Абсолютная звёздная величина — физическая величина , характеризующая блеск астрономического объекта для наблюдателя, находящегося на некотором стандартном расстоянии от объекта. Использование абсолютной звёздной величины позволяет сравнивать действительную, а не наблюдаемую светимость объектов. Для разных типов объектов используются разные определения абсолютной величины, но, как правило, все они связаны с видимой звёздной величиной .

Абсолютная звёздная величина для звёзд

Абсолютная звёздная величина ( M ) для звёзд определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя и не испытывал бы ни межзвёздного , ни атмосферного поглощения. Абсолютная визуальная звёздная величина Солнца (в диапазоне V ) равна +4,8 ^m , абсолютная болометрическая (во всех длинах волн) — +4,7 ^m . Разность между вторым и первым значением для одного объекта называется болометрической поправкой и она всегда отрицательна .

Галактики , некоторые звёздные скопления и туманности имеют размеры больше 10 парсек, поэтому для них абсолютная звёздная величина измеряется немного другим образом: они рассматриваются как точечный объект со светимостью, равной полной светимости всей галактики, скопления или туманности, и уже для такого объекта обычным образом измеряется абсолютная звёздная величина. Так, например, Галактика Андромеды имеет абсолютную звёздную величину −20,5 ^m .

Из определения, если известна видимая звёздная величина ${\displaystyle m}$ и расстояние до объекта ${\displaystyle d}$ , можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

${\displaystyle M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0}}},}$

где ${\displaystyle d_{0}}$ = 10 пк ≈ 32,616 световых лет . Этой формуле эквивалентны ${\displaystyle M=m+5-5\lg r}$ и ${\displaystyle M=m+5+5\lg \pi \prime \prime }$ , где ${\displaystyle r}$ и ${\displaystyle \pi \prime \prime }$ — расстояние до звезды в парсеках и годичный параллакс в секундах соответственно .

Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле:

${\displaystyle d=d_{0}10^{\frac {m-M}{5}}.}$

Разность между видимой и абсолютной звёздными величинами называется модулем расстояния , причём, если видимая величина приведена с поправкой на поглощение — модуль расстояния называется истинным, а если без поправки — видимым .

Наконец, абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением:

${\displaystyle \lg {\frac {L}{L_{\odot }}}=0,4(M_{\odot }-M),}$

где ${\displaystyle L_{\odot }}$ и ${\displaystyle M_{\odot }}$ — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца .

Абсолютная звёздная величина для тел Солнечной системы

Для объектов Солнечной системы (планет, астероидов и комет) используется другая версия абсолютной звёздной величины, обозначаемая H , так как они не имеют собственной светимости, а лишь отражают свет Солнца . Для них абсолютная величина принимается равной видимой величине, которую они имели бы на расстоянии 1 а.е. от Солнца и от наблюдателя, причём наблюдатель должен видеть полную фазу объекта (такая конфигурация возможна лишь в том случае, когда наблюдатель находится в центре Солнца) .

Абсолютная звёздная величина объекта зависит от его размеров и от альбедо. Пусть H — абсолютная звёздная величина объекта, p — его геометрическое альбедо , а D — его диаметр в километрах. Эти величины связаны следующим образом :

${\displaystyle H=-5\lg {\frac {D{\sqrt {p}}}{1329}}}$ .

Величина H , в свою очередь, вычисляется из видимой звёздной величины планеты/астероида. Геометрическое альбедо обычно определяется из физических соображений, однако в любом случае большинство астероидов имеют альбедо в пределах 0,05–0,25 .

Используются также расчётные таблицы для тел с различными альбедо .

Абсолютная звёздная величина метеоров

Наблюдения метеоров проводятся одновременно в разных точках поверхности Земли. К каждому наблюдателю свет от метеора проходит разное расстояние и испытывает разное поглощение в атмосфере : чем ближе метеор к горизонту, тем большую толщу атмосферы он просвечивает и тем меньше будет его блеск. Типичная высота загорания метеоров — 100 км. Поэтому в метеорной астрономии принято другое определение абсолютной звёздной величины: абсолютной называется та звёздная величина метеора M , которую он имел бы, наблюдаясь в зените на расстоянии 100 км .

${\displaystyle M=m-5\lg {R}-K,}$

где K — поправка на поглощение в атмосфере (редукция к зениту), R — расстояние до метеора, m — его видимая звёздная величина.

См. также

• Видимая звёздная величина
• Класс светимости
• Светимость

Примечания

Ссылки

• // Физическая энциклопедия
• на SIMBAD (англ.)