Звёздная величина́ (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта, обозначаемая буквой m (от лат. magnitudo — «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:
где m — звёздные величины объектов, L — освещённости от объектов. Такое определение соответствует падению светового потока в 100 раз при увеличении звёздной величины на 5 единиц.
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 полосе V 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 2,54⋅10−6 люкс. Световой поток от такой звезды примерно равен 103 квантов/(см²·с·Å) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 106 квантов/(см²·с) во всём видимом диапазоне света.
Следующие свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:
- Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
- Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 1001/5 ≈ 2,512 раза.
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.
Видимая и абсолютная звёздная величина
Широко используется понятие абсолютной звёздной величины (M). Это звёздная величина объекта, которую он имел бы, если бы был на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать светимость разных звёзд, поскольку не зависит от расстояния до них.
Наблюдающаяся с Земли звёздная величина называется видимой (m). 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). 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, обратно пропорциональна квадрату расстояния:
Например, если за r2 принять 10 пк (расстояние, на котором абсолютная величина M по определению совпадает с видимой) и обозначить m1 = m(r1), то
что позволяет, зная значения двух из трёх переменных (видимая звёздная величина m1, абсолютная звёздная величина M, расстояние r1) в этом уравнении, определить значение третьей:
Разность μ = m1 − M в последней формуле называется (модулем расстояния):
Спектральная зависимость
Звёздная величина зависит от 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 3 звёздные величины:
- Визуальная звёздная величина (V) — звёздная величина в фильтре V, максимум пропускания которого близок к максимуму чувствительности человеческого глаза (555 нм).
- «Синяя» звёздная величина (B) характеризует яркость объекта в синей области спектра; максимум чувствительности на длине волны около 445 нм.
- Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолетовой области при длине волны около 350 нм.
Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах (для системы UBV это U − B и B − V) 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 (p) — определяется для спектральной чувствительности не(сенсибилизированной) фотоэмульсии с максимумом чувствительности на длине волны 425 нм; 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 | m |
---|---|
Солнце | −26,7 (в 400 000 раз 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 | m | Объект | Созвездие | m |
---|---|---|---|---|---|
Сириус | (Большой Пёс) | −1,47 | (Бетельгейзе) | Орион | +0,50 |
(Канопус) | Киль | −0,72 | (Альтаир) | Орёл | +0,77 |
(α Центавра) | Центавр | −0,27 | (Альдебаран) | Телец | +0,85 |
(Арктур) | Волопас | −0,05 | (Антарес) | Скорпион | +0,96 |
Вега | Лира | +0,03 | Поллукс | Близнецы | +1,14 |
(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 | m |
---|---|
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 |
(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
- (Сурдин В. Г.) Звёзды. — Изд. 2-е, испр. и доп. — М.: Физматлит, 2009. — С. 63. — (Астрономия и астрофизика). — .
- Сурдин В. Г.. Звёздная величина . Глоссарий Astronet.ru. (Астронет). Дата обращения: 16 сентября 2012. 28 ноября 2010 года.
- Вычислено исходя из того, что звёздная величина на расстоянии 1 а.e. равна −26,7m, что соответствует абсолютной звёздной величине Солнца +4,87m.
Ссылки
- Миронов А. В. Прецизионная фотометрия . (Астронет). Дата обращения: 28 августа 2012. 9 ноября 2012 года.
- Определение звёздной величины на снимке . «Астротурист». Дата обращения: 20 ноября 2009. Архивировано 11 мая 2012 года.
Википедия, чтение, книга, библиотека, поиск, нажмите, истории, книги, статьи, wikipedia, учить, информация, история, скачать, скачать бесплатно, mp3, видео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, картинка, музыка, песня, фильм, игра, игры, мобильный, телефон, Android, iOS, apple, мобильный телефон, Samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Сеть, компьютер