Видимая звёздная величина
- 1 year ago
- 0
- 0
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 .
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 :
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:
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 .
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:
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
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:
Разность μ = m 1 − M в последней формуле называется модулем расстояния :
Звёздная величина зависит от приёмника излучения ( глаза , фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)
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:
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.
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 |
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 |
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 |