1 звёздная величина. Что является абсолютной звёздной величиной? Измерение звёздных величин

Даже далекие от астрономии люди знают, что звезды имеют разный блеск. Наиболее яркие звезды без труда видны на засвеченном городском небе, а самые тусклые едва различимы при идеальных условиях наблюдения. Для характеристики блеска звезд и других небесных светил (например, планет, метеоров, Солнца и Луны) ученые выработали шкалу звездных величин.

Как и в яркости, которая, очевидно, зависит от расстояния астро, этот тип рассматриваемой величины называется кажущейся величиной. Когда мы рассматриваем фантастические расстояния, которые отделяют нас от звезд, все усилия воображения бесполезны в их понимании.

Изоляционизм является подходящим словом, когда речь идет о звездах и Солнце в космосе. Обратите внимание, что эти сравнения были сделаны относительно нашего «ближайшего соседа» и что при рассмотрении множественности звезд расстояния в тысячи и миллионы раз больше, чем расстояние, отделяющее нас от него.

Понятие «звездная величина»
используется астрономами более 2000 лет. Вероятно, первым его ввел известный древнегреческий астроном и математик Гиппарх во II веке до нашей эры. Регулярно наблюдая звездное небо с острова Родос в Эгейском море, Гиппарх однажды стал свидетелем появления новой яркой звезды в созвездии Скорпиона. Находясь под впечатлением от этого события, астроном решил составить каталог звезд, дабы в дальнейшем быстро находить новые звезды, если таковые появятся. В результате астроном переписал 1025 звезд: он не только дал для каждой звезды координаты, но и поделил их на 6 звездных величин.

Для измерения этих звездных расстояний необходимо учитывать новые единицы, так как сама Астрономическая единица очень мала. Обычно, поскольку он обладает большей интуитивной ценностью, используется так называемый светлый год, который является расстоянием, которое свет проходит в год и что эквивалентно приблизительно 9 5 миллиардам километров.

При выполнении астрономических расчетов предпочтительнее использовать другой блок, парсек, относящийся к звездному параллаксу, как будет видно в следующем пункте, что эквивалентно 26 световых лет. Параллакс звезды – это угол вершин на звезде, под которым будет виден радиус орбиты Земли. Существование этого угла, измеримого для многих звезд, было одним из фундаментальных испытаний перевода Земли. Здесь интересно подчеркнуть еще одно большое значение, поскольку параллакс – это первый метод, доступный человеку для измерения расстояний до звезд!

Самым ярким
звездам Гиппарх присвоил первую
звездную величину, а самым тусклым
, едва видимым глазом, – шестую
. При этом звезды 2-й величины считались во столько раз слабее звезд 1-й, насколько звезды 3-й величины слабее звезд 2-й и так далее: получалась арифметическая прогрессия. В каталоге Гиппарха оказалось 15 звезд первой величины, 45 звезд – второй, 208 – третьей, 474 – четвертой, 217 – пятой и 49 звезд шестой величины (плюс несколько туманностей).

Определение угла α по тригонометрическому методу требует очень деликатных операций, так как оно всегда меньше 1. Используемые процедуры не соответствуют их раскрытию здесь, но желательно указать, что они основаны на кажущемся смещении, которое страдает от рассматриваемой звезды, когда Земля меняет положение в пространстве.

Первым показателем параллакса была звезда 61 Лебедя. Операция выполнялась астрономом Бесселем, получавшим 0 37, очень близким к имеющемуся в настоящее время значению: 0. Преимущество использования этого устройства в расчетах ясно, поскольку расстояние, обратно пропорциональное параллаксу, для параллакса 0 1 10 парсек будет соответствовать, для α = 0 01, 100 парсек и т.д. будет соответствовать.

Почему Гиппарх назвал характеристику блеска звезд величиной
?

В древности люди полагали, что звезды находятся на небесной сфере на одном расстоянии от Земли, поэтому различие в яркости звезд объяснялось различием в их реальных размерах или величине.

Отсюда звезды первой величины должны были быть гораздо крупнее звезд шестой величины.

К сожалению, метод тригонометрического параллакса имеет свой предел, так как его практически невозможно определить, когда он составляет менее сотой доли секунды, так что наибольшие расстояния, рассчитанные по этой процедуре, составляют 100 парсек, что означает, как вы увидите, заглянуть в мир звезд.

Зная абсолютную величину двух звезд, мы можем сравнить их светимости. Для тех, кто ходит в этой астрономии, слушая о величине небесного объекта, неудивительно, хотя вы можете не очень хорошо знать, что такое масштаб величин, вы будете знать, что величина объекта связана с его яркостью.

Согласно введенной Гиппархом шкале, такие звезды как , Денеб или Капелла имели первую звездную величину (сокращенно записывается как 1 m), и это были самые крупные, «важные» звезды. Звезды ковша Большой Медведицы имели в среднем 2 m , это были уже звезды «помельче». Со временем астрономы поняли, что звездная величина определяет не настоящие размеры светила, а лишь его блеск, то есть освещенность, которую оно создает на Земле
, однако продолжали пользоваться шкалой Гиппарха.

Для более мирян, или не настолько привыкших к блужданиям астрономических наблюдений или астрономии вообще, понятие величины, вероятно, напомнит им о величинах шкалы Рихтера, относящихся к сейсмологическим явлениям. Глядя на вещи, две шкалы величин подобны по существу, как мы увидим позже.

Когда астроном говорит, что звезда Веги имеет величину 0, она дает очень точное указание на ее кажущуюся яркость. Вега, одна из самых ярких звезд в ночном небе. «Но тогда, если Вега имеет величину 0 и является самой яркой, одна менее яркая имеет отрицательную величину». – Неправильно! На самом деле, чем ярче объект, тем ниже его величина. Например, полная луна имеет величину около -12, а самые слабые объекты, которые можно увидеть невооруженным глазом, в месте с темным небом без светового загрязнения имеет величину около.

Следует помнить, что шкала звездных величин – обратная: чем звезда ярче, тем ее величина меньше. И наоборот, чем звезда тусклее, тем большую величину она имеет.

К середине XIX века развитие науки потребовало определять блеск светил более точно. В частности, оказалось, что человеческое зрение устроено особым образом: при изменении освещенности в геометрической прогрессии оно передает нам ощущения в арифметической прогрессии. Оказалось, что не 6 звезд 6-й величины создадут такую же освещенность, как и звезда 1-й (как предполагалось ранее), а целая сотня!

Масштаб Масштаба имеет свою собственную историю, о которой расскажут и объясняют здесь. Текущая шкала величин возникла у английского астронома Погсона. Но даже до него были те, кто пытался каталогизировать звезды по величине. Очевидные блики звезд, которые кажутся нам в ночное время, больше связаны с расстояниями, к которым звезды относятся к нам, а не от его внутренней яркости. Очень яркая звезда по сути, может показаться на самом деле очень незначительной, чтобы быть очень далекой от нас, а также то, что звезда более слабого блеска будет казаться нам намного ярче благодаря простому факту близости с нами.

В 1856 году английский астроном Норман Погсон предложил построить шкалу звездных величин, учитывая психофизический закон зрения. Согласно Погсону звезда 1-й величины по определению создавала освещенность ровно в 100 раз бо́льшую, чем звезда 6 m . Таким образом получается, что современная шкала звездных величин – логарифмическая: звезда 1-й величины примерно в 2,512 раз ярче звезды 2-й, а та, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды 3-й звездной величины и так далее.

Однако тот факт, что звезды имеют разные сияния, является преимуществом, чтобы знать их. Зная, как определить яркость за пределами относительного положения звезд, легче узнать, что есть. Он был первым, кто столкнулся с проблемой написания документа, который каталогизировал звезды. Идея Гиппарха состояла в том, чтобы иметь регистр, который позволит будущим астрономам распознавать любые изменения, которые могут произойти в небе.

Этот каталог был основан на произвольной классификации звезд, основанной на 6 величинах. Те из 1-й величины были самыми яркими, затем в уменьшающемся порядке яркости, а затем другие величины до 6-го, которые были наименее яркими звездами, находящимися на пределе нашей зрительной способности.

Звездная величина – безразмерная характеристика блеска небесного светила. На этом снимке изображено известное двойное скопление в созвездии Персея. Самые яркие звезды на фото имеют 6 звездную величину, самые тусклые – около 17-й. Согласно формуле Погсона ярчайшие звезды на фото в 25000 раз ярче едва заметных. © New Forest Observatory

В настоящее время мы знаем, что это неправильно, и из-за путаницы, которую может породить слово величие, мы приняли величину. Таким образом, величина представляет собой способ выражения кажущейся яркости звезд, то есть яркости, которую они, похоже, имеют, используя определенный масштаб, шкалу Масштабирования.

Масштаб величин был создан для замены Гиппарха, который начал оставлять желать лучшего с новыми измерениями и открытиями. Таким образом, необходимо было начать поиск лучшей системы классификации звездных свечений, которая позволила бы преодолеть недостатки старого масштаба. Было обнаружено, что яркость звезд величиной 1 была в 100 раз больше, чем яркость звезд 6, которые являются самыми слабыми, видимыми невооруженным глазом. Обратите внимание, что между 1-й и 6-й величинами существует вариация в 5 величин.

Но от чего вести отчет? Что принять за нуль-пункт?

Как известно, астрономия – наука точная, и потому любая физическая характеристика должна измеряться в каких-то величинах. Так, сила измеряется в ньютонах, энергия – в джоулях. В этом смысле звездная величина – безразмерная характеристика блеска небесных светил. Погсон предложил считать блеск Полярной звезды равным ровно 2 m (совсем как Цельсий за 0° принял точку замерзания воды), а величины остальных звезд определить, отталкиваясь от нее. Но впоследствии оказалось, что блеск Полярной звезды не постоянен, и тогда в качестве эталона уже взяли Вегу. Сегодня за 0 m принята вполне определенная освещенность, равная энергетической величине E
=2,48*10^-8 Вт/м²
.

Все это, конечно, с точки зрения кажущейся яркости. В этой линии мы видим, что звезда 1-й величины в 2 раза ярче третьей величины и так далее. Точно так же, как любопытство, телескоп с 60-миллиметровой линзой показывает нам звезды на величину. Еще один интересный момент в том, что звезда величиной 1 представляет собой яркость нормальной свечи, расположенной в 2 км от нас, в то время как звезда 5-й величины светит подобно парус в 6 км от нас.

Солнце имеет величину и полную луну. Означает ли это, что солнце только в 2 раза ярче, чем полная луна? Таким образом, мы видим, что разница величин между Солнцем и Луной примерно равна. Поэтому кажущаяся яркость Солнца. Как вы можете видеть, масштаб величин очень универсален и точен.

Собственно, именно освещенность
и определяют при наблюдениях астрономы, а уже потом ее специально переводят в звездные величины.

Делают они это не только потому что «так привычнее», но и потому что звездная величина оказалась очень удобным понятием. Измерять освещенность в ваттах на квадратный метр крайне громоздко: для Солнца величина получается большой, а для слабых телескопических звезд – очень маленькой. В то же время оперировать звездными величинами гораздо легче (как раз из-за того, что это логарифмическая шкала). Так, блеск Солнца равен -26,73 m , а блеск самых слабых объектов, снимки которых можно получить с помощью телескопа «Хаббл», равен примерно 31,50 m . Как видим, разница составляет всего в 58 «ступенек».

Однако мы говорили о кажущихся величинах, и есть также абсолютные величины. Масштаб размера некоторых звезд. Давайте поговорим поверхностно о двух основных понятиях астрономии относительно величины звезд. Астрономы относятся к величине звезд двумя способами.

Абсолютная величина. Это относится к величине, которую представляли бы звезды, если бы они находились на одинаковом расстоянии от наблюдателя. Это стандартное расстояние определяется в десяти парсеках. Другими словами, абсолютная величина представляет собой реальную величину звезды. Это относится к величине звезды, то, как она воспринимается визуально, невооруженным глазом.

Вначале звездная величина использовалась как указатель блеска звезд, которые наблюдались в оптике (то есть, визуально или фотографически). Позже шкалу распространили на ультрафиолетовый и инфракрасный диапазоны излучения. Ясно, что звезды излучают неравномерно на разных длинах волн, поэтому звездная величина небесного светила зависит от спектральной чувствительности приемника излучения.

Во многих случаях звезда кажется ярче только потому, что она ближе, чем другие, которые кажутся нам слабыми, потому что они находятся дальше друг от друга. Но факт в том, что старый и мудрый Гиппарх занимает около 850 звезд. Среди звезд в его каталоге самый блестящий Гиппарх занимал первое, второе, третье и т.д. до шестого значения, которое по своей классификации находится на пределе человеческого зрения.

Астроном и математик Норман Погсон, основанный на работах Хершелла и по принципу психофизики Фехнера и Вебера, разработали новый масштаб с появлением первых фотометров и с учетом необходимости разработки более точных масштабов, для отрицательных чисел.

Визуальная
звездная величина mv
отвечает спектральной чувствительности человеческого глаза (максимум приходится на длину волны лямбда=555 мкм).

Фотовизуальная
звездная величина V
(или желтая) практически совпадает с визуальной и в настоящее время именно в шкале фотовизуальных величин обозначается блеск звезд и других небесных тел в каталогах, предназначенных для любителей астрономии..

В масштабе, предложенном Погсоном, о котором мы не будем говорить здесь подробно, но который широко известен и распространен, хорошо разработан и интересен, особенно с математической точки зрения, отрицательные величины указывают на большую яркость. Таким образом, по шкале абсолютной величины Солнце представляет собой скромную звезду пятой величины, но по масштабу кажущейся величины Солнце является суверенным. Его величина является самой негативной, градуированной как двадцать седьмая.

Среди звезд ночного неба звезда большей видимой величины называется Сириус на -1, 44 м, расположенная всего в 8 световых годах от Солнца и составляющая бинарную звездную систему. Мы вернемся к этому вопросу, введя в другой раз таблицу с очевидной и абсолютной величиной главных звезд.

Фотографическая
звездная величина B
(или синяя) определяется измерением блеска звезды по фотопластинке, чувствительной к синим лучам, или при помощи фотоумножителя с синим фильтром.

Наконец, болометрическая
звездная величина mbol
отвечает суммарной мощности излучения звезды во всех диапазонах спектра. Например, болометрическая звездная величина Солнца лишь немного меньше визуальной, так как почти все излучение звезды приходится на видимый диапазон. С другой стороны, болометрическая зв. вел. красных карликов гораздо меньше их визуальной зв. величины, так как бо́льшая часть энергии излучения приходится на инфракрасный диапазон. Та же ситуация наблюдается и с горячими звездами спектральных классов О и В, которые излучают в основном в ультрафиолете.

По шкале абсолютных величин Солнце является звездой пятой величины. По масштабу кажущейся величины наша Звезда Матери достигает двадцать седьмой отрицательной величины. Чем более отрицательная величина, тем ярче. Желаю вам всей блестящей среды. Фернандо Мунаретто – из Параны, который живет в Баие с января. Он астроном-любитель и альпинист; любовника истории, литературы и географии. Он работает с образованием и распространением астрономии, преподавания лекций и наблюдений за открытым небом в Чападе Диамантина, в Планетарии Музея Парка Сабер, в Фейре де Сантана и с различными школами и учебными заведениями в столице и в интерьере Баии.

Шкала звездных величин. Рисунок:
Большая Вселенная

До сих пор, говоря о звездной величине, мы подразумевали видимую звездную величину

, т. е. ту, которая регистрируется непосредственно при наблюдении небесного светила. Видимая звездная величина означает «наблюдаемая», «кажущаяся» и ничего не говорит о том, какова реальная светимость небесного тела
. Например, Венера на небе выглядит гораздо ярче любой звезды; ее максимальный блеск достигает -4,67 m . Однако это не значит, что планета «излучает» больше света, чем звезды; большой блеск Венеры объясняется ее близостью к Земле.

Когда мы смотрим на звездное небо, одна из первых вещей, которые мы понимаем, это то, что звезды имеют разные свечения. Некоторые обращают наше внимание на интенсивный свет, в то время как другие настолько бледны, что мы едва ли можем их идентифицировать.

Это «сидерическое разнообразие» привлекло внимание древних греков, где возникла первая система классификации звезд по их блеску. В их системе группа с примерно 20 яркими звездами – те, которые появились впервые после захода солнца, были оценены в 1-м.

Затем он классифицировал звезды немного менее яркими, как принадлежащие к 2-му величию. И он продолжал, даже тех, кого он едва мог видеть, и что Гиппарх сгруппировался в 6-ом величии. В то время считалось, что звезды фиксированы в огромном, поэтому на том же расстоянии от Земли. Таким образом, их разные блески зависели от их размеров, что не соответствует действительности.

Чтобы сравнить реальные потоки световой энергии, идущие от небесных тел, астрономы условно располагают их на стандартном расстоянии 10 парсек от Земли. Абсолютная звездная величина (М)
показывает, какую видимую звездную величину имело бы небесное тело в том случае, если бы расстояние до него составляло 10 парсек
.

Видимые звездные величины некоторых небесных тел

Солнце: -26,73

Луна (в полнолуние): -12,74

Венера (в максимуме блеска): -4,67

Юпитер (в максимуме блеска): -2,91

Сириус: -1,44

Вега: 0,03

Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом: около 6,0

Солнце с расстояния 100 световых лет: 7,30

Проксима Центавра: 11,05

Самый яркий квазар: 12,9

Самые слабые объекты, снимки которых получены телескопом «Хаббл»: 31,5

(обозначается m — от англ. M agnitude)

— безразмерная величина, характеризующая блеск небесного тела (количество света, поступающего от него) с точки зрения земного наблюдателя. Чем ярче объект, тем меньше его видимая звездная величина.

Слово «видимая» в названии означает лишь то, что звездная величина наблюдается с Земли, и используется для того, чтобы отличать ее от абсолютной звездной величины. Это название относится не только видимого света. Величина, которая воспринимается человеческим глазом (или другим приемником с такой же спектральной чувствительностью), называется визуальной.

Звездная величина обозначается маленькой буквой m в виде верхнего индекса до числового значения. Например, 2 m означает вторую звездную величину.

История

Понятие звездной величины ввел древнегреческий астроном Гиппарх во II веке до нашей эры. Он распределил все доступные невооруженному глазу звезды на шесть величин: яркие он назвал звездами первой величины, найтьмяниши — шестой. Для промежуточных величин считалось, что, скажем, звезды третьей величины, столь же тусклее звезды второй, насколько они ярче звезды четвертой. Этот способ измерения блеска получил распространение благодаря «Альмагесту» — звездном каталога Клавдия Птолемея.

Такая классификационная шкала почти без изменений применялась до середины 19 века. Первым, кто отнесся к звездной величины как в количественной, а не качественной характеристики, был Фридрих Аргеландер. Именно он начал уверенно применять десятичные доли звездных величин.

1856 Норман Погсон формализовал шкалу звездных величин, установив, что звезда первой величины ровно в 100 раз ярче звезду шестой величины. Поскольку в соответствии с закон Вебера — Фехнера изменение освещенности в одинаковое количество раз
воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину,
то разница в одну звездную величину соответствует изменению интенсивности света в ≈ 2,512 раз. Это иррациональное число, которое называют числом Погсон.

Итак, шкала звездных величин является логарифмической: разница звездных величин двух объектов определяется уравнением:

,
, — Звездные величины объектов,
, — Освещенности, создаваемые ими.

Эта формула дает возможность определить лишь разницу звездных величин, но не сами величины. Чтобы с ее помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт — освещенность, которой соответствует нулевая звездная величина (0 m). Сначала Погсон применял как эталон Полярную звезду, положив, что она имеет ровно второй величины. После того, как выяснилось, что Полярная является переменной звездой, шкалу начали привязывать к Веге (которой приписывали нулевую величину), а затем (когда в Веги тоже заподозрили изменчивость) нуль-пункт шкалы переопределили с помощью нескольких других звезд. Впрочем, для визуальных наблюдений Вега может служить эталоном нулевой звездной величины и дальше, поскольку ее звездная величина в видимом свете равен 0,03 m, что на глаз не отличается от нуля.

Современная шкала звездных величин не ограничивается шестью величинами или только видимым светом. Звездная величина очень ярких объектов является отрицательной. Например, Сириус, самая яркая звезда ночного неба, имеет видимую звездную величину -1,47 m. Современная техника позволяет также измерить блеск Луны и Солнца: полная Луна имеет видимую звездную величину -12,6 m, а Солнце -26,8 m. Орбитальный телескоп “Хаббл” может наблюдать звезды до 31,5 m в видимом диапазоне.

Спектральная зависимость

Звездная величина зависит от спектрального диапазона, в котором осуществляется наблюдение, так как световой поток от любого объекта в различных диапазонах разный.

• Болометрическая звездная величина
  показывает полную мощность излучения объекта, то есть суммарный поток во всех спектральных диапазонах. Измеряется болометра.

Наиболее распространенная фотометрическая система — система UBV — имеет 3 полосы (спектральные диапазоны, в которых осуществляются измерения). Соответственно, там существуют:

• ультрафиолетовая звездная величина
  (U)
  — определяется в ультрафиолетовом диапазоне;

• «Синяя» звездная величина (B)
  
  — определяется в синем диапазоне;

• визуальная звездная величина
  (V)
  — определяется в видимом диапазоне; кривая спектральной чувствительности выбрана так, чтобы лучше соответствовать человеческому зрению. Глаз наиболее чувствителен к желто-зеленого света с длиной волны около 555 нм.

Разница (U-B или B-V) между звездными величинами одного и того же объекта в разных полосах показывает его цвет и называется показателем цвета. Чем больше показатель цвета, тем краснее объект.

Есть и другие фотометрические системы, в каждой из которых есть различные полосы и, соответственно, можно измерить различные величины. Например, в старой фотографической системе использовались следующие величины:

• фотовизуальными звездная величина (m
  
  pv)
  — мера зчорнення изображение объекта на фотопластинке с оранжевым светофильтром;

• фотографическая звездная величина (m
  
  pg)
  — измеряется на обычной фотопластинке, что чувствительна к синему и ультрафиолетового диапазонов спектра.

Видимые звездные величины некоторых объектов

m

Изображения по теме