M., 1974, Introduction to Astronomical Photometry, Reidel.
Golay M., Goy G., 1965, Publ. Geneve Obs., 71, 19.
Gomez-Gonzalez J., Lequeux J., 1975, AA, 38, 29.
Goodenough D. G„ 1970, Bull. Amer. Astron. Soc, 2, 318.
Gottlieb D. M, 1973, Bull. Amer. Astron. Soc, 5, 325.
Gottlieb D. M., Bell R. A., 1971, AA, 19, 434.
Gottlieb D. M., Upson W. L., 1969, ApJ, 157, 611.
Goy G., 1971, Publ. Geneve Obs., 78.
Goy G., 1972, AA, 21, 11.
Goy G., Maeder A., 1969, Publ. Geneve Obs., 76, 26, 35.
Graham J. A., 1964, IAU Symp., 20, 71.
Graham J. A., 1966, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 18, 372.
Graham J. A., 1967, MN, 135, 377.
Graham J. A., 1968a, Bull. Astron. Inst. Netherlands, Suppl. 2, 397.
Graham J. A., 1968b, AJ, 73, 17.
Graham J. A., 1969, Symp. Low Luminosity Stars at Univ. of Virginia, 139.
Grasdalen G., Joyce R., Knacke R. F., Strom S. E., Strom К. M., 1975, AJ, 80, 117.
Gray D. F., 1968, ApJ, 153, LI 13.
Greenberg J. M., Hong S. S., 1974, IAU Symp., 60, 155.
Greene A. E., Wing R. F., 1975, ApJ, 200, 688.
Greenstein J. L., 1938, ApJ, 87, 151.
Greenstein J. L., 1969, Symp. Low Luminosity Stars at Univ. of Virginia, 281.
Greenstein J. L., Aller L. H., 1950, ApJ, 111, 328.
Grenon M„ 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 413.
Griffin R. F., 1961, MN, 122, 181.
Griffin R. F., 1970, MN, 147, 303.
286

Griffin R. F., Redman R. O., 1960, MN, 120, 287.
Grigorian K. A., Vardanian R. A., 1961. Сообщ. Бюраканской обе, 29, 7.
Gronbech B\, Olsen E. H., 1976, AA Suppl., 25, 213.
Gronbech BI, Olsen E. H., Stromgren В., 1976, AA Suppl., 26, 155.
Gross M., S^cotte D., Praderie F., Bonnet R. M., 1973, AA, 27, 167.
Grubissich C;, 1968, Z. f. Astrophys., 68, 309.
Guillaume C; 1966, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 18, 175.
Guillaume C, Rensbergen W. van, Underhill А. В., 1965, Bull. Astron. Inst.
Netherlands, 18, 106.
Gunther S., 1950, Z. f. Astrophys., 27, 167.
Gurzadyan G. A., 1975, MN, 172, 617.
Giissow M., 1941, Z. f. Astrophys., 20, 25.
Gustafsson В., Nissen P. E., 1972, AA, 19, 261.
Guthnik P., 1913, AN, 196, 357.
Guthnik P., Hugeler P., 1920, AN, 210, 345.
Gutierrez-Moreno A., Moreno II., Stock J., 1967, Publ. Dep. Astron. Univ. Chile,
No. 4, 49.
Gutierrez-Moreno A., Moreno II., Stock J., Torres J., Wroblewski H., 1966, Publ.
Dep. Astron. Univ. Chile, No. 1.
Gutierrez-Moreno A., Stock J., 1966, Publ. Dep. Astron. Univ. Chile, No. 2.
Gyldenkerne K., 1955, ApJ, 121, 38.
Gyldenkerne K., 1958a, Ann. d'Astrophys.. 21, 26.
Gyldenkerne K., 1958b, Ann. d'Astrophys., 21, 77.
Gyldenkerne K., 1961, ApJ, 134, 657.
Gyldenkerne K., 1964a, Publ. Kobenhavn Obs., 178.
Gyldenkerne K., 1964b, Publ. Kobenhavn Obs., 180.
Gyldenkerne K.. Helt В., 1966, IAU Symr,., 24, 162.
Habing H. J., 1972, Mitt. Astron. Gess., 31, 61.
Hackwell J. A., Gehrz R. D., 1974, ApJ, 194, 49.
Magen W., Simon Т., Dyck H. M., 1975, ApJ, 201, L81
llaggkvist L., 1971, AA, 12, 5.
IIa:ggkvist L., Oja Т., 1970, AA Suppl., 1, 199.
Hall J. S., 1934, ApJ, 79, 145.
Hall J. S., 1937, ApJ, 85, 145.
Hall J. S., 1941, ApJ, 94, 71.
Hall J. S., 1942, ApJ, 95, 231.
Hall J. S., 1949, Science, 109, 166.
Hall J. S., 1958, Publ. Naval Obs., 17, 275.
Hall J. S., Mikesell A. H., 1950, Publ. Naval Obs., 17, No. 1.
Ilanasz J., 1965, Acta Astron., 15, 31.
Hansen L., 1973, AA, 27, 355.
Hansen L., Kjaergaard P., 1971, AA, 15, 123.
Haramundanis K., 1973, IAU Symp., 50, 302.
Haramundanis K., Payne-Gaposchkin C, 1973, AJ, 78, 395.
Ilardie R., 1959, ApJ, 130, 663.
Ilardie R. H., 1962, in: Astrophys. Techniques, Chicago, 178.
Hardie R. H., 1966, IAU Symp., 24, 243.
Hardorp J., Strittmatter P. A., 1968, ApJ, 151, 1057.
Harris D. H., 1973, IAU Symp., 52, 31.
Harris J. W., 1969, Nature, 223, 1046; Com. Edinb. Obs., 75.
Hartwick F. D. A., Hesser J. E., 1974, ApJ, 192, 391.
Hartwick F. D. A., Hesser J. F., McClure R. D., 1972a, ApJ, 174, 557.
Hartwick F. D. A., McClure R. D., 1972b, ApJ, 176, L57.
Hartwick F. D. A., McClure R. D., 1>974, ApJ, 193, 321.
Hauck В., 1965а, Publ. Geneve Obs., 70, 39.
Ilauck В., 1965b, Publ. Geneve Obs., 70, 45.
Hauck В., 1966, Publ. Geneve Obs., 72, 181.
Hauck В., 1968а, Publ. Geneve Obs., 74, 123.
Hauck В., 1968b, Publ. Geneve Obs., 75, 133.
Hauck В., 1969, Publ. Geneve Obs., 76, 179.
Hauck В., 1970, Publ. Geneve Obs., 77.
287

Hauck В., 1971, Confer. Obs. Milano-Merate, 12, 13.
Hauck В., 1973, IAU Symp., 54, 117.
Hauck В., 1974, AA, 32, 447.
Hauck В., 1975а, Rep. Dudlev Obs., 9, 143.
Hauck В., 1975b, IAU Coll. No. 32 (Physics of Ар-Stars), Wien, 365.
Hauck В., 1976а, IAU Symp., 72, 67.
Hauck В., 1976b, AA Suppl., 26, 49.
Hauck В., Magnenat P., 1975, Rep. Dudley Obs. 9, 171.
Hauck В., Nicollier C, 1971, Coll. on Supergiant Stars, Trieste, 153.
Hauck В., Veer-Menneret С van't, 1970, AA, 7, 219.
Hayes D. S., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 309.
Hayes D. S., Mavko G. E., Radick R. R., Rex К. Н., Greenberg J. M., 1973, IAU
Symp.,52, 83.
Hayes D. S., McElroy D. В., Bull. Amer. Astron. Soc, 8, 519.
Hearnshaw J. В., 1972, Mem. Roy. Astron. Soc, 77, 55.
Heck A., 1976, AA Suppl., 27, 47.
Heintze J. R. W., 1973, IAU Svmp., 54, 231.
Heifer H. L., 1969, AJ, 74, 1155.
Heifer H. L., Jennens P. A., 1975a, Rep. Dudley Obs., 9, 87.
Heifer II. L., Jennens P. A., 1975b, MN, 172, 701.
Heifer H. L., Sturch C, 1970, AJ, 75, 971.
Heifer H. L., Wallerstein G., 1968, ApJ Suppl., 16, No. 141, 1.
Helt B. E., Gyldenkerne K., 1975, AA Suppl., 22, 171.
lionize K. G., et al., 1975, ApJ, 199, LI 19.
Henry P. et al., 1976, ApJ, 209, L29.
Henry R. C, 1969, ApJ Suppl., 18, No. 156.
Henry R. C, Hesser J. E., 1971, ApJ Suppl., 23, No. 202.
Henry R. C, Weinstein A. et al., 1975, ApJ, 201, 613.
Herbig G. H., 1966, Z. f. Astrophys., 64, 512.
Herbig G. H. 1975, ApJ, 196, 129.
Ilerbst W., 1974, AJ, 79,941.
Herbst W„ 1976, ApJ, 208, 923.
Hessberg II., Niekerke J., Stephan К. Н., 1975, AA, 42, 395.
Hesser J. E., Hartwick F. D. A., McClure R. D., 1976, ApJ, 207, LI 13.
Hesser J. E., Hartwick F. D. A., McClure R. D., 1977, ApJ Suppl., 33, No. 4.
Hesser J. E., Henry R. C, 1971, PASP, 83, 173.
Hesser J. E., McClintock W., Henry R. С.Г 1977, ApJ, 213, 100.
Hickok F. R., Morton D. C, 1968, ApJ, 152, 203.
Hill G. et al., 1971, AJ, 76, 246.
Hiltner W. A., 1949a, Science, 109, 165.
Hiltner W. A., 1949b, ApJ, 109, 471.
Hiltner W. A., 1951, ApJ, 114, 241.
Hiltner W. A., 1954, ApJ, 120, 454.
Hiltner W. A„ 1956, ApJ Suppl., 2, No. 24.
Hiltner W. A., Johnson II. L., 1956, ApJ, 124, 367.
Hoff H. V., 1939, Z. f. Astrophys., 18, 157.
Hogg A. R., 1958, Photom. Obs. of 244 Bright Stars, Mt. Stromlo.
Holm A. V., 1974, Bull. Amer. Astron. Soc, 6, 446.
Holm Л. V„ 1975a, Bull. Amer. Astron. Soc, 7, 224.
Holm A. V., 1975b, Phil. Trans. R. Soc London, A279, 459.
Holm A. V., 1976, ApJ, 210, L87.
Honeycutt R. K., 1972a, AJ, 77, 24.
Honeycutt R. K., 1972b, PASP, 84, 823.
Honeycutt R. K., Chaldu R. S., 1970, AJ, 75, 600.
Houtgast J., Namba O., 1968, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 20, 87.
Houziaux L., 1974, Mem. Soc. Astron. Hal., 45, 717.
Hulst II. C, van de, 1946, Rech. Astron. Obs. Utrecht, 11, part 1.
Hulst H. C, van de, 1949, Rech. Astron. Obs. Utrecht, 11, part 2.
Humphreys R. M., Ney E. P., 1974a, ApJ, 190, 339.
Humphreys R. M., Ney E. P., 1974b, ApJ, 194, 623.
Humphreys R. M., Ney E. P., 1974c, PASP, 86, 444.
288

Humphreys R. M., Ney E. P., 1974d, AA, 30, 159.
Humphreys R. M., Strecker D. W., Ney E. P., 1971, ApJ, 167, L35.
Humphries С M., Jamar C, Malaise D., Wroe H., 1976, AA, 49, 389.
Humphries С M., Nandy K., Kontizas E., 1975, ApJ, 195, 111.
Humphries С M, Nandy K., Thompson G. I., 1973, MN, 163, 1.
Hutchings J. В., 1976, PASP, 88, 5.
Hutchings J. В., Stoeckley T. R., 1977, PASP, 89, 19.
Ireland J. G., Nandy K, 1969, Aph. Sp. Sc, 5, 438.
Iriarte В., 1969, Bol. Obs. Ton. Tac, 5, 89, 101.
Iriarte Erro В., 1973, Bol. Inst. Tonantz., 1, No. 1, 23.
Isobe S., 1970, Publ. Astron. Soc. Japan, 22, 429.
Isobe S., 1971, Publ. Astron. Soc. Japan, 23, 371.
Isobe S., 1973a, IAU Symp., 52, 11.
Isobe S., 1973b, Publ. Astron. Soc. Japan, 25, 253.
Isserstedt J., 1975, AA, 39, 225.
Isserstedt J., 1977, AA, 54, 553.
Jacobsen P. U., 1970, AA, 4, 302.
Jager С de, Neven I.., 1967, Bull. Astron. Soc. Netherlands Suppl., 2, No. 4, 125.
Jakimova N. N., Svecov J. N., 1972, Астрон. циркуляр, № 679, 5.
Jamar С, Macau D., Praderie F., 1974, AA, 33, 87.
Jamar С et. al., 1976, L'ltraviolet Bright Star Spectrophotomctric Catalogue, Paris.
Janes K. A., 1974, ApJ, 189, 423.
Janes K. A., 1975a, ApJ Suppl., 29, No. 282, 161.
Janes K. A., 1975b, Bull. Amer. Astron. Soc, 7, 435.
Janes K. A., 1975c, Rep. Dudley Obs., 9, 341.
Janes K. A., 1977, AJ, 82, 35.
Janes K. A., McClure R. D., 1971, ApJ, 165, 561.
Janes K. A., McClure R. D., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 99.
Jaschek G., Hernandez E., Sierra A., Gerhardt A., 1972, Publ. La Plata Obs., 38.
Jaschek M., Jaschek C, 1962, La Plata Symp. on Stel. Evol., 137.
Jenkins E. В., Savage B. D., 1973, IAU Symp., 52, 247.
Jenkins E. В., Savage B. D., 1974, ApJ, 187, 243.
Jennens P. A., 1975, MN, 172, 695.
Jennens P. A., Heifer H. L, 1975a, MN, 172, 667.
Jennens P. A., Heifer II. L., 1975b, MN, 172, 681.
Jerzykiewicz M., Opolski A., 1968, PASP, 80, 101.
Johansen К. Т., Gyldenkerne K., 1970, AA Suppl., 1, 165.
Johnson H. L., 1950, ApJ, 112, 240.
Johnson H. L„ 1952a, ApJ, 116, 272.
Johnson H. L., 1952b, ApJ, 116, 640.
Johnson H. L., 1954, ApJ, 119, 181.
Johnson H. L., 1955, Ann. d'Astrophys., 18, 292.
Johnson H. L., 1957, PASP, 69, 404.
Johnson H. L., 1958, Bull. Lowell Obs., 4, No. 90, 37.
Johnson H. L., 1962a, ApJ, 135, 69.
Johnson H. L., 1962b, ApJ, 135, 975.
Johnson H. L., 1963, in: Basic Astron. Data, Chicago, 204.
Johnson H. L., 1964, Bol. Obs. Ton. Tac, 3, No. 25, 305.
Johnson H. L., 1965a, ApJ, 141, 923.
Johnson H. L., 1965b, Com. Lunar and Plan. Labor. Univ. Arizona, 3, 67.
Johnson H. L., 1965c, Com. Lunar and Plan. Labor. Univ. Arizona, 3, 73.
Johnson H. L., 1965d, ApJ, 141, 170.
Johnson H. L., 1966a, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 4, 193.
Johnson H. L., 1966b, Vistas in Astron., 8, 133.
Johnson II. L., 1967a, ApJ, 147, 912.
Johnson H. L., 1967b, ApJ, 149, 345.
Johnson, H. L., 1967c, ApJ, 150, L39.
Johnson H. L., 1968, in: Nebulae and Interst. Matter, Chicago, 167.
Johnson H. L., Borgman J., 1963, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 17, 115.
Johnson H. L., Harris D. L., 1954, ApJ, 120, 196.
Johnson H. L., Knuckles С F., 1955, ApJ, 122, 209.
289

Johnson H. L., Mac Arthur J. W., Mitchell R. L, 1968, ApJ, 152, 465.
Johnson H. L., Mendoza E. E., 1966, Ann. d'Astrophys., 29, 525.
Johnson H. L., Mitchell R. I., 1968, ApJ, 153, 213.
Johnson H. L., Mitchell R. I., 1975, Rev. Мех. Astron. Astrof., 1, No. 3, 299.
Johnson H. L., Mitchell R. I., Iriarte В., Wisniewski W. Z., 1966, Com. Lunar and
Plan. Lab. Univ. Arizona, 4, No. 63, 99.
Johnson II. L., Mitchell R. I., Latham A. S., 1967, Com. Lunar and Plan. Lab. Univ.
Arizona, 6, No. 92, 85.
Johnson H. L., Morgan W. W., 1951, ApJ, 114, 522.
Johnson II. L., Morgan W. W., 1953, ApJ, 117, 313.
Johnson H. L., Morgan W. W., 1955, ApJ, 122, 142.
Jones D. H. P., 1966, IAU Symp., 24, 141.
Jones D. H. P., 1969, 3rd Harvard Conf. on Stel. Atm., 351.
Jones D. H. P., 1971, MN, 154, 79.
Jones D. H. P., 1973a, IAU Symp., 54, 296.
Jones D. I-I. P., 1973b, ApJ Suppl., 25, No. 225, 487.
Jones D. II. P., Carrick D. W., 1973, IAU Symp., 54, 36.
Jones D. H. P., Dixon M. E., 1972, ApJ, 177, 665.
Kacalov V. P., Jakovleva A. V., 1962, Известия Крымской обе, 27, 5.
Kakaras G., 1968, Bull. Vilnius Obs., 22, 25.
Kakaras G., 1969a, Bull. Vilnius Obs., 23, 36.
Kakaras G., 1969b, Bull. Vilnius Obs., 25, 39.
Kakaras G., 1971, Bull. Vilnius Obs., 32, 3.
Kakaras G., 1975, Bull. Vilnius Obs., 41, 37.
Kakaras G., Straizys V., 1969, Bull. Vilnius Obs., 23, 3.
Kakaras G., Straizys V., Sudzius J., Zdanavicius K., 1968, Bull. Vilnius Obs., 22, 3.
Kavaliauskaitc G., 1972, Bull. Vilnius Obs., 33, 3.
Kavaliauskaite G., Straizys V., Azusienis A., 1971, Bull. Vilnius Obs., 32, 18.
Kellman S. A., 1970, PASP, 82, 1368.
Kienle IL, 1940, Z. f. Astrophys., 20, 13.
Kienle H., Strassl H., Wempe J., 1938, Z. f. Astrophys., 16, 201.
Kienle H., Wempe J., Beileke F., 1940, Z. f. Astrophys., 20, 91.
Kilkenny D., 1975, AJ, 80, 134.
King E. S., 1915, Ann. Harvard Obs., 76, 107.
King I., 1952, AJ, 57, 253.
Klare G„ Neckel Th., 1977, AA Suppl., 27, 215.
Klare G., Neckel Th., Schnur G., 1972, AA Suppl., 5, 239.
KHnglesmith D. A„ 1971, Hydrogen Line Blanketed Model Stellar Atmospheres,
NASA SP-3065.
Knapp G. R., Kerr F. J., 1974, AA, 35, 361.
Kodaira K., 1975, in: Problems in Stellar Atm. and Envel., Springer, 149.
Koller U., 1967, Veroff. Bamberg Sternw., 6, No. 47.
Kondo Y., Henize K. G., Kotila С L., 1970, ApJ, 159, 927; IAU Symp., 36, 180.
Kondo Y., Morgan Т. Н., Modisette J. L., 1976a, ApJ., 207, 167.
Kondo Y., Morgan T. IL, Modisette J. L., 1976b, ApJ, 209, 489.
Kopylov I. M., 1958, Известия Крымской обе, 18, 41.
Kopylov I. M., 1970, Известия САО, 2, 42.
Kozak P. P., 1962, Солнечные данные, № 11, 54.
Kraft R. P., 1960a, ApJ, 131, 330.
Kraft R. P., 1960b, ApJ, 132, 404.
Kraft R. P., 1961, ApJ, 134, 616.
Kraft R. P., Hiltner W. A., 1961, ApJ, 134, 850.
Kraft R. P., Kuhi L. V., Kuhi P. S., 1968, AJ, 73, 221.
Kraft R. P., Preston G. W., Wolff S. C, 1964, ApJ, 140, 235.
Kraft R. P., Wrubel M. H., 1965, ApJ, 142, 703.
Krishna Swamy K. S., 1969, AA, 1, 297.
Kristenson H., Rudkjobing M., 1965, J. d. Observateurs, 48, 107.
Kron G. E., 1958, PASP, 70, 561.
Kron G. E., 1960, Vistas in Astron., 3, 171.
Kron G. E., 1963, PASP, 75, 288.
Kron G. E., Gascoigne S. С. В., 1953, ApJ, 118, 511.
290

Kron G. E., Gascoigne S. С. В., White H. S., 1957, AJ, 62, 205.
Kron G. E., Guetter H. H., Riepe B. Y., 1972, Publ. Naval Obs., 20, part 5.
Kron G. E., Mayall N. U., 1960, AJ, 65, 581.
Kron G. E., Smith J. L., 1951, ApJ, 113, 324.
Kron G. E., Svolopoulos S. N., 1959, PASP, 71, 126.
Kron G. E., White H. S., Gascoigne S. С. В., 1953, ApJ, 118, 502.
Kruszewski A., 1962, Acta Astron., 12, 234.
Kruszcwski Л., 1966, Acta Astron., 16, 285.
Krzcminski W., 1959, Acta Astron., 9, 231.
Krzeminski W., 1961, Acta Astron., 11, 7.
Kuiper G. P., 1970a, Com. Lunar and Plan. Lab. Univ. Arizona, 8, No. 142, 121.
Kuiper G. P., 1970b, Com. Lunar and Plan. Lab. Univ. Arizona, 8, No. 156, 337.
Kuiper G. P., Wilson W., Cashman R. J., 1947, ApJ, 106, 243.
Kukarkin B. V., 1940, Астрон. ж., 17, 13.
Kurilienc G., 1977a, Bull. Vilnius Obs., 44, 15.
Kurilienc G., 1977b, Bull. Vilnius Obs., 44, 37.
Kurilienc G., 1977c, канд. диссертация, Вильнюс.
Kurilienc G., Straizys V., 1977, Bull. Vilnius Obs., 44, 3.
Kurilienc G„ Sudzius J., 1974, Bull. Vilnius Obs., 40, 10.
Kurucz R., 1969, 3rd Harvard Conf. on Stel. Atm., 375.
Kurucz R. L., 1974, ApJ., 188, L21.
Kurucz R. L., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 271.
Kurucz R. L., 1976, personal communication.
Kurucz R. L., Peytremann E., Avrett E. H., 1974, Blanketed Model Atmosph. of
Early Type Stars, Smith. Inst. Press, Washington.
Labs D., Neckel H„ 1968, Z. f. Astrophys., 69, 1.
Lagct M., 1972, Scient. Results OAO-2, NASA, 283.
Laget M., 1973, ApJ, 180, 61.
Earners H. J., Hucht K. A. v. d. et al., 1973, AA, 25, 105.
Lamers H. J., Hucht K. A. v. d., Hoekstra R., 1974, Cospar Space Research, 14, 529.
Lampton M., Margon B. et al., 1976a, ApJ, 203, L71.
Lampton M., Margon B. et al., 1976b, Bull. Amer. Astron. Soc, 8, 360.
Lasker В. М., 1970, AJ, 75, 21.
Latham D. W., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 111.
Lee Th. A., 1968, ApJ, 152, 913.
Lee Th. A., 1970, ApJ, 162, 217.
Lillie С E., Witt A. N., 1976, ApJ, 208, 64.
l.indemann E., Hauck В., 1973а, АЛ Suppl., 11, 119.
Lindemann E., Hauck В., 1973b, Publ. Geneve Obs., 79, 201.
Lindholm E. H., 1957, ApJ, 126, 588.
Lindsay E. M., 1950, Irish AJ, 1, 8.
Lockwood G. W., 1968, AJ, 73, 14.
Lockwood G. W., 1970, ApJ, 160, L47.
Lockwood G. W., 1'972, ApJ Suppl., 24, No. 209, 375.
Lockwood G. W., 1973, ApJ, 180, 845.
Lockwood G. W., 1974a, ApJ., 192, 113.
Lockwood G. W., 1974b, ApJ, 193, 103.
Lockwood G. W., McMillan R. S., 1970, Contr. Kitt Peak Obs., 554, 171.
Lockwood G. W., Wing R. F., 1971, ApJ., 169, 63.
Loden L. O., 1961, Ann. Stockholm Obs., 22, No. 1.
Lohmann W., 1939, AN, 269, 216.
Lohmann W., 1946, Veroff. Landcssternw. Heidelberg, 14, 97.
Low F. J., 1968, in: Infrared Astronomy, New York.
Low F. J., 1970, AFCRL Tech. Rep., 70-0179.
Low F. J., Johnson H. L. et a!., 1970, ApJ, 160, 531.
Low F. J., Rieke G. H., Armstrong K. R., 1973, ApJ., 183, L105.
Lub J., Pel J. W., 1977, AA, 54, 137.
Lutz J. H., Lutz Т. Е., 1972, AJ, 77, 376.
Lynds С R., 1957, ApJ, 126, 74.
Lynds В. Т., 1967, PASP, 79, 448.
291

Maeder A., 1968a, Publ. Geneve Obs., 74, 171.
Maeder A., 1968b, Publ. Geneve Obs., 75, 59.
Maeder A., 1968c, Publ. Geneve Obs., 75, 125.
Maeder A., 1971a, Dissertation Thesis, Univ. of Geneva.
Maeder A., 1971b, AA, 10, 354.
Maeder A., 1975, AA, 42, 471.
Maeder A., Cramer N., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 135.
Maeder A., Peytremann E., 1970, AA, 7, 120.
Maitzen H. M., Vogt N. F., IAU Coll. No. 32 (Physics of Ар-Stars), Wien.
Makarenko E. N., 1969, Астрон. циркуляр, 509, 1.
Malaise D., Beeckmans F., Jamar C., 1974, Mem. Soc. Astron. Italiana, 45, 233.
Maliuto V. D., 1969, Publ. Tartu Obs., 38, 79.
Mandel О. Е., 1969, Астрон. циркуляр, 515, 3.
Maran S. P., Kurucz R. L„ Strom K. M., Strom S. E., 1968, ApJ, 153, 147.
Margon В., Bowyer S., 1975, Sky and Telescope, 50, 4.
Margon B. et al., 1976a, ApJ, 209, 525.
Margon B. et al., 1976b, ApJ, 210, L79.
Martin P. G., 1971, MN, 153, 251.
Martin P. G., 1974, ApJ, 187, 461.
Martin P. G., Angel J. R. P., 1974, ApJ, 188, 517.
Martin P. G., Angel J. R. P., 1975, ApJ, 195, 379.
Martin P. G., Angel J. R. P., 1976, ApJ, 207, 126.
Martynov D. J., 1977, Курс практической астрофизики, Москва.
Mason К. О., et al., 1976, MN, 176, 193.
Mathewson D. S., Ford V. L., 1970, Mem. Roy. Astron. Soc, 74, No. 5.
Matsushima S., 1969, ApJ, 158, 1137.
Matsushima S., Hall D. L., 1969, ApJ, 156, 779.
Matthews T. A., Sandage A. R., 1963, ApJ, 138, 49.
Mawridis L., 1958, Z. f. Astrophys., 45, 98.
McClure R. D., 1970, AJ, 75, 41.
McClure R. D., 1972, ApJ, 172, 615.
McClure R. D., 1973, IAU Symp., 50, 162.
McClure R. D., 1974, ApJ, 194, 355.
McClure R. D., 1976, AJ, 81, 182.
McClure R. D„ Bergh S. v. d., 1968, AJ, 73, 313.
McClure R. D., Crawford D. L., 1971, AJ> 76, 31.
McClure R. D., Forrester W. Т., Gibson J., 1974, ApJ, 189, 409.
McClure R. D., Norris J., 1974, ApJ, 193, 139.
McClure R. D., Racine R., 1969, AJ, 74, 1000.
McNally D., 1971, Highlights of Astron., 2, 339.
McNamara D. H., 1967, ApJ, 149, L133.
McNamara D. H., Colton D. J., 1969, PASP, 81, 826.
Meistas E., Zdanavicius K., Straizys V., Gurklyte A., 1975, Bull. Vilnius Obs., 42, 3.
Meistas E„ Zitkevicius V., 1977, Bull. Vilnius Obs., 45, 00.
Melbourne W. G., 1960, ApJ, 132, 101.
Melnikov O. A., 1937, Circ. Pulkovo Obs., No. 21, 3.
Mendez M. E., 1967, Bol. Obs. Ton. Tac, 4, 91.
Mendoza E. F., 1956, ApJ, 123, 64.
Mendoza E. E., 1965, Bol. Obs. Ton. Tac, 4, 3.
Mendoza E. E., 1967, Bol. Obs. Ton. Tac, 4, 114.
Mendoza E. E., 1968, Publ. Dep. Astron. Univ. Chile, No. 7.
Mendoza E. E., 1969a, 3rd Harvard Conf. on Stel. Atm., 27.
Mendoza E. E., 1969b, Bol. Obs. Ton. Tac, 5, No. 32', 104.
Mendoza E. E., 1971a, Bol. Obs. Ton. Tac, 6, No 36, 73.
Mendoza E. E., 1971b, Bol. Obs. Ton. Tac, 6, 137.
Mendoza E. E., 1975, PASP, 87, 495.
Mendoza E. E„ 1976, Rev. Мех, Astron. Astrof., 1, 363, 2, 29, 33.
Mendoza E. E., Johnson H. L., 1965, ApJ, 141, 161.
Mermilliod J. C, 1973, Inf. Bull. Centre de Donnees Stellaires, No. 4, 20.
Mermilliod J. C, 1974, Inf. Bull. Centre de Donnees Stellaires, No. 7, 45.
292

Mermilliod J. С, Nicolet В., 1976, Centre de Donnees Stellaires, Strasbourg.
Merrill K. M., Russell R. W., Soifer В. Т., 1976, ApJ, 207, 763.
Merrill P. W., Sanford R. F., Wilson O. C, Burwell С G., 1937, ApJ, 86, 274.
Merrill P. W., Wilson О. С, 1938, ApJ, 87, 9.
Mezger P. G., 1974, Proc. 1st Europ. Astr. Meet., Athens, 2, 88.
Mianes P., 1963, Ann. d'Astrophys., 26, 1.
Michard R., 1950, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 11, 227.
Mihalas D., 1965, ApJ Suppl., 9, No. 92, 321.
Mihalas D., 1966, ApJ Suppl., 13, No. 114, 1.
Mihalas D., 1972a, ApJ, 176, 139.
Mihalas D„ 1972b, Non LTE Model Atmospheres for В and О Stars, NCAR,
Boulder, Colorado.
Mihalas D., 1974, ApJ, 189, L39.
Mihalas D.. Morton D. C, 1965, ApJ, 142, 253.
Milton R. L., Conti P. S„ 1968, ApJ, 154, 1147.
Miner E. D„ 1966, ApJ, 144, 1101.
Mitchell R. I., Johnson H. L., 1969, Com. Lunar and Plan. Lab. Univ. Arizona, 8,
No. 132, 1.
Moffat A. F. J., 1974, AA, 32, 103.
Moffat A. F. J., Schmidt-Kaler Th., Vogt N., 1973, IAU Symp., 54, 114.
Molnar M. R., 1973, ApJ, 179, 527; Scient. Results OAO-2, NASA, 449.
Molnar M. R„ Stephens Т. С, 1975, Bull. Amer. Astron. Soc, 7, 551.
Molnar M. R., et al., 1976, Bull. Amer. Astron. Soc, 8, 247.
Monfils V, Macau-Hercot D., 1975, Phil. Trans. R. Soc. London, A279, 405.
Moore Ch. E., Minnaert M. G. J., Houtgast J., 1966, The Solar Spectrum 2935—
8770 A, Washington.
Moreno H„ 1971, AA, 12,442.
Moreno H., 1974, Publ. Astron. Dep. Univ. Chile, 2, No. 4.
Morgan W. W„ Harris D. L., 1956, Vistas in Astron., 2, 1124.
Morgan W. W., Harris D. L., Johnson H. L., 1953, ApJ, 118, 92.
Morgan W. W., Wooten B. A., 1934, ApJ, 80, 229.
Morguleff N., Gerbaldi M., 1975, AA Suppl., 19, 189.
Morguleff N., Veron M. P., 1970, AA, 4, 391.
Morris S. С et al., 1973, IAU Symp., 50, 152.
Morrison N. D., 1975, ApJ, 200, 113.
Morrison D., Simon Th, 1973, ApJ, 186, 193.
Morton D. C, 1969, 3rd Harvard Conf. on Stel. Atm., 253.
Morton D. C, 1970, IAU Symp., 36, 59.
Morton D. C, 1974, ApJ, 193, L35.
Morton D. C, 1975, ApJ, 197, 85.
Morton D. C, Adams T. F., 1968, ApJ. 151, 611.
Morton D. C, Drake J. F. et al., 1973, ApJ, 181, L103.
Morton D. С, Ни Е. M., 1975, ApJ, 202, 638.
Munch G., 1965, in: Galactic Structure, Chicago, 203.
Munch G., 1968, in: Nebulae and Interstellar Matter, Chicago, 365.
Murdin P., 1972, MN, 157, 461.
Nandy K., 1964, Publ. Edinburgh Obs., 3, No. 6, 137.
Nandy K., 1965a, Publ. Edinburgh Obs., 5, No. 2, 13.
Nandy K., 1965b, Nature, 208, 274; Com. Edinb. Obs., 31.
Nandy K., 1966, Publ. Edinburgh Obs., 5, 233.
Nandy K., 1967, Publ. Edinburgh Obs., 6, No. 3, 25.
Nandy K., 1968, Publ. Edinburgh Obs., 6, No. 7, 169.
Nandy K., Kontizas E., 1976, Proc. 3rd Europ. Astr. Meet, Tbilisi, 82.
Nandv K., Napier W. M., Thompson G. I., 1971, Aph. Sp. Sc, 12, 151.
Nandy K., Schmidt E. G., 1975, ApJ, 198, 119.
Nandy K., Seddon H., 1970, Nature, 226, 63; Com. Edinb. Obs., 84.
Nandy K-, Seddon H., 1971, AN, 293, 37.
Nandy K., Thompson G. I., 1975, MN, 173, 237.
Nandy K., Thompson G. I., Humphries С. М., 1974, MN, 166, 297.
Nandy K., Thompson G. I., Humphries С. М., 1976, IAU Symp., 72, 161.
293

Nandy K-, Thompson G. 1., Wilson R., Jamar C, Monfils A., 1974, Mem. Soc. Astron.
ltaliana, 45, 223.
Nandy K., Thompson G. I., Jamar C, Monfils A., Wilson R., 1975a, AA, 44, 195.
Nandy K., Thompson G. I., Jamar C, Monfils A., Wilson R., 1975b, Phil. Trans. R.
Soc. London, A279, 337.
Nandy K., Thompson G. J., Jamar C, Monfils A., Wilson R., 1976, AA, 51, 63.
Nandy K., Wickramasinghe N. C, 1971, MN, 154, 255.
Navach C, 1970, Publ. Geneve Obs., 77.
Navach C, 1973, AA, 22, 371.
Navach C, Lehmann M., 1971, AA, 13, 323.
Neckel Т., Klare G., 1976, AA, 52, 77.
Neff J. S., 1966, AJ, 71, 202.
Neff J. S., 1968, AJ, 73, 75.
Neff J. S., Honey К . R., 1969, 3rd Harvard Conf. on Stel. Atm., 301.
Neff J. S., Travis L. D., 1967, AJ, 72, 48.
Nekrasova S. V. et al., 1962, Известия Крымской обе, 27, 228.
Newell E. В., 1973, IAU Symp., 54, 86.
Ney E. P., Strecker D. W., Gehrz R. D., 1973, ApJ, 180, 809.
Nikolov N. S., 1964, Астрон. циркуляр, 309, 3.
Nikolov N. S., 1965, Астрон. циркуляр, 312, 1.
Nikolov N. S., 1966, Астрон. ж., 43, 783.
Nikolov N. S., 1967, Астрон. ж., 44, 120.
Nikolov N. S., 1968, Astroph. Lett., 1, 151.
Nikolov N. S„ lvanov G. R., 1970, Астрон. ж., 47, 1004.
Nikolov N. S., lvanov G. R., 1973, Перем. звезды, 19, 207.
Nikolov N. S., lvanov G. R., 1974a, Астрон. ж., 51, 132.
Nikolov N. S., lvanov G.'R., 1974b, AN, 295, 207.
Nikonov V. В., 1944, Докл. Акад. наук СССР, 45, 151.
Nikonov V. В., 1953, Бюлл. Абастуманской обе, 14.
Nikonov V. В., 1954, Известия Крымской обе, 12, 134.
Nikonov V. В., 1976, Известия Крымской обе, 54, 3.
Nikonov V. В., Nikonova E. К., 1952, Известия Крымской обе, 9, 41.
Nissen P. L., 1970, АА, 6, 138.
Nissen Р. Е., 1976, АА, 50, 343.
Norris J., 1974, ApJ, 194, 109.
Ohanesyan О. V., 1976, Сообщения Бюраканской обе, 48, 14.
Oinas V., 1974, ApJ Suppl., 27, No. 250, 391.
Oja Т., 1963, Arkiv f. Astron., 3, 273.
Olsen L. 11., 1971, AA, 15, 161.
Olson B. I., 1975, PASP, 87, 349.
Olson E. C, 1974a, PASP, 86, 80.
Olson E. C, 1974b, AJ, 79, 1424.
Oort J. H., 1938, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 8, 233.
Oosterhoff P. Th., 1951, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 11, 299.
Oosterhoff P. Th., 1966a, Vistas in Astron., 8, 179.
Oosterhoff P. Th., 1966b, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 18, 140.
Oosterhoff P. Th., Ponsen J., 1966, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 18, 150.
Oosterhoff P. Th., Walraven Th., 1966, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 18, 387.
Opik E., 1931, Circ. Harvard Obs., No. 359.
Opik E., Liviander R., 1925, Publ. Tartu Obs., 26, No. 3.
Osawa K., 1963, Contr. Bosscha Obs., 21, 25.
Osborn W., 1971, Observatory, 91, 223.
Osborn W., 1973a, IAU Symp., 50, 176.
Osborn W., 1973b, AA, 23, 151.
Osborn W., 1973c, ApJ, 186, 725.
Osborn W., 1974, MN, 168, 291.
Osborn W., 1975, MN, 172, 631.
Osborn W., Claria J. J„ 1976, IAU Symp., 72, 101.
Osmer P. S., Peterson D. M., 1974, ApJ, 187, 117.
Page T. L., Carruthers G. R., 1975, Bull. Amer. Astron. Soc, 7, 551.
294

Palmer L, 1977, AJ, 82, 158.
Panek R. J., Savage B. D., 1976, ApJ, 206, 167.
Paradijs J. van, 1976, AA Suppl., 24, 53.
Parenago P. P., 1933, Успехи астрон. наук, 2, 104.
Parenago P. P., 1948, Успехи астрон. наук, 4, 257.
Parenago P. P., 1958, Астрон. ж., 35, 169.
Parkhurst J. A., 1912, ApJ, 36, 169.
Parsons S. В., 1970, ApJ, 159, 951.
Parsons S. В., 1971, MN, 152, 121.
Parsons S. В., 1972, Scient. Results OAO-2, NASA, 461.
Peat D. W., 1964a, MN, 128, 435.
Peat D. W., 1964b, MN, 128, 475.
Peat D. W„ 1966, MN, 131, 467.
Peat D. W., Pemberton A. C, 1968, MN, 140, 21.
Pel. J. W., 1976, AA Suppl., 24, 413,
Penston M. V., Hunter J. K., O'Neill A., 1975, MN, 171, 219.
Perrin M. N., 1973, AA, 25, 79.
Perry С L., 1969, AJ, 74, 705.
Peytremann E., 1974a, AA, 33, 203.
Peytremann E., 1974b, AA Suppl., 18, 81.
Peytremann E., 1975a, AA, 38, 417.
Peytremann E., 1975b, AA, 39, 393.
Peytremann E., 1975c, Rep. Dudley Obs., 9, 183.
Peytremann E., 1975d, Bull. Soc. Roy. Sci. Liege, 44, 119; Com. Mons 47.
Peytremann E., Davis R. J., 1972, Scient. Results OAO-2, NASA, 159.
Pevtremann E., Davis R. J., 1974, ApJ Suppl., 28, No. 260, 211.
Philip A. G. D., 1972, ApJ, 171, L51.
Philip A. G. D., 1973, Rep. Dudley Obs., 8.
Philip Л. G. D., Matlock L. Т., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 45.
Philip A. G. D., Miller T. M., Relyea L., 1976, Pieprint.
Philip Л. G. D., Newell В., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 161.
Pickering E. C, 1891, AN, 128, 377.
Pilowski K., 1950, AN, 278, 145.
Pilowski K., 1951, AN, 279, 208.
Pilowski K., 1952, Z. f. Astrophys., 31, 26.
Pismis M. P., 1941, Bull. Harvard Obs., 915, 27.
Plaskett H. H. 1923, Publ. Dom. Obs. Victoria, 2, 213.
Ponsen J., Oosterhoff P. Th., 1966a, Bull. Astron. Inst. Netherlands Suppl., 1, 3.
Ponsen J., Oosterhoff P. Th., 1966b, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 18, 459.
Powell A. L. Т., 1972, MN, 155, 483.
Praderie F., 1969, 3rd Harvard Conf. on Stel. Atm., 215.
Price M. J., 1966a, MN, 133, 449.
Price M. J., 1966b, MN, 134, 135, 171.
Przybvlski A., Kennedy P. M., 1965, MN, 129, 63.
Purgathofer A., 1961, Z. f. Astrophys., 52, 22.
Racine R., 1968, AJ, 73, 233.
Racine R.. 1974, AJ, 79, 945.
Rego M. E„ Williams P. M., Peat D. W., 1972, MN, 160, 129.
Rex K. H„ Hayes D. S„ 1975, Bull. Amer. Astron. Soc., 7, 249.
Relyea L. J., Kurucz R. L., 1977, ApJ, in press.
Riegler G. R., Garmire G. P., 1975, AA, 45, 213.
Rijf R. et al., 1969, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 20, 279.
Robinson B. J., 1976, Proc. Astron. Soc. Australia, 3, 12.
Rodgers Л. W., 1961, MN, 122, 413.
Rodriguez M. H., 1969, Астрофизика, 5, 269.
Rodriguez M. H., 1970, Астрофизика, 6, 513.
Rogerson J. B. et al., 1973, ApJ, 181, LI 10.
Roman N.. 1954, AJ, 59, 307.
Romasin G. S., 1965, Труды АО Ленингр. унив., 22, 104.
Romasin G. S., 1966, Труды АО Лениигр. унив., 23, 58.
Romasin G. S., 1970, Сборник АО Уральск, унив., 7, 115.
295

Romasin G. S., 1972, Астрои. циркуляр, 689, 4.
Romasin G. S., 1974a, Канд. диссертация.
Romasin G. S., 1974b, Астрои. циркуляр, 830, 1.
Rosenberg H., 1914, Nova Acta (Abh. Deutschen Akad. d. Naturforscher), 101, Nr. 2.
Roslund C, Ardeberg A., 1967, Arkiv f. Astron., 4, 441.
Rossiger S., 1971, AN, 293, 211.
Rousseau J., 1968, Ann. d'Astrophys., 31, 413.
Roxburg I. W., Strittmatter P. A., 1965, Z. f. Astrophys, 63, 15.
Rozis-Saulgeot A. M., 1956, Ann. d'Astrophys., 19, 274.
Rudkjobing M., 1970, Aph. Sp. Sc, 6, 157.
Rufener F. G., 1971, AA Suppl., 3, 181.
Rufener F., 1976, AA Suppl., 26, 275.
Rufener F., Maeder A., 1971, AA Suppl., 4, 43.
Rufener F., Maeder A., 1973a, IAU Symp., 54, 156.
Rufener, F., Maeder A., 1973b, IAU Symp., 54, 298.
Rufener F. et al., 1964, Publ. Geneve Obs., 66.
Rufener F. et al., 1966, J. d. Observateurs, 49, 417.
Rybka E„ 1963, Acta Astron., 13, 169.
Rydgren A. E., Strom S. E., Strom К- М., 1976, ApJ Suppl., 30, 307.
Salomonovic A. E., 1969, Природа, № 9, 18.
Salpeter E. E., 1975, Lecture Notes in Physics, 42, 1.
Sandage A., 1969, ApJ, 158, 1115.
Sandage A., 1975, PASP, 87, 853.
Sandage A. R., Eggen O. J., 1959, MN, 119, 278.
Sandage A., Smith L. L., 1963, ApJ, 137, 1057.
Sandage A. R., Walker M. F„ 1955, AJ, 60, 230.
Sanders W., 1975, personal communication.
Sapar A., Maliuto V., 1974, Publ. Tartu Obs., 42, 71.
Savage B. D., 1973, IAU Symp., 52, 21.
Savage B. D., 1975, ApJ, 199, 92.
Savage B. D., Code A. D., 1970, IAU Symp., 36, 302.
Savage B. D., Jenkins E. В., 1972а, Scient. Results OAO-2, NASA, 237.
Savage B. D., Jenkins E. В., 1972b, ApJ, 172, 491.
Savage B. D., Panek R. J., 1974, ApJ, 191, 659.
Scarfe C. D., 1966, MN, 133, 99.
Schalen C., 1951, Ann. Uppsala Obs., 3, No. 5.
Schalen C, 1975, AA, 42, 251.
Schild R. E., 1973a, AJ, 78, 37.
Schild R. E., 1973b, IAU Symp., 54, 31.
Schild R. E., 1977, AJ, 82, 337.
Schilt J., Jackson C, 1949, AJ, 55, 9.
Schilt J., Jackson C, 1952, AJ, 56, 209.
Schmidt E. G., 1972, ApJ, 174, 605.
Schmidt E. G., 1973, MN, 163, 67.
Schmidt H., 1958, Z. f. Astrophys, 44, 129.
Schmidt К. Н., 1956, Mitt. Sternw. Jena, No. 21.
Schmidt К. Н., 1967, Mitt. Sternw. Jena, No. 27.
Schmidt-Kaler Th., 1958, Z. f. Astrophys., 46, 145.
Schmidt-Kaler Th., 1961a, Z. f. Astrophys., 53, 1.
Schmidt-Kaler Th., 1961b, Z. f. Astrophys., 53, 28.
Schmidt-Kaler Th., 1961c, AN, 286, 113.
Schmidt-Kaler Th., 1961d, Observatory, 81, 246.
Schmidt-Kaler Th., 1965, Landolt-Bornstein Zahlenwerte und Funktionen aus Na-
turw. und Technik, Neue Serie, Gr. VI.
Schoneich W., Hildebrandt G., Fiirtig W„ 1976, AN, 297, 39.
Schreur J. J., 1973, AA, 26, 263.
Schroder R., 1976, AA Suppl., 23, 125.
Schultz G. V., Wiemer W., 1975, AA, 43, 133.
Schuster W. J., 1976, Rev. Мех. Astron. Astrof., 1, 327.
296

Schwarzschild К., 1912, Abhandl. Konigl. Ges. d. Wiss. zu Gottingen, 8, No. 4.
Schwarzschild M., Searle L., Howard R., 1955, ApJ, 122, 353.
Searcs F. H., 1922, Trans. IAU, 1, 69.
Scares F. H., Kapteyn J. C, Rhijn P. J. van, 1930, Mount Wilson Catal. of Photogr.
Magn. in SA 1-139.
Sears R. L., Whitford A. E„ 1969, ApJ, 155, 899.
Seddon H., 1967a, Nature, 214, 257; Com. Edinb. Obs., 41.
Seddon H., 1967b, Nature, 215, 495; Com. Edinb. Obs., 44.
Seddon H., 1968, Nature, 217, 932; Com. Edinb. Obs., 48.
Seitter W. C, 1962, Verof. Sternw. Bonn, 64.
Serkowski K., 1963, ApJ, 138, 1035.
Serkowski K., 1965a, ApJ, 141, 1340.
Serkowski K., 1965b, Acta Astron., 15, 79.
Serkowski K., 1968, ApJ, 154, 115.
Serkowski K., 1970, PASP, 82, 908.
Serkowski K., 1973, IAU Symp., 52, 145.
Serkowski K., Gchrels Т., Wisniewski W., 1969, AJ, 74, 85.
Serkowski K., Mathewson D., Ford V. L., 1975, ApJ, 196, 261.
Serkowski K., Robertson J. W., 1969, ApJ, 158, 441.
Seyfert С. К-, Popper D. M., 1941, ApJ, 93, 461.
Sharpicss S„ 1952, ApJ, 116, 251.
Sharpless S., 1958, PASP, 70, 392.
Sharpless S., 1963, in: Basic Astron. Data, Chicago, 225.
Sharpless S., Wawrukiewicz A. S., 1973, AJ, 78, 477.
Sherwood W. A., 1974, Publ. Edinburgh Obs., 9, 85.
Sherwood W. A., 1975, Aph. Sp. Sc, 34, 3.
Shobbrook R. R„ 1976, MN, 176, 673.
Simon Т., Morrison D., Cruikshank D. P., 1972a, ApJ, 177, L17.
Simon Т., Morrison D., Cruikshank D. P., 1972b, PASP, 84, 643.
Sinnerstad U. et al., 1967, Arkiv f. Astron., 5, 105.
Sinton W. M., Strong J., 1960, ApJ, 131, 470.
Sivertsen S., 1972, Rep. Inst. Theor. Astroph. Blindern-Oslo, No. 34.
Slettebak A., 1966, ApJ, 145, 126.
Slettebak A., 1970, Coll. Stellar Rotation, Columbus, 3.
Slettebak A., Wright R. R., Graham J. A., 1968, AJ, 73, 152.
Smak J., 1960, Acta Astron., 10, 167.
Smak J., 1962, Postepy Astron., 10, 253.
Smak J., 1966a, Acta Astron., 16, 109.
Smak J., 1966b, Coll. Late Type Stars, Trieste, 116.
Smith A. M., 1967, ApJ, 147, 158.
Smith A. M., 1974, ApJ, 190, 565.
Smith E. v. P., 1956, ApJ., 124, 43.
Smith M., 1968, PASP, 80, 223.
Smith L. L., Steinlin U. W., 1964, Z. f. Astrophys., 58, 253.
Smolinski J., 1969, Acta Astron., 19, 103.
Snow T. P., 1973a, AJ, 78, 913.
Snow T. P., 1973b, ApJ, 184, 135.
Snow T. P., 1975, ApJ, 202, L87.
Snow T. P., 1976, ApJ, 204, 759.
Snow T. P., Cohen J. G., 1974, ApJ, 194, 313.
Snow T. P., Cohen J. G., 1975, Aph. Sp. Sc, 34, 33.
Snow T. P., York D. G., 1975, Aph. Sp. Sc, 34, 19.
Snow T. P., York D. G., Welty D. E., 1977, AJ, 82, 113.
Sperauskas J., 1974, Bull. Vilnius Obs., 38, 16.
Spinrad H., 1973, ApJ, 183, 923.
Spinrad H., Taylor B. J., 1969, ApJ, 157, 1279.
Spinrad H., Taylor B. J., 1971a, ApJ, 163, 303.
Spinrad H., Taylor B. J., 1971b, ApJ Suppl., 22, No. 193, 445.
Spinrad H., Wing R. F., 1968, in: Infrared Astronomy, New York, 63.
Spitzer L., Jenkins E. В., 1975, Ann. Rev. Astron. Astroph., 13, 133.
Stebbins J., 1910, ApJ, 32, 185.
20 В. Страйжнс
297

Stebbins J., 1928, Publ. Washburn Obs., 15, 3.
Stebbins J., 1945, ApJ, 101, 47.
Stebbins J., 1946, ApJ, 103, 108.
Stebbins J., 1950, Observatory, 70, 206.
Stebbins J., 1955, PASP, 65, 118.
Stebbins J., Huffer С. М., 1934, Publ. Washburn Obs., 15, 217.
Stebbins J., Huffer С. М., Whitford A. E., 1939, ApJ, 90, 209.
Stebbins J., Huffer С. М., Whitford A. E., 1940, ApJ, 91, 20.
Stebbins J„ Huffer С. М., Whitford A. E., 1941, ApJ, 94, 215.
Stebbins J., Kron G. E., 1954, ApJ, 120, 189.
Stebbins J., Kron G. E., 1956, ApJ, 123, 440.
Stebbins J., Kron G. E., 1957, ApJ, 126, 266.
Stebbins J., KronG. E., 1964, ApJ, 139, 424.
Stebbins J., Kron G. E., Smith J. L., 1952, ApJ, 115, 292.
Stebbins J., Whitford A. E., 1938, ApJ, 87, 237.
Stebbins J., Whitford A. E., 1943, ApJ, 98, 20.
Stebbins J., Whitford A. E., 1945, ApJ, 102, 318.
Stebbins J., Whitford A. E., 1948, ApJ, 108, 413.
Stebbins J., Whitford A. E., Johnson H. L., 1950, ApJ., 112, 469.
Stecher Th. P., 1965, ApJ, 142, 1683.
Stecher Th. P., 1969, ApJ, 157, L125.
Steiger P., 1975, Publ. Geneve Obs., 81.
Steigman G., Strittmatter P. A., Williams R. E., 1975, ApJ, 198, 575.
Steinlin U., 1956, Z. f. Astrophys, 39, 210.
Steinlin U. W„ 1968, Z. f. Astrophys., 69, 276.
Steinlin U., 1973, IAU Symp., 50, 226.
Stock J., 1956a, ApJ, 123, 253.
Stock J., 1956b, ApJ, 123, 258.
Stock J., 1969, Vistas in Astron., 11, 127.
Stoeckley T. R„ 1968, MN, 140, 141.
Stoeckly R., Dressier K., 1964, ApJ., 139, 240.
Stakes G. M., Hobbs L. M., 1976, ApJ, 208, L95.
Stokes N. R., 1972a, MN, 159, 165.
Stokes N. R., 1972b, MN, 160, 155.
Storer N. W., 1929, Bull. Lick Obs., 14, No. 410, 41.
Stoy R. H., 1956, Vistas in Astron., 2,, 1099.
Straizys V., 1963a, Bull. Vilnius Obs., 5, 1.
Straizys V., 1963b, Bull. Vilnius Obs., 6, 1.
Straizys V., 1963c, Bull. Vilnius Obs., 6, 9.
Straizys V., 1963d, Bull. Vilnius Obs., 6, 23.
Straizys V., 1963e, Астрон ж., 40, 332; Soviet Astron. 7, 253.
Straizys V., 1963f, Астрон. ж., 40, 912; Soviet Astron. 7, 699.
Straizys V., 1963g, Астрон. циркуляр, 254, 3.
Straizys V., 1964a, Астрон. ж., 41, 128; Soviet Astron., 8, 96.
Straizys V., 1964b, Астрон. ж., 41, 406; Soviet Astron., 8, 317.
Straizys V., 1964c, Астрон. ж., 41, 750; Soviet Astron., 8, 596.
Straizys V., 1964d, Астрон. ж., 41, 979; Soviet Astron., 8, 784.
Straizys V., 1964e, Bull. Vilnius Obs., 11, 11.
Straizys V., 1964f, Bull. Vilnius Obs., 11, 48.
Straizys V., 1965a, Астрон. ж., 42, 203.
Straizys V., 1965b, Bull. Vilnius Obs., 15, 3.
Straizys V., 1966, Trans. IAU, 12B, 261.
Straizys V., 1969, Bull. Vilnius Obs., 26, 29.
Straizys V., 1970a, Bull. Vilnius Obs., 29, 25.
Straizys V., 1970b, Bull. Vilnius Obs., 29, 33.
Straizys V.. 1970c, Докт. диссертация, Вильнюс.
Straizys V., 1972, неопубликовано.
Straizys V., 1973a, AA, 28, 349.
Straizys V., 1973b, Bull. Vilnius Obs., 36, 3.
Straizys V., 1974a, Астрон. циркуляр, 831, 3.
Straizys V., 1974b, AA, 36, 435.
298

Straizys V., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 65.
Straizys V., 1977a, Bull. Vilnius Obs. 45.
Straizys V., 1977b, Bull. Vilnius Obs., 46.
Straizvs V., 1977c, 1AU Symp., 80.
Straizys V., 1977d, Bull. Vilnius Obs., 47.
Straizys V., Bartkevicius A., 1967, Астрон. циркуляр, 431, 2.
Straizys V., Drazdys R., Gurklyte A., 1970, Bull. Vilnius Obs., 29, 13.
Straizys V., Kavaliauskaite G., 1967, Bull. Vilnius Obs., 20, 3.
Straizvs V., Kuriliene G., 1975, Bull. Vilnius Obs., 42, 16.
Straizvs V., Sudzius I., Kuriliene G„ 1976, AA, 50, 413.
Straizys V., Sviderskiene Z., 1972a, Bull. Vilnius Obs., 35, 3.
Straizys V., Sviderskiene Z., 1972b, AA, 17, 312.
Straizys V., Zdanavicius K-, 1965a, Бюлл. Абастумапском обе, 33, 74.
Straizvs V., Zdanavicius K., 1965b, Астрон. циркуляр, 320, 1.
Straizvs V., Zdanavicius K., 1965c, Bull. Vilnius Obs., 14, 3.
Straizys V., Zdanavicius K., 1970, Bull. Vilnius Obs., 29, 15.
Straizys V., Zitkevicius V., 1977, Астрон. ж., 54, 98/.
Strassl H., 1932, Z. f. Astrophvs, 5, 205.
Strecker D. W., Ney K. P., 1974, Л J, 79, 797.
Strohbach P., 1970, ЛЛ, 6, 385.
Strohmeier W.. 1939, Z. f. Astrophys, 17, 83.
Strom K. M., Strom S. E., 1970, ApJ, 162, 523.
Strom K. M., Strom S. E., Carrasco L., Vrba Г. J., 1975, ApJ, 196, 489.
Strom S. E., 1972, PASP, 84, 745.
Strom S. E., Avrett E. H., 1964, ApJ, 140, 1381.
Strom S. E., Avrett E. 11., 1965, ApJ Suppl., 12, No. 103, 1.
Strom S. E., Strom К. М. et al., 1972a, ApJ, 171, 267.
Strom S. E., Strom K. M., Bregman J. N., 1971, PASP, 83, 768.
Strom S. E., Strom К. М., Carrasco L., 1974, PASP, 86, 798.
Stromgren В., 1937, in: Handbuch der Experimentalphvsik (Astrophysik), 26, 319.
Stromgren В., 1951, AJ, 56, 142.
Stromgren В., 1952, AJ, 57, 200.
Stromgren В., 1954, AJ, 59, 193.
Stromgren В., 1956а, Vistas in Astron., 2, 1336.
Stromgren В., 1956b, Proc. 3rd Berkeley Symp. Math. Stat. Probab., 49.
Stromgren В., 1958а, Observatory, 78, 137.
Stromgren В., 1958b, in: Stellar Popul., 245, 385.
Stromgren В., 1962, in: Interstellar Matter in Galaxies, 274.
Stromgren В., 1963а, in: Basic Astron. Data, Chicago, 123.
Stromgren В., 1963b, Quart. J. Roy. Astron. Soc, 4, 8.
Stromgren В., 1964, Astroph. Norvegica, 9, 333.
Stromgren В., 1966а, Ann. Rev. Astron. Astroph., 4, 433.
Stromgren В., 1966b, in: Stellar Evolution, New York, 391.
Stromgren В., Gyldenkerne K-, 1955, ApJ, 121, 43.
Stromgren В., Perry С L., 1965, Photoelectric uvby Photometry for 1217 Stars.
Strong J., 1941, J. Franklin Inst., 232, 1.
Strong J., 1965, Scientific American, 212, 28.
Struve O., 1931, Observatory, 54, 80.
Struve O., 1933, Popular Astron., 41, 423.
Struve O., Keenan P. C, Hynek J. A., 1934, ApJ, 79. 1.
Sturch C, Heifer H. L., 1971, AJ, 76, 334.
Sturch C, Heifer H. L., 1972a, AJ, 77, 726.
Sturch C, Heifer H. L., 1972b, AJ, 77, 730.
Sudbury G. C, 1971, MN, 153, 241.
Sudzius J., 1969, Bull. Vilnius Obs., 26, 23.
Sudzius J., 1974a, Bull. Vilnius Obs., 39, 3.
Sudzius J., 1974b, Bull. Vilnius Obs., 39, 11.
Sudzius J., 1974c, Bull. Vilnius Obs., 39, 18.
Sudzius J., 1975, неопубликовано.
Sudzius J., Straizys V.. 1976, Bull. Vilnius Obs., 43, 3.
299

Sudzius J., Zdanavicius K., Sviderskiene Z., Straizys V., Bartkevicius A., Zitkevi-
cius V., Kavaliauskaite G., Kakaras G., 1970, Bull. Vilnius Obs., 29, 3.
Sviderskiene Z., 1974, Bull. Vilnius Obs., 40, 26.
Sviderskiene Z., Bartkevicius A., 1976, иеопубликовано.
Sviderskiene Z., Straizys V., 1969, Bull. Vilnius Obs., 24, 29.
Sviderskiene Z., Straizys V., 1970, Bull. Vilnius Obs., 28, 55.
Sviderskiene Z., Straizys V., 1971, Bull. Vilnius Obs., 31, 3.
Sarov A. S., 1958, Труды Гос. астр. инст. Штернберга, 29, 3.
Sarov A. S., 1962, Бюлл. Абастуманской обе, 27, 133.
Sarov A. S., 1971, в кн. «Методы исслед. пер. звезд», Москва, 279.
Sarov A. S„ Arkhipova V. Р., 1964, Сообщ. Гос. астр. инст. Штернберга, 130, 3.
Sarov A. S., Jakimova N. N., 1970, Труды Гос. астр. инст. Штернберга, 40, 106.
Tarafdar S. P., Vardya M. S., 1972a, ApJ, 171, 185.
Tarafdar S. P., Vardya M. S., 1972b, ApJ, 178, 503.
Tarafdar S. P., Vardya M. S., 1972c, ApJ, 178, 509.
Tarafdar S. P., Vardya M. S., 1973, ApJ, 179, 231.
Tavlor B. J., 1970, ApJ Suppl., 22, No. 186, 177.
Taylor B. J., Spinrad IL, Schweizer F., 1972, ApJ, 173, 619.
Tebbe P. L., 1969, AJ, 74, 920.
Terashita Y., Matsushima S., 1969, ApJ, 156, 203.
Terescenko V. M., 1976, Астрой, ж., 53, 74.
Thomas J. A., Hyland A. R., Robinson G., 1973, MN, 165, 201.
Thomas J. A., Robinson G„ Hyland A. R., 1976, MN, 174, 711.
Thompson G. I., Humphries С M., Nandy K., 1974, ApJ, 187, L81.
Tifft W. G., 1961, AJ, 66, 390.
Travis L. D., Matsushima S., 1973a, ApJ, 182, 189.
Travis L. D., Matsushima S., 1973b, ApJ, 182, 205.
Treanor P. J., 1963, AJ, 68, 185.
Troy B. E., Johnson С Y., Young J. M., Holmes J. C, 1975, ApJ, 195, 643.
Trumpler R. J., 1930, PASP, 42, 267.
Turner В. Е., 1974a, J. Roy. Astron. Soc. Canada, 68, 55.
Turner В. Е., 1974b, in: Galactic and Extra-Galactic Radio Astronomy, Berlin, 199.
Turner D„ 1976, AJ, 81, 97.
Turnrose В. Е., 1974, PASP, 86, 545;
Uesugi A., Fukuda I., 1970, Contr. Kwasan Obs., No. 189.
Underh "" *
Underh
Underh
Underh:
Underh:
Underh:
Underh
Underh
Underh
Underh
И А. В., 1955, Publ. Dom. Obs. Victoria, 10, 201.
11 А. В., 1962, Publ. Dom. Obs. Victoria, 11, 433, 467.
11 A., 1964, Observatory, 84, 35.
11 А. В., 1972, Scient. Results OAO-2, NASA, 367.
II А. В., 1973а, АА, 25, 161.
11 А. В., 1973b, AA, 25, 175.
II А. В., 1974, ApJ Suppl., 27, 359.
11 А. В., Hucht K. A. van der, 1977, AA, 54, 393.
И А. В., Leckrone D. S., West D. K., 1972, Scient. Results OAO-2, NASA, 393.
11 A., Walker G. A. H., 1966, MN, 131, 475.
Vardya M. S., 1976, Aph. Sp. Sc, 41, LI.
Vasilevskij A. E., 1968, Астрон. циркуляр, 478, 3.
Vasilevskij A. E., 1969, Астрон. ж., 46, 616.
Veeder G. J., 1974, AJ, 79, 1056.
Vigroux E., 1953, Ann. de Phys., 8, 709.
Viotti R., Lamers H., 1975, AA, 39, 465.
Visvanathan N., 1967, ApJ, 148, 655.
Vleck J. H. van, 1947, Phys. Rev., 71, 425.
Voigt H. H., 1963, Mitt. Astron. Gess., 16, 17.
Vrba F. J., Strom K. M., Strom S. E., Grasdalen G. L., 1975, ApJ, 197, 77.
Vreux J. M., Malaise D., Swings J. P., 1973, AA, 29, 211.
Walker G. A. H., 1962, Observatory, 82, 52.
Walker G. A. H., 1963, MN, 125, 141.
Walker G. A. H., 1964, ApJ, 140, 1613.
Walker G. A. H. et al., 1971, Publ. Dom. Obs. Victoria, 13, 415.
300

Walker G. A. H., Hodge S. M, 1965, Publ. Dom. Obs. Victoria, 12, 401.
Walker G. A. H., Hutchings J. В., Younger P. R, 1969, AJ, 74, 1061.
Walker M. R, 1969, ApJ, 155, 447.
Walker M. R, 1970, PASP, 82, 672.
Walker K. G., 1969. Phil. Trans. Roy. Soc. London, A264, 209.
Wallenquist A., 1949, Ann. Uppsala Obs., 3, No. 2.
Wallerstein G., 1962, ApJ Suppl., 6, No. 61.
Wallerstein G., 1964, PASP, 76, 175.
Wallerstein G., Carlson M., 1960, ApJ, 132, 276.
Wallerstein G., Heifer H. L., 1966, AJ, 71, 350.
Wallerstein G., et al., 1963, ApJ, 137, 280.
Wairaven Th., 1966, 1AU Symp., 24, 274.
Wairaven Th., Fokker A. D., 1952, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 11, 441.
Wairaven Т., Wairaven J., 1960, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 15, 67.
Wairaven J. H., Wairaven Th., 1975, Mont. Notes Astron. Soc. South Africa 34, 56.
Wairaven J. H., et al., 1964, Bull. Astron. Inst. Netherlands, 17, 520.
Wampler E. J., 1961, ApJ, 134, 861.
Wampler E. J., 1962, ApJ, 136, 100.
Wampler E. J., 1963, ApJ, 137, 1071.
Wampler E. J., 1964, ApJ, 140, 1615.
Wampler E. J., 1966, ApJ, 144, 921.
Warren W. H., 1973, AJ, 78, 192.
Warren W. H., 1976, MN, 174, 111.
Watson W. D., Salpeter E. E., 1973, in: Mol. in Galact. Environ., New York, 375.
Wawrukiewicz A. S., 1971, PASP, 83, 57.
Weaver H. R, 1952, ApJ, 116, 612.
Weistrop D„ 1967, PASP, 79, 546.
Wempe J., 1947, AN, 275, 97.
Werner M. W., et al., 1969, ApJ, 155, 485.
Wesselius P. R. et al., 1976, Proc. 3rd Eur. Astr. Meet., Tbilisi, 67.
Westerlund В., 1959, PASP, 71, 156.
White N. M., 1970, Contr. Kitt Peak Obs., 554, 163.
White N. M., 1971, Coll. on Supergiant Stars, Trieste, 160.
White R. E., 1975, Rep. Dudley Obs., 9, 367.
Whiteoak J. В., 1966, ApJ, 144, 305.
Whitford A. E., 1938, Publ. Amer. Astron. Soc, 9, 137.
Whitford A. E., 1948, ApJ, 107, 102.
Whitford A. E., 1958, AJ, 63, 201.
Whittet D. С. В., 1974, MN, 168, 371.
Whittet D. С. В., 1977, MN, 180, 29.
Whittet D. С. В., Breda I. G. van, 1975, Aph. Sp. Sc, 38, L3.
Whittet D. С. В., Breda I. G. van, Glass I. S., 1976, MN, 177, 625.
Whittet D. С. В., Breda I. G. van, Glass I. S., 1977, MN, in press.
Whittet. D. С. В., Breda I. G„ van, Nandy K., 1973, Nature, 243, 21; Com. Edinb.
Obs. 147.
Wickramasinghe D. Т., 1972, Mem. Roy. Astron. Soc, 76, 129.
Wickramasinghe N. C, 1963, MN, 126, 99.
Wickramasinghe N. C, 1965, MN, 131, 177.
Wickramasinghe N. C, Nandy K., 1970, Nature, 227, 51.
Wickramasinghe N. C, Nandy K., 1971, MN, 153, 205.
Wickramasinghe N. C, Nandv K., 1972, Rep. Progr. Phys., 35, 157; Com. Edinb.
Obs., 133.
Wiemer W., 1974, Verof. Sternw. Bonn., 88.
Wildey R. L., 1963, AJ, 68, 190.
Wildey R. L„ 1964, ApJ Suppl., 8, No. 84, 439.
Wildey R. L., 1965, ApJ, 141, 943.
Wildey R. L., Burbidge E. M., Sandage A. R., Burbidge G. R., 1962, ApJ, 135, 94.
Williams J. A., 1966, IAU Symp., 24, 211.
Williams P. M., 1971a, MN, 153, 171.
Williams P. M., 1971b, MN, 155, 215.
Williams P. M., 1972, MN, 158, 361.
301

Williams P. M„ Beattie D. IL, Stewart J. M., 1977, MN, 178, 619.
Willis A. J., Wilson R., 1975, ЛА, 44, 205.
Willis A. J., Wilson R., 1977, AA, 59, 133.
Willstrop R. V„ 1960, MN, 121, 17.
Willstrop R. V., 1965, Mem. Roy. Astr. Soc, 69, 83.
Wilson О. С, 1966, ApJ, 144, 695.
Wilson О. С, 1968, ApJ, 153, 221.
Wilson О. С, Skumanich A., 1964, ApJ, 140, 1401.
Wilson R., 1958, ApJ, 128, 57.
Wilson R., Boksenberg A., 1969, Ann. Rev. Astron. Astroph., 7, 421.
Wilson R. et a!., 1972, Nature, 238, 34.
Wilson W. J., Schwartz P. R. et al., 1972, ApJ, 177, 523.
Wing R. F., 1966, Coll. on Late-Type Stars, Trieste, 231.
Wing R. F., 1967, Dissertation Thesis, Univ. California.
Wing R. F., 1970, Contr. Kitt Peak Obs., 554, 145.
Wing R. F., 1971, PASP, 83, 301.
Wing R. F., 1973, Bull. Amer. Astron. Soc, 5, 147, 218.
Wing R. F., 1974, Highlights of Astron., 3, 285.
Wing R. F., Baumert J. H., 1976, Bull. Amer. Astron. Soc., 8, 406.
Wing R. F., Lockwood G. W., 1973, ApJ, 184, 873.
Wing R. Г., Spinrad H., 1970, ApJ, 159, 973.
Wing R. F., Spinrad H., Kuhi L. V., 1967, ApJ, 147, 117.
Wing R. F., Stock J., 1973, ApJ, 186, 979.
Wing R. F., Warner J. W., 1972, PASP, 84, 646.
Wohl H., 1975, AA, 40, 343.
Woolf N. J., Ney E. P., 1969, ApJ, 155, L181.
Wolff S. C, Kuhi L. V., Hayes D., 1968, ApJ, 152, 871.
Wolffram W., 1972, AA, 17, 17.
Wood D. В., 1966, ApJ, 145, 36.
Wood D. В., 1969, AJ, 74, 177.
Wood H. J., 1965, Publ. McCormick Obs., 15, No. 2.
Wood H. J., 1968, ApJ, 152, 117.
Wooley'R., Gascoigne S. С. В., de Vaucouleurs A., 1954, MN, 114, 490.
Woolf N. J., 1973, IAU Symp., 52, 485.
Wu Chi-Chao, 1972, ApJ, 178, 681.
Yakimova N. N., Nikolov N. S., Ivanov G. R., 1975, IAU Symp., 67, 201.
Yates G.G.,1954, MN, 114, 218.
York D. G., 1971, ApJ, 166, 65.
York D. G. et al., 1973, ApJ, 182, LI.
Young А. Т., 1974, in: Methods of Exper. Phys., vol. 12 (Astroph.), 123.
Yu Ch. S., 1926, Bull. Lick Obs., 12, Nr. 375, 104.
Zaiceva G. I., Komarov N. S., 1973, Астрон. циркуляр, 747, 5.
Zeipel H. von, 1924, MN, 84, 665.
Zdanavicius K., 1967, канд. диссертация, Вильнюс.
Zdanavicius К., 1970, Bull. Vilnius Obs., 28, 24.
Zdanavicius K., 1975, Bull. Vilnius Obs., 41, 3.
Zdanavicius K., Kalytis R., 1974, Bull. Vilnius Obs., 38, 3.
Zdanavicius K., Nikonov V. В., 1967, Bull. Vilnius Obs., 19, 3.
Zdanavicius K., Nikonov V. В., Sfldzius J., Straizys V., Sviderskiene Z., Kalytis R.,
Jodinskiene E., Meistas E., Kavaliauskaite G., Jasevicius V., Kakaras G.,
Bartkevicius A., Gurklyte A., Bartkus R., Azusienis A., Sperauskas J., Kazlauskas A.,
Zitkevicius V., 1972, Bull. Vilnius Obs., 34, 3.
Zdanavicius K., Straizys V., 1964, Bull. Vilnius Obs., 11, 1.
Zdanavicius K-, Sudzius J. Sviderskiene Z., Straizys V., Burnasov V., Drazdys R.,
Bartkevicius A., Kakaras G., Kavaliauskaite G., Jasevicius V., 1969, Bull. Vilnius
Obs., 26, 3.
Zdanavicius K. et al., 1977, Bull. Vilnius Obs., 45, 3.
Zitkevicius V., Straizys V., 1972, Bull. Vilnius Obs., 34, 30.
Zitkevicius V., Sfldzius J., 1969, Bull. Vilnius Obs., 24, 18.

Reziume
Sunku rasti astronomijos sritj, kur nebutu panaudojami zvaigz-
dziij fotometrijos duomenys. Taciau ypac svarbi fotometrija, klasi-
fikuojant zvaigzdes pagal temperaturas, absoliutinius ryskius ir
metaliskuma tarpzvaigzdines ekstinkcijos salygomis. Daugiaspalves
fotometrines sistemos dabar yra nepakeiciamas jrankis zvaigzdziu
fizinems savybems ir Galaktikos strukturai tirti. Deja, ilga laika
fotometriniu sistemu bangu ruozai buvo parenkami, atsizvelgiant ne
j fizine ju prasme, о j technines galimybes. Del sios priezasties dau-
guma naudotu anksciau ir dabar tebenaudojamu fotometriniq sistemu
nera optimalios. Pries desimt metu Vilniaus observatorijoje buvo
pradeta matuoti zvaigzdziu charakteristikas, naudojant nauja astuo-
niu spalvij fotometrine sistema, kuri veliau buvo pavadinta Vilniaus
fotometrine sis'tema. Sioje sistemoje pirma^ karta buvo parinkti opti-
malus spektro ruozai, atsizvelgiant j energijos pasiskirstyma jvairiu
tipij zvaigzdziu spektruose ir j tarpzvaigzdines ekstinkcijos savybes.
Matuojant zvaigzdes sviesuma 200—300 A plocio spektro juostose,
kuriu vidutiniai bangu ilgiai lygtis 3450, 3740, 4050, 4660, 5160,
5440, 6250 ir 6560 A, galima nustatyti visu spektriniu klasii) zvaigz-
dzkj temperaturas, absoliutinius ryskius, metaliskumus ir tarpzvaigz-
ding ekstinkcija. Be to, siuo metodu galima aptikti ir klasifikuoti
daugelj pekuliariniu tipu zvaigzdziu. SukOrus grynai fotometrinj
metoda zvaigzdziu fizinems savybems tirti, susidare s^lygos pakeis-
ti spektrinj Galaktikos strukturos tyrimu metoda ir kur kas giliau
jsiskverbti j Galaktikos gelmes.
Monografijoje aprasoma Vilniaus fotometrine sistema: detaliai
analizuojamas optimaliu ryskiu parinkimas, nurodomi sistemos prak-
tinio realizavimo budai, pateikiami Vilniaus sistemos normaliniai
spalvos indeksai, spalvos ekscesu santykiai ir kiti parametral, ryskiu
ir spalvos indeksu redukcija uz atmosferos. Be to, pateikiamos kalib-
ruotos diagramos visu spektriniu klasiu zvaigzdziu klasifikacijai ir
apzvelgiamos jvairiu pekuliariniu tipu zvaigzdziu savybes ir ju atsky-
rimas, naudojantis Vilniaus fotometrine sistema.
Gana daug vietos monografijoje skiriama ir tarptautines placia-
juostes UBV sistemos bei jos tesinio j infraraudonaj^ spektro sritj
analizei. Detaliai nagrinejami UBV sistemos parametrai,
normaliniai spalvos indeksai, zvaigzdziu amziaus, greito asinio sukimosi,
blanketavimo ir dvinariskumo efektai, aprasomas naujas metodas
sistemos spalvos indeksams redukuoti uz Zemes atmosferos ribu, pa-
teikiama blogai definuoto ultravioletinio sistemos ryskio revizija.
Be to, knygoje pateikiama kitu fotometriniu sistemu kritine ap-
zvalga ir ju savybiu palyginimas, aprasomas energijos pasiskirstymas
zvaigzdziu spektruose, apzvelgiamos tarpzvaigzdines bei atmosferi-
nes ekstinkcijos problemos ir jvairiu sistemq ryskiu bei spalvos
indeksu sarysiai.
303

Summary
It is difficult now to find the branch of astronomy which does not
use the results of stellar photometry. However, the photometry is
especially important for multidimensional classification of stars
when interstellar reddening is present. Multicolor photometric
systems are now the indispensable method to determine physical
properties of stars and to explore the Galaxy structure. Unfortunately,
for a long time the positions of (photometric system bands were
chosen neglecting the physical meaning and taking into
consideration only instrumental possibilities. This was the reason why most
of earlier photometric systems were far from being optimum. Ten
years ago we started observations of stars in a new eight color
intermediate band photometric system which later was named as
the Vilnius photometric system. The positions of spectral bands of
this system were selected in optimum positions on the basis of energy
distribution curves in the spectra of stars of different types and on
the extinction properties of interstellar matter. The measurements
of stellar brightness at mean К 3450, 3740, 4050, 4660, 5160,
5440, 6250 and 6560 A permit to determine temperatures, absolute
magnitudes, metallicities and interstellar reddenings for stars of all
spectral types. This can be done without additional information frpm
stellar spectra and neglecting the presence of interstellar reddening.
The system also allows to detect and to classify stars with different
peculiarities (Am, Ap, Be, double stars, etc.). The development of
the purely photometric method to determine the physical properties
of stars gives us the possibijity to substitute the spectral method
and, as a result, to increase considerably the penetrating power.
For the description of the Vilnius photometric system one quarter
of the monograph is devoted. The details of the selection of optimum
spectral regions, the ways to realize the system, the determination of
intrinsic color indices, color excess ratios and other parameters,
the transformation of magnitudes and color indices outside the
atmosphere, the calibration of different diagrams, the possibilities to
distinguish the stars of different peculiar types are described.
A great part of the book is devoted to the wide-band system UBV
and its infrared extension which was for a long time a subject of
detailed studies made by the writer and his colleagues. We present
the detailed analysis of parameters, intrinsic color indices, the effects
of stellar age, rapid axial rotation, blanketing and duplicity in the
UBV system. The new exact method to transform color indices outside
the atmosphere is described. The revision of the ultraviolet
magnitude is suggested.
The remaining chapters of the monograph describe other
photometric systems and their properties, energy distribution in stellar
spectra, the problems of interstellar and atmospheric extinction, the
transformations between magnitudes and color indices of different
photometric systems.
304

CONTENTS
Preface 5
Chapter 1. COMMON PROPERTIES OF PHOTOMETRIC SYSTEMS 7
1.1. Introduction 7
1.2. Elements of the theory of stellar photometry 9
1.3. Stellar magnitudes and color indices 10
1.4. Color excesses and parameters Q 13
1.5. Wavelengths characterizing photometric system 15
1.6. Energy distribution in stellar spectra and multicolor photometric
systems 16
1.7. Historical review of investigations of energy distribution 17
Chapter 2. INTERSTELLAR EXTINCTION 20
2.1. Historical review 20
2.2. Extinction law in the far ultraviolet 26
2.3. Physics of interstellar dust 28
2.4. Circumstellar envelopes 30
2.5. Formation of molecules 30
2.6. Interstellar polarization 31
2.7. Interstellar lines 33
2.8. Diffuse interstellar bands 35
2.9. Methods for determination of the ratio of total-to-selective
extinction 39
2.9.1. The use of interstellar extinction law 39
2.9.2. The extrapolation of extinction law 39
2.9.3. The variable extinction method 40
2.9.4. Determination of R for individual stars 41
2.9.5. Determination of R from kinematical parallaxes 42
2.9.6. Determination of R by comparison of radio and optical
measurements of nebulae 42
2.9.7. The method of star counts 43
2.9.8. The method of diameters of open clusters 43
2.9.9. The method of maximum polarization 43
2.10. Neutral interstellar extinction 44
Chapter 3. ATMOSPHERIC EXTINCTION _. . 47
3.1. Extinction in the visible part of spectrum and in the ultraviolet 47
3.2. Extinction in the infrared part of spectrum. Infrared observatories 48
3.3. The absorption by atmospheric ozone 51
3.4. The curve of atmospheric transparency in X 3000—11000 52
3.5. Brightness of the night sky 55
Chapter 4. THE METHODS OF REDUCTION OF PHOTOELECTRIC
OBSERVATIONS OUT-OF-ATMOSPHERE 58
4.1. The effect of atmospheric extinction on the magnitude of a star 58
4.2. The effect of atmospheric extinction on color indices 60
4.3. The variations of atmospheric extinction and their account 61
4.4. The Nikonov's method 61
4.5. The relative methods for determination of the extinction
coefficients 64
4.6. The extinction in infrared photometry 65
305

Chapter 5. WIDE-BAND PHOTOMETRIC SYSTEMS 67
5.1. International photographic and photovisual system 67
5.2. The earliest photoelectric systems and the system P, V 69
5.3. Six-color Stebbins—Whitford system UVBGRI 70
5.4. The Kron system R, I 72
5.5. The Becker system RGU 73
5.6. The Cape observatory system U с BV 76
Chapter 6. THE UBV SYSTEM 77
6.1. The history of the UBV system 78
6.2. The criticism of the reduction of indices U—В out-of-atmosphere 81
6.3. The UВ V system response curves 83
6.4. Intercomparison of computed and observed color indices in the
system UBV 86
6.5. Total extinctions and color excesses 88
6.6. The reddening lines in the diagram U—В, В—V. Theory 93
6.7. The reddening lines in the diagram U—В, В—V. Observations 96
6.8. The dependence of slope of reddening lines on galactic longitude 97
6.9. The ratios R 98
6.10. Intrinsic color indices (U—B)0 and (fi—V)o and parameters
Qunv 100
6.11. Zero-age main sequence in the diagram U—В, В—V 107
6.12. The effects of rapid axial rotation of stars in the system UBV.. 109
6.13. The blanketing effect and the position of subdwarfs,
metal-deficient-giants and metallic-line stars in the diagram U—В, В—V 113
6.14. The unresolved binary stars in the diagram U—B, B—V 118
6.15. Black bodies in the diagram U—B, B—V 119
6.16. The composite diagram U—B, B—V 121
6.17. The revision of the ultraviolet magnitude of the system UBV.... 124
6.18. The dependence of extinction coefficients of the systems UBV
and WBV on spectral energy distribution 128
6.19. Neutrality of extinction caused by atmospheric clouds 134
Chapter 7. WIDE-BAND INFRARED SYSTEMS 135
Chapters. INTERMEDIATE-BAND' AND NARROW-BAND SYSTEMS .... 147
8.1. The system uvbyfi 147
8.2. The system DDO 157
8.3. Geneva observatory system 160
8.4. The Walravens system 162
8.5. The Borgman system 162
8.6. The Arizona intermediate-band system 163
8.7. The Eggen system 163
8.8. The Ilelfer-Jennens system 164
8.9. Other intermediate-band systems 164
8.10. Narrow-band systems 164
8.11. Narrow-band Stromgren system 165
8.12. Photometry of Hp line by Crawford 165
8.13. Other photometric investigations of H lines 166
8.14. The Gyldenkerne system 167
8.15. The multicolor Spinrad—Taylor system 168
8.16. The multicolor Barbier—Morguleff system 169
8.17. Narrow-band systems for M-type stars 169
8.18. Narrow-band photometry of spectral lines and bands 170
8.19. Intermediate-band and narrow-band infrared systems 171
Chapter 9. ULTRAVIOLET STELLAR PHOTOMETRY FROM SPACE 174
9.1. Stellar spectra in the ultraviolet 174
9.2. Energy distribution curves of stars in the ultraviolet 177
306

9.3. Energy distribution curves of model stellar atmospheres and
blanketing in the ultraviolet 181
9.4. Stellar photometry in the ultraviolet 183
9.5. Bolometric corrections and effective temperatures of hot stars.. 190
9.6. The effects of rotation in the ultraviolet 191
Chapter 10. THE VILNIUS PHOTOMETRIC SYSTEM 193
10.1. Introduction 193
10.2. The magnitudes U and X to measure the Balmer discontinuity .. 194
10.3. The magnitude У at the break-point of interstellar extinction law 196
10.4. The magnitude P for classification of early-type stars in
luminosities 196
10.5. The magnitudes Z and S for classification of late-type stars .... 198
10.6. The magnitude T to distinguish M-type stars 200
10.7. The usefulness of magnitude V at л 5440 202
10.8. The final system 203
10.9. The practical realization of the Vilnius photometric system 203
10.10. The reduction out-of-atmosphere of color indices in the Vilnius
system 211
10.11. Absolute calibration of the Vilnius system magnitudes 212
10.12. The slopes of reddening lines on two-index diagrams and the
parameters Q 214
10.13. Intrinsic color indices in the Vilnius system 218
10.14. Zero-age line 222
10.15. Two-dimensional classification of B-type stars and A-F super-
giants 223
10.16. Two-dimensional classification of A-F-type stars 226
10.17. Two-dimensional classification of G-type stars 228
10.18. Two-dimensional classification of K-M-type stars 230
10.19. The influence of interstellar extinction law variations on the
accuracy of star classification 232
10.20. The classification of stars using the interstellar reddening-free
energy curves 233
10.21. The calibration of parameters Q in temperatures and log g 238
10.22. The determination of interstellar reddening 242
10.23. F-G-subdwarfs 243
10.24. Red giants with metal deficiency 246
10.25. Metallic-line and peculiar stars 248
10.26. Horizontal-branch stars 250
10.27. Be-type stars 250
10.28. Barium and carbon stars 252
10.29. White dwarfs 254
10.30. Double stars 256
10.31. The effects of stellar rotation 258
10.32. The sequence of photometric classification of stars in the Vilnius
system 259
10.33. The accuracy of two-dimensional classification 263
Chapter II. THE RELATIONS BETWEEN PHOTOMETRIC SYSTEMS .... 267
11.1. Historical introductien 267
11.2. The method of numerical integration 269
11.3. The relation between color indices of the Vilnius and UBV
systems 270
11.4. The relation between magnitudes V of the Vilnius and UBV
systems 276
11.5. The relation between color indices of the Vilnius and uvby
systems 277
References 279
Summary in Lithuanian 303
Summary in English 304
307

СОДЕРЖАНИЕ
Предисловие 5
Глава 1. ОБЩИЕ СВОЙСТВА ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ СИСТЕМ 7
1.1. Введение 7
1.2. Элементы теории звездной фотометрии 9
1.3. Звездные величины и колор-ипдексы 10
1.4. Колор-эксцессы и параметры Q 13
1.5. Длины волн, характеризующие фотометрическую систему .... 15
1.6. Распределение энергии в спектрах звезд и многоцветные
фотометрические системы. Терминология 16
1.7. История исследований распределения энергии 17
Глава 2. МЕЖЗВЕЗДНАЯ ЭКСТИНКЦИЯ 20
2.1. Исторический обзор 20
2.2. Закон межзвездной экстинкции в далеком ультрафиолете .... 26
2.3. Физика межзвездной пыли 28
2.4. Околозвездные оболочки 30
2.5. Образование молекул 30
2.6. Межзвездная поляризация 31
2.7. Межзвездные линии 33
2.8. Диффузные межзвездные полосы 33
2.9. Методы определения отношения межзвездной экстинкции к ко-
лор-эксцессу 39
2.9.1. Использование известного закона межзвездной экстинкции 39
2.9.2. Метод экстраполяции закона экстинкции 39
2.9.3. Определение R по группировкам звезд с переменным
покраснением -10
2.9.4. Определение R для индивидуальных звезд с известными
расстояниями 41
2.9.5. Определение R по кинематическим параллаксам 42
2.9.6. Определение R по сравнению радио- и оптических
наблюдений туманностей 42
2.9.7. Метод подсчетов звезд 4Л
2.9.8. Метод диаметров рассеянных скоплений 43
2.9.9. Метод максимальной поляризации 43
2.10. Нейтральная межзвездная экстинкция А-\
Глава 3. АТМОСФЕРНАЯ ЭКСТИНКЦИЯ 47
3.1. Экстинкция в видимой части спектра и в ультрафиолете 47
3.2. Экстинкция в инфракрасной части. Инфракрасные обсерватории 48
3.3. Поглощение атмосферным озоном 51
3.4. Кривая спектральной прозрачности атмосферы в X 3000—11000 52
3.5. Свечение ночного неба 55
Глава 4. МЕТОДЫ РЕДУКЦИИ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ
НАБЛЮДЕНИЙ ЗА АТМОСФЕРУ 58
4.1. Влияние атмосферной экстинкции на величину звезды 58
4.2. Влияние атмосферной экстинкции на колор-нндексы 60
4.3. Изменения атмосферной экстинкции и их учет 61
308

4.4. Метод Никопова 61
4.5. Относительные методы определения коэффициентов экстпнкцни 64
4.6. Учет экстинкции для инфракрасных наблюдений 65
Глава 5. ШИРОКОПОЛОСНЫЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ 67
5.1. Интернациональная фотографическая и фотовнзуальная система 67
5.2. Пгрвые фотоэлектрические системы и система Р, V 69
5.3. Шестицветная система UVBGRI Стеббинса—Умтфорда 70
5.4. Система R, I Крона 72
5.5. Трехцветная система RGU Бекера 73
5.6. Кейпская трехцветная система UcBV 76
Глава 6. СИСТЕМА UBV 77
■ 6.1. История системы UB V 78
6.2. Критика редукции колрр-индексов U—В за атмосферу 81
6.3. Кривые реакции системы UBV 83
6.4. Сравнение вычисленных и наблюденных колор-индексои системы
UBV 86
6.5. Межзвездные экстннкции н колор-эксцессы 88
6.6. Линии покраснения в диаграмме U—В, В—V. Теория 93
6.7. Линии покраснения в диаграмме U—В, В—V. Практические
определения 96
6.8. Зависимость наклона линий покраснения от галактической
долготы 97
6.9. Отношение R 98
6.10. Нормальные колор-индексы (U—В)0 и (б—V)0 n параметры
Qubv 100
6.10.1. Звезды главной последовательности позднее А5 V 101
6.10.2.Гиганты G5—Мб 101
6.10.3. Звезды ранних спектральных классов светнмостен V—III 101
6.10.4. Субгиганты 102
6.10.5. Сверхгиганты 102
6.11. Линия нулевого возраста (ZAMS) в диаграмме U—В, В—V 107
6.12. Эффекты быстрого осевого вращения звезд в системе UBV .... 109
6.13. Эффект бланкетирования в диаграмме U—В, В—V и положение
субкарликов, гигантов с дефицитом металлов и металлических
звезд 113
6.14. Неразделимые двойные звезды в диаграмме U—В, В—V .... 118
6.15. Абсолютно черные тела в диаграмме и—В, В—V 119
6.16. Сводная диаграмма U—В, В—V 121
6.17. Ревизия ультрафиолетовой величины системы UBV 124
6.18. Учет зависимости коэффициентов экстинкции колор-индексов
систем' UBV и WBV от распределения энергии в спектре 128
6.18.1. Учет вариаций аив для непокрасневших звезд по
методу чилийских астрономов 12а
6.18.2. Метод Зданавнчюса для системы UBVR 130
6.18.3. Метод Зданавичюса для системы WBVR 132
6.19. Нейтральность экстинкции в атмосферных облаках 134
Глава 7. ШИРОКОПОЛОСНЫ^ ИНФРАКРАСНЫЕ СИСТЕМЫ 135
Глава 8. СРЕДНЕПОЛОСНЫЕ И УЗКОПОЛОСНЫЕ СИСТЕМЫ 147
8.1. Система uvbyfi 147
8.2. Система DDO 157
8.3. Женевская система 160
8.4. Система Вальравенов 162
8.5. Система Боргмана 162
8.6. Аризонская среднеполосная система 163
8.7. Система Эггена 163
8.8. Система Хельфера—Джененса 164
8.9. Другие средпеполоспые системы 164
309

8.10. Узкополосиые системы 164
8.11. Узкоиолосная система Стремгрена 165
8.12. Фотометрия линии Hi Крофорда 165
8.13. Другие фотометрические исследования водородных линий .... 166
8.14. Система Гильденкерна 167
8.15. Многоцветная система Сшшрада—Тейлора 168
8.16. Многоцветная система Барбье—Моргюлеф ' 169
8.17. Узкополосиые системы для классификации М-звезд 169
8.18. Узкополосная фотометрия отдельных линий и полос 170
8.19. Среднеполосные и узкополосные инфракрасные системы 171
Глава 9. ФОТОМЕТРИЯ ЗВЕЗД В ЗААТМОСФЕРНОМ УЛЬТРАФИОЛЕТЕ 174
9.1. Спектры звезд в ультрафиолете 174
9.2. Кривые распределения энергии звезд в ультрафиолете 177
9.3. Кривые распределения энергии моделей и бланкетнрование в
ультрафиолете 181
9.4 Фотометрия звезд в ультрафиолете 183
9.5. Болометрические поправки и эффективные температуры
горячих звезд 190
9.6. Эффекты вращения звезд в ультрафиолете 191
Глава 10. ВИЛЬНЮССКАЯ ФОТОМЕТРИЧЕСКАЯ СИСТЕМА 193
10.1. Введение 193
10.2. Величины U и X для измерения высоты бальмеровского скачка 194
10.3. Величина У у излома кривой межзвездной экстинкции 196
10.4. Величина Р для классификации ранних звезд по светимостям 196
10.5. Величины Z и S для классификации поздних звезд 198
10.6. Величина Т для выделения М-звезд 200
ilOJ. Полезность величины V у X 5440 202
10.8. Окончательная система 203
10.9. Практическая реализация Вильнюсской системы 203
10.10. Вынос колор-индексов Вильнюсской системы за атмосферу .. 211
10.11. Абсолютная калибровка величин Вильнюсской системы 212
10.12. Наклоны линий покраснения в двухиндексных диаграммах и
параметры Q !' 214
10.13. Нормальные колор-индексы в Вильнюсской системе 218
10.14. Линия нулевого возраста 222
10.15. Классификация В-звезд и сверхгигантов А—F но диаграмме
Qupy, Qpyv 223
10.16. Классификация звезд А—Гг по диаграмме Qupy, Qxyv .... 226
10.17. Классификация G-звезд по диаграмме Qupy, Qxzs 228
10.18. Классификация звезд К—М по диаграмме Q.yzs, Qxyz 230'
10.19. Влияние вариаций закона межзвездной экстинкции на точность
классификации звезд 232
10.20. Классификация звезд с помощью не зависящих от
межзвездного покраснения кривых энергии 233
10.21. Калибровка параметров Q по температурам и ускорениям .... 238
10.22. Определение межзвездного покраснения 242
10.23. Субкарлики F—G в Вильнюсской системе 243
10.24. Красные гиганты с дефицитом металлов в Вильнюсской системе 246
10.25. Металлические и пекулярные звезды в Вильнюсской системе 248
10.26. Звезды НВ в Вильнюсской системе 250
10.27. Звезды Be в Вильнюсской системе 250
10.28. Бариевые и углеродные звезды в Вильнюсской системе 252
10.29. Белые карлики в Вильнюсской системе 254
10.30. Двойные звезды в Вильнюсской системе 256
10.31. Эффекты вращения звезд в Вильнюсской системе 258
10.32. Схема фотометрической классификации звезд в Вильнюсской
системе с помощью диаграмм Q, Q 259
10.33. Точность двумерной классификации 263
310

Глава 11. СВЯЗИ МЕЖДУ ФОТОМЕТРИЧЕСКИМИ СИСТЕМАМИ 267
11.1. Исторический обзор 2о7
11.2. Метод численного интегрирования 269
11.3. Связь колор-индексов Вильнюсской системы и системы UBV 270
11.4. Связь между величинами V Вильнюсской системы и системы
UBV 276
11.5. Связь колор-индексов Вильнюсской оисте.мы и системы uvby 277
Литература 279
Резюме на литовском языке 303
Резюме на английском языке 304

Вптаутас Леонович Страижис. МНОГОЦВЕТНАЯ ФОТОМКТРНЯ ЗВЕЗД. Фотометрические
системы и методы.
Yxtautas Straizys. DAUGIASPALVE 2VAIG2D2IU FOTOMETRIJA. Fotometrines sistemos ir
metodai.
Редактор И. Миклашевская. Переплет художника Л. Тулите. Художественный редактор
А. Жвилюс. Технический редактор А. Вайчюнайте. Корректоры: О. Сухарев;!. С. Шипплова.
ПБ ЛЬ 560
Сдано в набор 6.V.1977. Подписано к печати 28.IX.I977. ЛВ 1252]. Формат ООхЭО1/^. Бумага:
типографская .\"° I. 19.5 печ. л. 22,03 уч.-изд. л. Тираж 2000 экз. Цена 3 руС. 20 коп.
Издательство «Мокслас», Вильнюс, ул. Серакаускаса, 15. Отпечатано в типографии «Пярга-
ле>, Вильнюс, Латако, 6. Заказ № 1823.