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 :

${\displaystyle m_{1}-m_{2}=-2{,}5\,\lg {\frac {L_{1}}{L_{2}}}}$

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 (0 ^m ). Сначала в качестве 0 ^m 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 +0,03 ^m , 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 10 ³ квантов/(см²·с· Å ) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 10 ⁶ 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 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 .

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

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:

${\displaystyle m(r_{1})-m(r_{2})=-2{,}5\,\lg {\frac {L(r_{1})}{L(r_{2})}}=-2{,}5\,\lg {\frac {r_{1}^{-2}}{r_{2}^{-2}}}=5\,\lg {\frac {r_{1}}{r_{2}}}.}$

Например, если за r ₂ принять 10 пк (расстояние, на котором абсолютная величина M по определению совпадает с видимой) и обозначить m ₁ = m ( r ₁ ) , то

${\displaystyle m_{1}=M+5\,\lg {\frac {r_{1}}{10\,{\text{пк}}}},}$

что позволяет, зная значения двух из трёх переменных (видимая звёздная величина m ₁ , абсолютная звёздная величина M , расстояние r ₁ ) в этом уравнении, определить значение третьей:

${\displaystyle M=m_{1}-5\,\lg {\frac {r_{1}}{10\,{\text{пк}}}},}$

${\displaystyle r_{1}=10\,{\text{пк}}\cdot 10^{(m_{1}-M)/5}.}$

Разность μ = m ₁ − M в последней формуле называется модулем расстояния : ${\displaystyle \mu =5\,\lg {\frac {r_{1}}{10\,{\text{пк}}}}.}$

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 — 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

Объекты звёздного неба

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

Самые яркие звёзды

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

Солнце с разных расстояний

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 SQ 372 (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

• Миронов А. В. (неопр.) . Астронет . Дата обращения: 28 августа 2012. 9 ноября 2012 года.
• (неопр.) . «Астротурист». Дата обращения: 20 ноября 2009. 11 мая 2012 года.