Звёздные величины. Звездная величина

Каждая из этих звезд имеет определенную величину, позволяющую их увидеть

Звездная величина – числовая безразмерная величина, характеризирующая яркость звезды или другого космического тела по отношению к видимой площади. Другими словами, эта величина отображает количество электромагнитных волн, телом, которые регистрируются наблюдателем. Поэтому данная величина зависит от характеристик наблюдаемого объекта и расстояния от наблюдателя до него. Термин охватывает лишь видимый, инфракрасный и ультрафиолетовый спектры электромагнитного излучения.

Если эта теория правильная, то некоторые звезды, такие как звезда А на следующем рисунке, должны двигаться немного через полгода. Древние греки наблюдали за ночным небом, но они даже не заметили изменений в позиции какой-либо одной звезды. Это подтверждается только тем, что Земля покоится, не двигаясь в одном месте, потому что, если она движется, это изменит кажущееся положение некоторых звезд. Им пришлось бежать сотни лет, чтобы избавиться от этой модели. Один из немногих греков, считавших, что Солнце является центром вселенной, был нашим старым известным Аристархом.

По отношению к точечным источникам света используют также термин «блеск», а к протяженным – «яркость».

Древнегреческий ученый Гиппарх Никейский, который жил на территории Турции во II веке до н. э., считается одним из влиятельнейших астрономов античности. Он составил объемный , первый в Европе, описав расположения более чем тысячи небесных светил. Также Гиппарх ввел такую характеристику как звездная величина. Наблюдая невооруженным глазом за звездами, астроном решил разделить их по яркости на шесть величин, где первая величина – самый яркий объект, а шестая – наиболее тусклый.

Он утверждал, что вокруг него окружали Земля и другие планеты и даже возмущали мир, когда он объявил, что Вселенная бесконечна и что наше Солнце не единственное. Он был объявлен еретиком, и его работа была забыта. В течение столетий Николай Коперник возродил идею гелиоцентризма, и в последующие два столетия к нему присоединились Галилей Галилей, Иоганн Кеплер и Исаак Ньютон. Галилейский принцип относительности объяснил, почему мы не чувствуем никакого ветра, когда Земля движется вокруг Солнца, Ньютон описывает гравитацию, и Кеплер смог предсказать орбиты планет.

В XIX веке, британский астрономом Норман Погсон усовершенствовал шкалу измерений звездных величин. Он расширил диапазон ее значений и ввел логарифмическую зависимость. То есть с повышением звездной величины на единицу, яркость объекта уменьшается в 2.512 раза. Тогда звезда 1-й величины (1 m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6 m).

Даже геоцентризм, но за счет всех планетарных переулков, рассчитанных на основе всех эллипсов, кругов, кругов на кругах и другого сложного безумия, которые, по-видимому, были скорректированы только для того, чтобы дать возможность расчетам. Решение, которое из двух теорий, описывающих движение планет, является правильным, может облегчить так называемый процесс бритвы Оккама, в котором говорится, что следует использовать больше аргументов, чем необходимо для объяснения определенного явления или ситуации.

Мы можем интерпретировать это так, чтобы, если у нас есть несколько разных объяснений, приводящих к одному и тому же результату, то самое легкое решение, вероятно, правильно. Пример: у вас есть день рождения, и вы получаете торт. Вы едите что-то и оставляете все остальное, как три части, в холодильнике. Когда вы вечером открываете холодильник, вы обнаружите, что одна часть отсутствует. Вы знаете, что дома у вас есть сестра, которая любит сладкую, и у вас также есть собака, которая, вероятно, тоже не торчит.

Эталон звездной величины

За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск , самой яркой точки в . Несколько позже было изложено более точное определение объекта нулевой звездной величины – его освещённость должная равняться 2,54·10 −6 люкс, а световой поток в видимом диапазон 10 6 квантов/(см²·с).

Есть две возможности: либо собака встала на спину, открыла холодильник, и взломала торт, либо съел твою сестру. Наиболее вероятный вариант, конечно же, заключается в том, чтобы обвинить сестру. Аналогично, модель Кеплера, на первый взгляд, намного проще и, следовательно, вероятно, правильна. В и геоцентризм окончательно был заменен гелиоцентризмом. У нас было довольно приличное представление о размерах нашей солнечной системы, но о расстояниях, которые существуют во вселенной, мы понятия не имели.

Первым, кто поставил линейку на звезды, был немецкий астроном и математик Фридрих Бессел. До тех пор никто не мог измерить звездный параллакс, поэтому считалось, что звезды должны быть «невероятно далеко». Их параллакс должен быть настолько «невероятно мумией», что его невозможно измерить. Это точно так же, как если бы вы смотрели свечу, что кто-то переместился на один сантиметр с расстояния 6, 5 км от маленького телескопа! Его оценка заключалась в том, что звезда находится на расстоянии 10, 4 световых лет от нас.

Видимая звездная величина

Описанная выше характеристика, которую определил Гиппарх Никейский, впоследствии стала носить название «видимая» или «визуальная». Имеется в виду, что ее можно наблюдать как при помощи человеческих глаз в видимом диапазоне, так и с использованием различных инструментов вроде телескопа, включая ультрафиолетовый и инфракрасный диапазон. Звездная величина созвездия равна 2 m . Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0 m) не самая яркая звезда на небосводе (пятая по блеску, третья для наблюдателей с территории СНГ). Поэтому более яркие звезды могут иметь отрицательную звездную величину, к примеру, (-1.5 m). Также сегодня известно, что среди небесных светил могут быть не только звезды, но и тела, отражающие свет звезд – планеты, кометы или астероиды. Звездная величина полной составляет −12,7 m .

Это может показаться огромным расстоянием, но пространство – это что-то вроде нашего ближайшего соседа. Паралакса – довольно точный метод определения расстояния звезд, но по самой своей природе неизбежный вывод, что мы можем измерить только ближайшие звезды, потому что чем более отдаленная звезда мы наблюдаем, тем меньше ее параллакс и, следовательно, менее измеримый. Если мы измеряем Землю, параллакс можно успешно использовать на расстоянии нескольких сотен световых лет. С чуть меньшей точностью она сопоставила еще две с половиной миллиона звезд.

Абсолютная звездная величина и светимость

Для того чтобы была возможность сравнить истинную яркость космических тел, была разработана такая характеристика как абсолютная звездная величина. Согласно ней вычисляется значение видимой звездной величины объекта, если бы этот объект располагался на за 10 (32,62 ) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.

Прежде чем мы перейдем к другому разговору, давайте поясним, что мы на самом деле подразумеваем под «нашими галактиками». Это потому, что на чешском языке его официальное название просто «Галактика» и ничего больше. Но если вы прочтете его на разных языках, вы обнаружите, что она обычно не говорит иначе, как «Млечный путь». Однако на чешском языке эта концепция не обозначает всю галактику, а только ее особую роль – в частности, серебристый пояс, простирающийся ночное небо. На самом деле, Млечный Путь – это лишь небольшая часть нашей Галактики.

Земля настолько виден, потому что она состоит из звезд, которые расположены в направлении основной плоскости диска Галактики. То, что мы видим, это не ее центр, а только два ее спиральных рукава. Вы не увидите глаз центра нашей галактики, потому что вы просто блокируете эти два оружия. Они содержат такую ​​концентрацию звезд, что они сливаются с Землей в одно, казалось бы, непрерывное образование – это просто такое облако пролитого молока, отсюда и название Млечный путь. Но эта концепция стала настолько популярной, что, когда кто-то говорит о Млечном Пути, они обычно означают всю Галактику.

Абсолютная звездная величина для космических объектов в использует иное расстояние от тела к наблюдателю. А именно 1 астрономическую единицу, при этом, в теории, наблюдатель должен находиться в центре Солнца.

Более современной и полезной величиной в астрономии стала «светимость». Эта характеристика определяет полную , которую излучает космическое тело за определенный отрезок времени. Для ее вычисления как раз и служит абсолютная звездная величина.

Поэтому, чтобы развеять любые сомнения, иногда используется термин «Галактика Млечного Пути» – так или иначе, астрономы должны, наконец, дать понять это! Для измерения отдаленных звезд звездный параллакс нам не хватит. Он фиксирует зависимость между излучающей силой звезды и ее температурой поверхности.

Мы рассчитали температуру поверхности Солнца уже в предыдущей главе. Различные температуры поверхности означают разные длины волн. Чем короче длина волны, тем теплее звезда. Длина волны, которую мы наблюдаем, и, следовательно, температура, связана со звездным цветом. Как правило, самые крутые звезды красные и оранжевые. Более теплые звезды, такие как наше Солнце, желтые и желто-белые. Самые теплые звезды затем светят цветами от белого до синего.

Спектральная зависимость

Как уже говорилось ранее, звездная величина может быть измерена для различных видов электромагнитного излучения, а потому имеет разные значения для каждого диапазона спектра. Для получения картинки какого-либо космического объекта астрономы могут использовать

Звёздная величина́
(блеск
) – безразмерная числовая характеристика яркости объекта, обозначаемая буквой m
. 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 .

Цвет звезды определяется спектральным анализом. Мы можем определить не только химический состав звезды, но и скорость ее движения и, прежде всего, его температуру. Спектральные классы являются множественными видами, ниже будет рассмотрена только классификация Гарварда. Буквы в круглых скобках встречаются исключительно из-за более тонкого деления. В приведенной выше таблице целесообразно добавить, что температура находится в Кельвине, и что все значения, относящиеся к Солнцу, относятся только к звездам в основной последовательности.

Какая основная последовательность очевидна из следующего рисунка. Мы можем заметить, что звезды распределены неравномерно – между основной последовательностью находятся три группы звезд. На дне стоят дварфы, а в правом верхнем углу – гиганты и высотки. При вычислении светимости Солнца мы обнаружили, что светимость напрямую зависит от температуры поверхности и радиуса звезды. Звезды, расположенные друг над другом, имеют одинаковую температуру, но звезды, которые выше, имеют большую светимость, чем звезды на главной последовательности.

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 :

Нижние звезды имеют меньшую яркость. Например, Сириус А лежит на основной последовательности и имеет почти ту же температуру поверхности, что и Денеб, которая находится за ее пределами. Настало время немного скучно, но очень важно кивать. Звездная терминология – довольно сложная вещь, однако необходимо упомянуть по крайней мере три важные переменные, которые часто ошибочно ошибаются. Во-первых, вам нужно знать разницу между условиями яркости и яркости. Радиация – это общее количество энергии, которое звезда излучает в космос на единицу времени, а ясность говорит нам, насколько ясно мы находимся на небе.

m
1
−
m
2
=
−
2
,
5
lg
⁡
(L
1
L
2)
{displaystyle m_{1}-m_{2}=-2{,}5,lg left({frac {L_{1}}{L_{2}}}right)}

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 звездная величина (0 m). Сначала в качестве 0 m был принят блеск Веги . Потом нуль-пункт был переопределён, но для визуальных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосе V системы UBV её блеск равен +0,03 m , что на глаз неотличимо от нуля).

Таким образом, ясность является субъективным понятием, которое не имеет много общего с реальным сиянием, поскольку оно зависит прежде всего от расстояния. Если вам интересно, что такое третья астрономическая единица, ее название может немного вас удивить, потому что это просто называется Астрономическая единица. Это снова были древние греки, которые вначале разделили звезды по ясности. Шкала в то время имела шесть классов – первые были самыми яркими звездами на небе, вторая немного слабее, а в последней шестой вы вряд ли увидели бы такую ​​звезду.

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 10 3 квантов/(см²·с·)
в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 10 6 квантов/(см²·с)
во всём видимом диапазоне света.

Это была не совсем точная оценка, потому что это было сделано, просто глядя на небо и определяя, какая звезда кажется вам более ясной. Сегодня мы используем аналогичную шкалу, но с той разницей, что она точно математически определена и ее единица является величиной. Таким образом, величина выражает яркость объектов в небе, и с ее древнегреческим предком обычно бывает, что чем меньше число, тем яснее описывается объект. Может быть, это звучит странно, но величина может получить как положительные, так и отрицательные значения.

Например, самый яркий объект на небе, Солнце, имеет величину -26, полная Луна – 12, 6, самая яркая звезда ночного неба, Сириус, имеет -1, 5 величины, и, возможно, у такой Поларки есть лупа. Если вы находитесь в хорошем месте, ваши глаза адаптированы к темноте, плюс глаз орла, 6, При более высокой величине вам понадобится телескоп. Нам также нужно поделиться этим числом с двумя, потому что у них есть день в противоположном полушарии. Разница между одним классом величин равна коэффициенту яркости 2.

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 100 1/5 ≈
  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 −12,7 m , а блеск Солнца равен −26,7 m .

Это означает, что звезда величины в 2, 5 раза ярче звезды величины. Теперь мы объясняем, почему Солнце имеет величину -26, чтобы поддерживать масштаб, чем меньше число, тем больше ясности было выбрано, что для всех измерений мы выйдем из звезды под названием Вега.

Что-нибудь ярче, чем Вега, будет иметь отрицательную величину, что-нибудь более темное, чем положительное, – значит, ясность Веги равна нулю. Чтобы найти расстояния, мы можем вывести из известного факта, что интенсивность излучения уменьшается со второй степенью расстояния. Если вы наблюдаете две звезды, и оба кажутся одинаково ясными, то это означает, что они оба имеют одну и ту же яркость и находятся как можно дальше от вас, или один из них находится в пути, но он более сияющий.

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.

Из этого следует, что если вы найдете две звезды одного и того же сияния, но один из них в девять раз ярче другого, то другой должен быть в три раза, так как корень из девяти равен трем. Связь между цветовым спектром звезды и ее сиянием не происходила случайно, но она рассчитывалась на выборке из нескольких тысяч звезд. На самом деле, чтобы определить расстояние звезды, нам нужны только две вещи: измерьте ее яркость и определите длину волны, излучаемой звездой. На основе сравнения явной и истинной ясности мы можем затем определить расстояние наблюдаемой звезды.

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 +4,8 m , а видимая составляет −26,7 m .

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 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 – определяется для спектральной чувствительности несенсибилизированной 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

m