Звёздная величина
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.
Содержание
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[1][2]:
- <math>m_1 - m_2 = -2{,}5\, \lg \left( \frac{L_1}{L_2} \right)</math>
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 (0m). Сначала в качестве 0m 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 +0,03m, 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 10×103 квантов/(см²·с·Å) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 10×106 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 1001/5 ≈ 2,512 раза.
В наши дни понятие звёздной величины используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны, Солнца и планет. Звёздная величина самых ярких объектов отрицательна. Например, блеск Луны в полной фазе достигает −12,7m, а блеск Солнца равен −26,7m.
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 диапазоне (величина, измеренная в видимом диапазоне, называется визуальной)[2]. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца равна +4,8m, а видимая составляет −26,7m.
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
| 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 |
| 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 |
|---|---|---|
| Сириус | Большой Пёс | −1,47 |
| Канопус | Киль | −0,72 |
| α Центавра | Центавр | −0,27 |
| Арктур | Волопас | −0,04 |
| Вега | Лира | +0,03 |
| Капелла | Возничий | +0,08 |
| Ригель | Орион | +0,12 |
| Процион | Малый Пёс | +0,38 |
| Ахернар | Эридан | +0,46 |
| Бетельгейзе | Орион | +0,50 |
| Альтаир | Орёл | +0,75 |
| Альдебаран | Телец | +0,85 |
| Антарес | Скорпион | +1,09 |
| Поллукс | Близнецы | +1,15 |
| Фомальгаут | Южная Рыба | +1,16 |
| Денеб | Лебедь | +1,25 |
| Регул | Лев | +1,35 |
| 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. (яркость полной Луны) | −12,7 |
| Седна (афелий) | −11,8 |
| 2006 SQ372 (афелий) | −10,0 |
| Комета Хякутакэ (афелий) | −8,3 |
| 0,456 св. года (яркость Венеры) | −4,4 |
| Альфа Центавра | 0,5 |
| Сириус | 2,0 |
| 55 св. лет (порог видимости) | 6,0 |
| 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
- Абсолютная звёздная величина
- Предельная звёздная величина
- Классы светимости звёзд
- Светимость
- Список самых ярких звёзд
- Показатель цвета
- Астрофотометрия
- Фотометрическая система
Примечания
- ↑ Звёзды / Сурдин В. Г.. — Москва: Физматлит, 2009. — С. 63.
- ↑ 1 2 Сурдин В. Г.. [www.astronet.ru/db/msg/1174337 Звёздная величина] (рус.). Глоссарий Astronet.ru. Проверено 16 сентября 2012. [web.archive.org/web/20101128211048/astronet.ru/db/msg/1174337 Архивировано из первоисточника 28 ноября 2010].
- ↑ Вычислено исходя из того, что звёздная величина на расстоянии 1 а. е. равна −26,7, что соответствует абсолютной звёздной величине Солнца +4,87.
Ссылки
- Миронов А. В. [www.astronet.ru/db/msg/1169494 Прецизионная фотометрия]. «Астронет». Проверено 28 августа 2012. [www.webcitation.org/6BU1gOCst Архивировано из первоисточника 17 октября 2012].
- [astrotourist.info/opredelenie-zvezdnoi-velichiny-na-snimke Определение звёздной величины на снимке]. «Астротурист». Проверено 20 ноября 2009. [www.webcitation.org/67ZZbUM7I Архивировано из первоисточника 11 мая 2012].
