Русская Википедия:Звёздная величина
Звёздная величина́ (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта, обозначаемая буквой m (от Шаблон:Lang-la — «величина, размер»). Обычно понятие применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии от рассматриваемого светила (энергию всех фотонов в секунду) на единицу площади. Таким образом, видимая звёздная величина зависит и от физических характеристик самого объекта (то есть светимости), и от расстояния до него. Чем меньше значение звёздной величины, тем ярче данный объект. Понятие звёздной величины используется при измерении потока энергии в видимом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазоне. В звёздных величинах измеряется проницающая сила телескопов и астрографов.
Определение
Ещё во II веке до н. э. древнегреческий астроном Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины, а остальные равномерно распределил по промежуточным величинам.
Как выяснилось позже, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину (закон Вебера — Фехнера). Поэтому в 1856 году Норман Погсон предложил следующую формализацию шкалы звёздных величин, ставшую общепринятой[1][2]:
- <math>m_1 - m_2 = -2{,}5\, \lg\frac{L_1}{L_2}</math>
где Шаблон:Math — звёздные величины объектов, Шаблон:Math — освещённости от объектов. Такое определение соответствует падению светового потока в Шаблон:Num при увеличении звёздной величины на Шаблон:Num.
Данная формула даёт возможность определить только разницу звёздных величин, но не сами величины. Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт — блеск, которому соответствует нулевая звёздная величина (0m). Сначала в качестве 0m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для зрительных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосеШаблон:NbspV системы UBV её блеск равен +0,03m, что на глаз неотличимо от нуля).
По современным измерениям, звезда нулевой видимой величины за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в Шаблон:Val. Световой поток от такой звезды примерно равен Шаблон:Val в зелёном свете (полосаШаблон:NbspV системы UBV) или Шаблон:Val во всём видимом диапазоне света.
Следующие свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:
- Увеличению светового потока в Шаблон:Num соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на Шаблон:Num.
- Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 1001/5 ≈ Шаблон:Num.
В наши дни понятие звёздной величины используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и планет. Звёздная величина самых ярких объектов отрицательна. Например, блеск Луны в полной фазе достигает −12,7m, а блеск Солнца равен −26,7m.
Шаблон:Якорь2 и Шаблон:Якорь2 звёздная величина
Широко используется понятие абсолютной звёздной величины (Шаблон:Math). Это звёздная величина объекта, которую он имел бы, если бы был на расстоянии Шаблон:Num от наблюдателя. Абсолютная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать светимость разных звёзд, поскольку не зависит от расстояния до них. Шаблон:Подробная статья
Наблюдающаяся с Земли звёздная величина называется видимой (Шаблон:Math). Это название используется, чтобы отличать её от абсолютной, и применяется даже для величин, измеренных в ультрафиолетовом, инфракрасном или каком-либо другом не воспринимаемом глазом диапазоне излучения (величина, измеренная в видимом диапазоне, называется визуальной)[2]. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца равна +4,8m, а видимая составляет −26,7m.
Изменение расстояния до объекта приводит к изменению его видимой звёздной величины (в предположении, что его светимость постоянна), поскольку освещённость, создаваемая им, пропорциональна обратному квадрату расстояния:
- <math>m(r_1) - m(r_2) = -2{,}5\, \lg\frac{L(r_1)}{L(r_2)} = -2{,}5\, \lg\frac{r_1^{-2}}{r_2^{-2}} = 5\, \lg\frac{r_1}{r_2}.</math>
Например, если за Шаблон:Math принять 10 пк (расстояние, на котором абсолютная величина Шаблон:Math по определению совпадает с видимой) и обозначить Шаблон:Math, то
- <math>m_1 = M + 5\, \lg\frac{r_1}{10\, \text{пк}},</math>
что позволяет, зная значения двух из трёх переменных (видимая звёздная величина Шаблон:Math, абсолютная звёздная величина Шаблон:Math, расстояние Шаблон:Math) в этом уравнении, определить значение третьей:
- <math>M = m_1 - 5\, \lg\frac{r_1}{10\, \text{пк}},</math>
- <math>r_1 = 10\, \text{пк} \cdot 10^{(m_1 - M)/5}.</math>
Разность Шаблон:Math в последней формуле называется модулем расстояния: <math>\mu = 5\,\lg\frac{r_1}{10\, \text{пк}}.</math>
Спектральная зависимость
Звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)
- Болометрическая звёздная величина показывает полную мощность излучения звезды (то есть мощность излучения на всех длинах волн). Для её измерения применяется специальное устройство — болометр. Актуальность этой величины связана с тем, что некоторые звёзды (очень горячие и очень холодные) излучают преимущественно не в видимом спектре.
Однако чаще всего звёздные величины измеряют в определённых интервалах длин волн. Для этого разработаны фотометрические системы, в каждой из которых есть набор полос, перекрывающих разные диапазоны волн. В пределах каждой полосы чувствительность максимальна для некоторой длины волны и плавно спадает с удалением от неё.
Самой распространённой фотометрической системой является система UBV, которая состоит из трёх полос, перекрывающих разные интервалы длин волн. В ней для каждого объекта можно измерить 3Шаблон:Nbspзвёздные величины:
- Визуальная звёздная величина (Шаблон:Math) — звёздная величина в фильтреШаблон:NbspV, максимум пропускания которого близок к максимуму чувствительности человеческого глаза (Шаблон:Num).
- «Синяя» звёздная величина (Шаблон:Math) характеризует яркость объекта в синей области спектра; максимум чувствительности на длине волны около Шаблон:Num.
- Ультрафиолетовая звёздная величина (Шаблон:Math) имеет максимум в ультрафиолетовой области при длине волны около Шаблон:Num.
Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах (для системы UBV это Шаблон:Math и [[Показатель цвета B−V|Шаблон:Math]]) являются показателями цвета объекта: чем они больше, тем более красным является объект. Фотометрическая система UBV определена таким образом, чтобы показатели цвета звёзд спектрального класса А0V равнялись нулю.
Существуют и другие фотометрические системы, в каждой из которых может быть определён свой набор звёздных величин.
- Фотографическая звёздная величина — определяется для спектральной чувствительности несенсибилизированной фотоэмульсии с максимумом чувствительности на длине волны Шаблон:Num; по определению совпадает с визуальной звёздной величиной для звёзд А0V и блеском (6,0 ± 0,5)m. Вместе с фотовизуальной звёздной величиной использовалась в устаревшей фотографической системе звёздных величин.
Звёздные величины некоторых объектов
Объект | Шаблон:Math |
---|---|
Солнце | −26,7 (в Шаблон:Num ярче полной Луны) |
Луна в полнолуние | −12,74 |
Вспышка «Иридиума» (максимум) | −9,5 |
Сверхновая 1054 года (максимум) | −6,0 |
Венера (максимум) | −4,67 |
Международная космическая станция (максимум) | −4 |
Земля (при наблюдении с Солнца) | −3,84 |
Юпитер (максимум) | −2,94 |
Марс (максимум) | −2,91 |
Меркурий (максимум) | −2,45 |
Сатурн (с кольцами; максимум) | −0,24 |
Звёзды Большого Ковша | +2 |
Галактика Андромеды | +3,44 |
Галилеевы спутники Юпитера | +5...6 |
Уран | +5,5 |
Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом |
От +6 до +7,72 |
Нептун | +7,8 |
Проксима Центавра | +11,1 |
Самый яркий квазар | +12,6 |
Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп |
+27 |
Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп «Хаббл» |
+31,5 |
Объект | Созвездие | Шаблон:Math | Объект | Созвездие | Шаблон:Math |
---|---|---|---|---|---|
Сириус | Большой Пёс | −1,47 | Бетельгейзе | Орион | +0,50 |
Канопус | Киль | −0,72 | Альтаир | Орёл | +0,75 |
α Центавра | Центавр | −0,27 | Альдебаран | Телец | +0,85 |
Арктур | Волопас | −0,04 | Антарес | Скорпион | +1,09 |
Вега | Лира | +0,03 | Поллукс | Близнецы | +1,15 |
Капелла | Возничий | +0,08 | Фомальгаут | Южная Рыба | +1,16 |
Ригель | Орион | +0,12 | Денеб | Лебедь | +1,25 |
Процион | Малый Пёс | +0,38 | Регул | Лев | +1,35 |
Ахернар | Эридан | +0,46 |
Местоположение наблюдателя | Шаблон:Math |
---|---|
Непосредственно на поверхности Солнца (суммарно со всего диска) | −38,4 |
Икар (перигелий) | −30,4 |
Меркурий (перигелий) | −29,3 |
Венера (перигелий) | −27,4 |
Земля | −26,7 |
Марс (афелий) | −25,6 |
Юпитер (афелий) | −23,0 |
Сатурн (афелий) | −21,7 |
Уран (афелий) | −20,2 |
Нептун (афелий) | −19,3 |
Плутон (афелий) | −18,2 |
631 а. е. | −12,7 (яркость полной Луны) |
Седна (афелий) | −11,8 |
2006 SQ372 (афелий) | −10,0 |
Комета Хякутакэ (афелий) | −8,3 |
0,456 св. года | −4,4 (яркость Венеры) |
Альфа Центавра | +0,5 |
Сириус | +2,0 |
55 св. лет | +6,0 (порог видимости невооружённым глазом) |
Ригель | +12,0 |
Туманность Андромеды | +29,3 |
3C 273 (ярчайший квазар) | +44,2 |
UDFj-39546284 (самый далёкий астрономический объект на 2011 год, с учётом красного смещения) | +49,8 |
См. также
- Классы светимости звёзд
- Список самых ярких звёзд
- Показатель цвета
- Фотометрия
- Фотометрическая система
Примечания
Ссылки
- ↑ Шаблон:Книга
- ↑ 2,0 2,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>
; для сносокSolnce
не указан текст