Представляем вашему вниманию несколько терминов, с которыми ваши познания в астрономии станут более глубокими.
Видимая звездная величина
Количество звезд на ночном небе, доступных невооруженному взгляду, не так велико, как кажется. Если иметь хорошую остроту зрения и выбраться за город, подальше от уличного освещения, то для наблюдения будут доступны около 6000 звезд. При этом половина из них всегда будет скрыта от наблюдателя за горизонтом. Но даже этого количества достаточно, чтобы заметить, насколько звезды отличаются по своей яркости. Замечали это и античные ученые. Живший во II веке до нашей эры древнегреческий математик и астроном Гиппарх разделил все наблюдаемые им звезды на шесть величин. Самые яркие он отнес к первой величине, самые тусклые – к шестой. В целом, этот принцип используется и сейчас. Но сегодня возможности астрономии позволяют наблюдать бесчисленное количество звезд, большинство из которых настолько тусклые, что наблюдать невооруженным взглядом их невозможно. А само понятие звездной величины применяется не только для далеких звезд, но и для других объектов – Солнца, Луны, искусственных спутников, планет и так далее. Поэтому и считается, что звездная величина – это безразмерная числовая характеристика яркости объекта.
Как следует из вышесказанного, видимая звездная величина самых ярких объектов будет отрицательная. Для сравнения, звездная величина Солнца равна –26,7, а звездная величина ближайшей к нашему светилу, но не видимой невооруженным взглядом звезды Проксима Центавра составляет +11,1. Максимальная звездная величина Марса равна? 2,91. Спутник «Маяк», который создали и планируют отправить на орбиту молодые российские ученые, как запланировано должен иметь звездную величину не более?10. И если все удастся, он на некоторое время станет самым ярким объектом на ночном небе, если, конечно, не считать Луны в полнолуние (?12,74).
Абсолютная звездная величина
Денеб – одна из самых больших звезд, известных науке, имеет звездную величину +1,25. Ее диаметр примерно равен диаметру орбиты Земли и больше диаметра Солнца в 110 раз. Расстояние до этого исполина – 1 640 световых лет. Хотя ученые еще спорят по этому вопросу, уж очень это далеко. Большинство звезд, находящихся на таком удалении, можно увидеть только в телескоп. Если бы мы были к этой звезде ближе, то и яркость Денеба на небе была бы куда выше. Тем самым видимая звездная величина зависит как от светимости объекта, так и от расстояния до него. Чтобы можно было сравнить светимость разных звезд между собой, используют абсолютную звездную величину. Для звезд она определяется как видимая звездная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Если расстояние до звезды известно, то абсолютную звездную величину рассчитать несложно.
Абсолютная звездная величина Солнца составляет +4,8 (видимая, напомним, ?26,7). Сириус – самая яркая звезда ночного неба – имеет видимую величину?1,46, но абсолютную всего +1,4. Что, впрочем, неудивительно, ведь бриллиант ночного неба (как называют эту звезду) находится близко от нас: на расстоянии всего 8,6 световых лет. А вот абсолютная звездная величина уже упомянутого Денеба составляет?6,95.
Параллакс
Никогда не задумывались, как ученые определяют расстояние до звезды? Ведь лазерным дальномером это расстояние не измеришь. На самом деле, все просто. В течение года положение звезды на небе изменяется вследствие обращения Земли по орбите вокруг Солнца. Такое изменение называется годичным параллаксом звезды. Чем ближе звезда к нам, тем больше ее смещение на фоне звезд, которые находятся дальше. Но даже у ближайших звезд такое смещение чрезвычайно мало. Невозможность обнаружить параллакс у звезд в свое время была одним из аргументов против гелиоцентрической системы мира. Удалось это сделать только в XIX веке. В нынешнее время для измерения параллаксов, а следовательно и расстояний до звезд, на орбиты выводят специальные космические телескопы. Телескоп Hipparcos Европейского космического агентства (названный в честь того самого Гиппарха, который классифицировал звезды по яркости) позволил измерить параллаксы более 100 тысяч звезд. В декабре 2013 года выведен на орбиту его преемник Gaia.
Параллактическое смещение близких звезд на фоне далёких
Собственно, параллакс (а это не только астрономическое понятие) представляет собой изменение видимого положения объекта относительно удаленного фона (в нашем случае более дальних звезд) в зависимости от положения наблюдателя. Используется он и в геодезии. Имеет значение для фотографии. Измеряется параллакс в угловых секундах (секундах дуги).
Световой год
Мерить расстояния в космическом пространстве в километрах совсем не удобно. К примеру, расстояние до ближайшей к нам звезды Проксима Центавра? 4,01?1013километров (40,1 триллиона километров). Достаточно сложно представить это расстояние. Но если измерить это расстояние в световых годах, единице длины, равной расстоянию, проходимому светом за один год, то получится 4,2 световых года. Свет от этого красного карлика идет к нам примерно 4 года и 3 месяца. Все просто.
Парсек
А вот с другой единицей длины, применяемой в астрономии, не все так просто. Расстояние до звезды Проксима Центавра, измеренное в парсеках, составляет 1,3 единицы. Само слово «парсек» образовано из слов «параллакс» и «секунда» (имеется в виду угловая секунда, равная 1/3600 градуса, вспомните школьный транспортир). Тот самый параллакс, благодаря которому мы можем измерять расстояния до звезд. Парсек (обозначается «пк») ? это расстояние, с которого отрезок длиной в одну астрономическую единицу (радиус земной орбиты), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду.
Галактический рукав
Наш Млечный Путь имеет диаметр 100 000 световых лет. Он относится к одному из основных типов галактик. Млечный Путь – это спиральная галактика с перемычкой. Все звезды, которые мы видим на небе невооруженным взглядом, находятся в нашей Галактике. Всего Млечный Путь содержит, по разным оценкам, от 200 до 400 миллиардов звезд. Как же сориентироваться и узнать, где среди этих миллиардов звезд находится Солнце?
Млечный Путь – спиральная галактика, и она имеет спиральные галактические рукава, расположенные в плоскости диска. Галактический рукав – это структурный элемент спиральной галактики. Основное количество звезд, пыли и газа содержится именно в галактических рукавах.
Галактические рукава Млечного Пути
Таких рукавов несколько, но основные это рукав Стрельца, рукав Лебедя, рукав Персея, рукав Центавра и рукав Ориона. Такие названия они получили по имени созвездий, в которых можно наблюдать основной массив рукавов. Рукав Ориона, по сравнению с другими, небольшой. Иногда его даже называют Шпора Ориона. Его длина всего около 11 000 световых лет. Но для нас этот рукав примечателен тем, что Солнце и небольшая Голубая планета, обращающаяся вокруг него и являющаяся нашим домом, находятся именно в нем.
Апоцентр и перицентр
Большинство из известных орбит искусственных спутников и небесных тел эллиптические. А для любой эллиптической орбиты всегда можно указать точку, ближайшую к центральному телу и наиболее удаленную от него. Ближайшая точка называется перицентром, а наиболее удаленная – апоцентром.
Апоцентр (справа) и перицентр (слева)
Но, как правило, вместо слова «центр», после «пери-» или «апо-», подставляют название тела, вокруг которого происходит движение. Так, для орбит искусственных спутников Земли (Гея – на древнегреческом языке) и орбиты Луны применяют термины апогей и перигей. Для окололунной (Луна – Селена) орбиты иногда применяются апоселений и периселений. Ближайшая к Солнцу (Гелиос) точка орбиты нашей планеты или другого небесного тела Солнечной системы – перигелий, дальняя – афелий или апогелий. Для орбит вокруг других звезд (астрон – звезда) – периастр и апоастр.
Астрономическая единица
Перигелий орбиты нашей планеты (ближайшая точка орбиты к Солнцу) составляет 147 098 290 км (0,983 астрономических единиц), афелий – 152 098 232 км (1,017 астрономических единиц). А вот если взять среднее расстояние от Земли до Солнца, то получается удобная единица измерения в космосе. Для тех расстояний, где в километрах мерить уже неудобно, а в световых годах и парсеках еще неудобно. Такая единица измерения называется «астрономической единицей» (обозначается «а. е.») и применяется для определения расстояний между объектами Солнечной системы, внесолнечных систем, а также между компонентами двойных звезд. После нескольких уточнений астрономическая единица признана равной 149597870,7 километрам.
Тем самым Земля удалена от Солнца на расстояние 1 а. е., Нептун, самая далекая от Солнца планета, – на расстояние около 30 а. е. Расстояние от Солнца до самой близкой к нему планеты – Меркурия – всего 0,39 а. е. А в момент следующего великого противостояния Марса и Земли, 27 июля 2018 года, расстояние между планетами сократится до 0,386 а. е.
Предел Роша
В космосе нет ничего постоянного. Просто для изменения привычного нам порядка требуются миллионы лет. Так, если некий наблюдатель через несколько миллионов лет будет наблюдать Марс, то он может не обнаружить у него одного или даже двух его спутников. Как известно, больший из спутников красной планеты – Фобос – приближается к ней на 1,8 метра за столетие. Фобос движется на расстоянии всего около 9 000 км от Марса. Для сравнения, орбиты навигационных спутников находятся на высоте 19 400–23 222 км, геостационарная орбита – 35 786 км, а Луна, естественный спутник нашей планеты, находится от Земли на расстоянии 385 000 км.
Пройдет еще 10–11 миллионов лет, и Фобос перейдет свой предел Роша, в результате чего разрушится. Предел Роша, названный так по имени Эдуарда Роша, впервые рассчитавшего такие пределы для некоторых спутников, – это расстояние от планеты (звезды) до ее спутника, ближе которого спутник разрушается приливными силами. Как было установлено, сила притяжения планеты компенсируется центробежной силой только в центре масс спутника. В других точках спутника такого равенства сил нет, что и является причиной образования приливных сил. В результате действия приливных сил спутник сначала приобретает эллипсоидальную форму, а при прохождении предела Роша разрывается ими. А вот орбита другого спутника красной планеты – Деймоса (высота орбиты около 23 500 км) – с каждым разом все дальше. Рано или поздно он преодолеет притяжение Марса и отправится в самостоятельное странствие по Солнечной системе.
Ланиакея
Сможете ли вы сказать, где во Вселенной находится наша планета? Конечно, планета Земля находится в Солнечной системе, которая, в свою очередь, находится в Рукаве Ориона – небольшом галактическом рукаве Млечного Пути. Ну а дальше? Наша Галактика, ближайшие к нам галактика Андромеды, галактика Треугольника и еще более 50 галактик входят в так называемую Местную группу галактик, которая является составной сверхскопления Девы.
Ланиакея и Млечный путь
А вот уже сверхскопление Девы, называемое также Местное сверхскопление галактик, сверхскопления Гидры-Центавра и Павлина-Индейца, а также Южное сверхскопление образуют сверхскопление галактик, называемое Ланиакея. Оно содержит в себе примерно 100 тысяч галактик. Диаметр Ланиакеи – 500 миллионов световых лет. Для сравнения, диаметр нашей Галактики – всего-то 100 тысяч световых лет. В переводе с гавайского Ланиакея означает «необъятные небеса». Что в целом точно отражает тот факт, что в обозримом будущем долететь до края этих «небес» мы вряд ли сможем.
Ланиакея и соседнее сверхскопление галактик Персея-Рыб
Звёздная величина
© Знания-сила
Птолемей и «Альмагест»
Первую попытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял элли́нский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э . Среди его многочисленных трудов (к сожалению, они почти все утеряны) фигурировал и «Звёздный каталог» , содержащий описание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии (Египет) во II в. н.э . Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошел и «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал уже примерно на тысячу звёзд больше.
Каталогом Птолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия. Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены́ к первому классу, менее яркие - ко второму и так далее. К шестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом. Термин «сила свечения небесных тел», или «звёздная величина», используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.
Блеск звёзд и визуальная звёздная величина
Глядя на звёздное небо, можно заметить, что звёзды различны по своей яркости или по своему видимому блеску. Наиболее яркие звёзды называют звёздами 1-й звёздной величины; те из звёзд, которые по своему блеску в 2,5 раза слабее звёзд 1-й величины, имеют 2-ю звёздную величину. К звёздам 3-й звёздной величины относят те из них. которые слабее звёзд 2-й величины в 2,5 раза, и т.д. Самые слабые из звёзд, доступных невооруженному глазу, причисляют к звёздам 6-й звёздной величины. Нужно помнить, что название «звёздная величина» указывает не на размеры звёзд, а только на их видимый блеск.
Всего на небе наблюдается 20 наиболее ярких звёзд, о которых обычно говорят, что это звёзды первой величины. Но это не значит, что они имеют одинаковую яркость. На самом деле одни из них несколько ярче 1-й величины, другие несколько слабее и только одна из них - звезда в точности 1-й величины. Такое же положение и со звёздами 2-й, 3-й и последующих величин. Поэтому для более точного обозначения яркости той или иной звезды используют дробные величи́ны . Так, например, те звёзды, которые по своей яркости находятся посредине между звёздами 1-й и 2-й звёздных величин, считают принадлежащими к 1,5-й звёздной величине. Есть звёзды, имеющие звёздные величи́ны 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 и т.д. На небе видно несколько особенно ярких звёзд, которые по своему блеску превышают блеск звёзд 1-й звёздной величины. Для этих звёзд ввели нулевую и отрицательные звёздные величи́ны . Так, например, самая яркая звезда северного полушария неба - Вега - имеет блеск 0,03 (0,04) звёздной величины, а ярчайшая звезда - Сириус - имеет блеск минус 1,47 (1,46) звёздной величины, в южном полушарии ярчайшей звездой является Кано́пус (Кано́пус расположен в созвездии Киль. Видимый блеск звезды минус 0,72, Кано́пус обладает наибольшей светимостью среди всех звёзд в радиусе 700 световых лет от Солнца. Для сравнения, Сириус всего лишь в 22 раза ярче, чем наше Солнце, но он намного ближе к нам, чем Кано́пус. Для очень многих звёзд среди ближайших соседей Солнца Кано́пус является самой яркой звездой на их небосклоне.)
Звёздная величина в современной науке
В середине XIX в. английский астроном Норман По́гсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. По́гсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами составляет 2,5 (например сила свечения звезды третьего класса в 2,5 раза больше, чем у звезды четвёртого класса). По́гсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 к 1 (Разность в 5 звёздных величин соответствует изменению блеска звёзд в 100 раз). Таким образом, разница в плане светимости между каждым классом составляет не 2,5, а 2,512 к 1 .
Система, разработанная английским астрономом, позволила сохранить существующую шкалу (деление на шесть классов), но придала ей максимальную математическую точность. Сначала ноль-пунктом для системы звёздных величин была выбрана Полярная звезда, её звездная величина в соответствии с системой Птолемея была определена в 2,12. Позже, когда выяснилось, что Полярная звезда является переменной, на роль ноль-пункта были условно определены звёзды с постоянными характеристиками. По мере совершенствования технологий и оборудования учёные смогли определить звёздные величины с большей точностью: до десятых, а позже и до сотых единиц.
Связь между видимыми звёздными величинами выражается формулой По́гсона: m 2 -m 1 =-2,5log (E 2 /E 1) .
Количество n звёзд с визуальной звездной величиной свыше L
L | n | L | n | L | n |
| 1 | 13 | 8 | 4.2*10 4 | 15 | 3.2*10 7 |
| 2 | 40 | 9 | 1.25*10 5 | 16 | 7.1*10 7 |
| 3 | 100 | 10 | 3.5*10 5 | 17 | 1.5*10 8 |
| 4 | 500 | 11 | 9*10 5 | 18 | 3*10 8 |
| 5 | 1.6*10 3 | 12 | 2.3*10 6 | 19 | 5.5*10 8 |
| 6 | 4.8*10 3 | 13 | 5.7*10 6 | 20 | 10 9 |
| 7 | 1.5*10 4 | 14 | 1.4*10 7 | 21 | 2*10 9 |
Относительная и абсолютная звёздная величина
Звёздная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп (фото́метрами), указывает, какое количество света от звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. Другими словами, тот факт, что звёзды различаются по блеску, ещё не дает полной информации о звезде. Очень яркая звезда может иметь большую светимость, а находиться очень далеко и потому иметь очень большую звёздную величину. Для сравнения яркости звёзд независимо от их расстояния до Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина» . Для определения абсолютной звездной величины необходимо знать расстояние до звезды. Абсолютная звездная величина М характеризует блеск звезды на расстоянии в 10 парсек от наблюдателя. (1 парсек = 3,26 светового года.). Связь абсолютной звездной величины М, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках: M = m + 5 – 5 lg R.
Для сравнительно близких звёзд, удалённых на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется по параллаксу способом, известным уже двести лет. При этом измеряют ничтожно малые угловые смещения звёзд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Параллаксы даже самых близких звёзд меньше 1" . С понятием параллакса связано название одной из основных единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равен 1" .
Уважаемые посетители!
У вас отключена работа JavaScript . Включите пожалуйста скрипты в браузере, и вам откроется полный функционал сайта!Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости - одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.
Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие - это звезды первой величины (сокращенно - 1m, от латинского magnitudo- величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2m) и так далее до шестой группы - едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, тоесть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6mв 100 раз.
Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп - 6-ти метровый рефлектор - позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)
С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце -- -26,7.
В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:
E1/E2=(5v100)m3-m1?2,512m2-m1
где E1и E2 - освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1и m2- их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.
Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии - парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1"". Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:
где r - расстояние в парсеках, П - годичный параллакс в секундах.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.
Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость - количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.
Абсолютная звездная величина (M) - такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:
M=m + 5 - 5 * lg(r)
Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра - крошечный тусклый красный карлик - имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда дЗолотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.
Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.
Невооруженному телескопом глазу звездное небо представляется россыпью светящихся точек , имеющих разную яркость . Видимую яркость звезды , а точнее , ту освещенность , которую создает излучение звезды на поверхности приемника (например , на сетчатке глаза , на чувствительном слое фотопластинки и т . п . ) , астрономы оценивают некоторым численным параметром , называемым видимая звездная величина m . В основу шкалы видимых звездных величин положен экспериментальный закон Вебера-Фехнера: если E - освещенность какой-либо площадки, dE - изменение освещенности этой площадки, а dP - изменение светового ощущения, то справедливо соотношение:
dP ~ dE /E (1)
т.е. изменение зрительного ощущения зависит не просто от изменения освещенности, но от отношения изменения освещенности к освещенности. Закон Вебера-Фехнера можно сформулировать следующим образом:
Если раздражение увеличивается в геометрической прогрессии, то ощущение изменяется в арифметической прогрессии.
Из (1) следует:
P ~ lgE. (2)
Соотношение (2) лежит в основе связи с фотометрической физической шкалой оценок освещенностей, яркостей и интенсивностей.
Яркости (“блеск”) астрономических объектов (и протяженных, и точечных) измеряются в шкале “звездных величин”. Термин “звездная величина” - дань иррадиации, т.е. чем ярче наблюдаемый (точечный) объект, тем больше по размерам он кажется наблюдателю. Строго говоря, “иррадиация” - выход видимых размеров наблюдаемого светила за пределы его действительного (углового) размера.
Видимая звездная величина m - численное выражение зрительного ощущения при наблюдении излучающих астрономических объектов. Тогда в соответствии с законом Вебера-Фехнера (1):
Dm ~ dE/E, m ~ lgE. (3)
Практика астрономических наблюдений показала, что связь между m и lgE линейная, т.е.
m = a + b × lgE. (4)
Глаз - относительный приемник излучения, т.е. он способен оценивать фотометрические характеристики источника лишь в сравнении с другим источником излучения. Тогда при наблюдении двух звезд имеем:
m 1 = a + b × lgE 1 ,
m 2 = a + b × lgE 2 ,
или
M 1 - m 2 = b × (lgE 1 - lgE 2) = b × lg(E 1 /E 2). (5)
В XIX в. после исследования возможных значений коэффициента “b” Погсон предложил считать b = -2,512. Выражение (5) можно переписать в виде:
m 1 - m 2 = - 2,512 × lg(E 1 /E 2), (6)
или
lg(E 1 /E 2) = 0,4 × (m 2 - m 1). (7)
Формула (7) - формула Погсона.
Примем за единицу освещенности E освещенность от звезды, видимая звездная величина которой m = 0 m . Тогда из (6) получим связь между E и m:
m = - 2,512 × lgE. (8)
Видимая звездная величина m есть десятичный логарифм освещенности E, создаваемой светилом в точке наблюдения на нормальной к направлению излучения плоскости, умноженный на -2,512.
Если E = 1, то из (4): a = m, т.е. a является видимой звездной величиной единицы освещенности.
Так, если светило, наблюдаемое , создает на приемнике излучения освещенность E = , то a = -14 m 18 (без учета атмосферы) или a = -13 m 89 (с учетом атмосферы, т.е. “заатмосферное” значение единицы освещенности).
Шкала видимых звездных величин калибрована так , что , если блеск двух звезд (освещенности , создаваемые этими ми на приемнике излучения) различаются в 2 . 512 раза , то их видимые звездные величины различаются на единицу , причем меньшее значение m имеет более яркая . Видимые звездные величины m могут быть отрицательными и положительными, числами целыми или дробными. Самые яркие объекты неба имеют отрицательную видимую звездную величину : например , для Солнца m ⊙ = -26 m ,5 . Самые слабые объекты , которые можно наблюдать с помощью крупнейших телескопов , оборудованных чувствительнейшими приемниками излучения , имеют m =+25 m ÷ +30 m . Из соотношения Погсона следует , что видимая яркость Солнца приблизительно в 10 22 раз превышает яркость звезд, доступных на пределе крупнейшим телескопам.
Шкала видимых звездных величин введена Гиппархом (II в. до н.э.). Видимая звездная величина m никак не связана ни с видимым , ни с действительным размером (диаметром) звезды. Более того , сравнивая видимые величины двух звезд , мы ничего не можем сказать о различиях в действительной этих звезд . Звезды отличаются друг от друга по диаметру и , следовательно , по площади излучающей поверхности , по температуре поверхности , наконец , могут находиться на разных расстояниях от наблюдателя . Холодный карлик с ничтожной мощностью излучения , но находящийся близко от Солнца , может иметь такую же видимую яркость , как и горячий гигант , удаленный от нас на огромное расстояние . Отсюда следует , что знание расстояний до звезд и меет принципиальное значение для оценки действительных физических параметров звезд и , следовательно , для понимания физических процессов , происходящих в мире звезд .
(из Википедии)Звёздная величина - числовая характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, показывающая, сколько света приходит от него в точку, где находится наблюдатель.
Видимая (визуальная)
Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно соответствовало величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами.
Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот.
В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:
Где I — световой поток от объекта, C — постоянная.
Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0 m ) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 10 6 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0 m за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10 −6 люкс.
Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше , чем звезда ярче , то в формуле присутствует знак минус.
Следующие два 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 10 1/2,5 =2,512 раза.
В наши дни видимая звёздная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.
Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)
- Визуальная звёздная величина (V или m v ) определяется спектром чувствительности человеческого глаза (видимый свет), имеющего максимум чувствительности при длине волны 555 нм. или фотографически с оранжевым фильтром.
- Фотографическая или «синяя» звёздная величина (B или m p ) определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.
- Ультрафиолетовая звёздная величина (U ) имеет максимум в ультрафиолете при длине волны около 350 нм.
Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах U−B и B−V являются интегральными показателями цвета объекта, чем они больше, тем более красным является объект.
- Болометрическая звёздная величина соответствует полной мощности излучения звезды, т. е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Для её измерения применяется специальное устройство — болометр.
абсолютная
Абсолютная звёздная величина (M ) определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7. Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:
где d
0
= 10 пк ≈ 32,616 световых лет.
Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле 
Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением: 
где и — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.
Звёздные величины некоторых объектов
| Объект | m |
| Солнце | −26,7 |
| Луна в полнолуние | −12,7 |
| Вспышка Иридиума (максимум) | −9,5 |
| Сверхновая 1054 года (максимум) | −6,0 |
| Венера (максимум) | −4,4 |
| Земля (глядя с Солнца) | −3,84 |
| Марс (максимум) | −3,0 |
| Юпитер (максимум) | −2,8 |
| Международная космическая станция (максимум) | −2 |
| Меркурий (максимум) | −1,9 |
| Галактика Андромеды | +3,4 |
| Проксима Центавра | +11,1 |
| Самый яркий квазар | +12,6 |
| Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом | От +6 до +7 |
| Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп | +27 |
| Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп Хаббла | +30 |
| Объект | Созвездие | m |
| Сириус | Большой пёс | −1,47 |
| Канопус | Киль | −0,72 |
| α Центавра | Центавр | −0,27 |
| Арктур | Волопас | −0,04 |
| Вега | Лира | 0,03 |
| Капелла | Возничий | +0,08 |
| Ригель | Орион | +0,12 |
| Процион | Малый пёс | +0,38 |
| Ахернар | Эридан | +0,46 |
| Бетельгейзе | Орион | +0,50 |
| Альтаир | Орёл | +0,75 |
| Альдебаран | Телец | +0,85 |
| Антарес | Скорпион | +1,09 |
| Поллукс | Близнецы | +1,15 |
| Фомальгаут | Южная рыба | +1,16 |
| Денеб | Лебедь | +1,25 |
| Регул | Лев | +1,35 |
Солнце с разных расстояний
Загрузка...
