Видима зоряна величина місяця. Світність зірок, зіркова величина

(З Вікіпедії)

Зоряна величина – числова характеристика об'єкта на небі, найчастіше зірки, що показує, скільки світла приходить від нього в точку, де знаходиться спостерігач.

Видима (візуальна)

Сучасне поняття видимої зоряної величини зроблено таким, щоб воно відповідало величинам, приписаним зіркам давньогрецьким астрономом Гіппарх у II столітті до н. е. Гіппарх розділив усі зірки на шість величин. Найяскравіші він назвав зірками першої величини, найтьмяніші — зірками шостої величини. Проміжні величини він розподілив рівномірно між зірками, що залишилися.

Видима зоряна величина залежить тільки від того, скільки світла випромінює об'єкт, а й від того, на якій відстані від спостерігача він знаходиться. Видима зоряна величина вважається одиницею виміру блискузірки, причому чим блиск більший, тим величина менша, і навпаки.

У 1856 року М. Погсон запропонував формалізації шкали зоряних величин. Видима зоряна величина визначається за формулою:

Де I- Світловий потік від об'єкта, C- Постійна.

Оскільки дана шкала відносна, то її нуль-пункт (0 m ) визначають як яскравість такої зірки, у якої світловий потік дорівнює 10 квантів /(см²·с·Å) в зеленому світлі (шкала UBV) або 10 6 квантів /(см²· с·Å) у всьому видимому діапазоні світла. Зірка 0 m поза земної атмосфери створює освітленість в 2,54·10 −6 люкс.

Шкала зоряних величин є логарифмічною, оскільки зміна яскравості в однакове число разів сприймається як однакова (закон Вебера - Фехнера). Крім того, оскільки Гіппарх вирішив, що величина тем меншеніж зірка яскравіше, то у формулі є знак мінус.

Наступні дві властивості допомагають користуватися видимими зоряними величинами практично:

Збільшенню світлового потоку у 100 разів відповідає зменшення видимої зоряної величини рівно на 5 одиниць.
Зменшення зоряної величини однією одиницю означає збільшення світлового потоку в 10 1/2,5 =2,512 разу.

В наші дні видима зоряна величина використовується не тільки для зірок, але й для інших об'єктів, наприклад, для Місяця та Сонця та планет. Оскільки вони можуть бути яскравішими за найяскравішу зірку, то у них може бути негативна видима зоряна величина.

Видима зоряна величина залежить від спектральної чутливості приймача випромінювання (очі, фотоелектричного детектора, фотопластинки тощо)

Візуальназіркова величина ( Vабо m v ) визначається спектром чутливості людського ока (видиме світло), що має максимум чутливості при довжині хвилі 555 нм. або фотографічно з оранжевим фільтром.

Фотографічнаабо «синя» зоряна величина ( Bабо m p ) визначається фотометрування зображення зірки на фотопластинці, чутливої до синіх і ультрафіолетових променів, або за допомогою сурм'яно-цезієвого фотопомножувача з синім фільтром.

Ультрафіолетовазіркова величина ( U) має максимум в ультрафіолеті при довжині хвилі близько 350 нм.

Різниці зоряних величин одного об'єкта в різних діапазонах U−Bі B−Vє інтегральними показниками кольору об'єкта, що більше, тим паче червоним є об'єкт.

Болометричназоряна величина відповідає повній потужності випромінювання зірки, тобто потужності, підсумованої по всьому спектру випромінювання. Для її вимірювання застосовується спеціальний пристрій – болометр.

абсолютна

Абсолютна зоряна величина (M ) визначається як видима зоряна величина об'єкта, якби він був розташований на відстані 10 парсек від спостерігача. Абсолютна болометрична зоряна величина Сонця +4,7. Якщо відома видима зоряна величина та відстань до об'єкта, можна обчислити абсолютну зоряну величину за формулою:

де d 0 = 10 пк ≈ 32,616 світлових років.

Відповідно, якщо відомі видима та абсолютна зоряні величини, можна обчислити відстань за формулою

Абсолютна зоряна величина пов'язана зі світністю наступним співвідношенням: де і - світність і абсолютна зоряна величина Сонця.

Зоряні величини деяких об'єктів

Об'єкт	m
Сонце	−26,7
Місяць у повний місяць	−12,7
Спалах Іридіуму (максимум)	−9,5
Наднова 1054 (максимум)	−6,0
Венера (максимум)	−4,4
Земля (дивлячись із Сонця)	−3,84
Марс (максимум)	−3,0
Юпітер (максимум)	−2,8
Міжнародна космічна станція (максимум)	−2
Меркурій (максимум)	−1,9
Галактика Андромеди	+3,4
Проксима Центавра	+11,1
Найяскравіший квазар	+12,6
Найслабші зірки, що спостерігаються неозброєним оком	Від +6 до +7
Найслабший об'єкт, знятий у 8-метровий наземний телескоп	+27
Найслабший об'єкт, знятий у космічний телескоп Хаббла	+30

Об'єкт	Сузір'я	m
Сіріус	Великий пес	−1,47
Канопус	Кіль	−0,72
α Центавра	Центавр	−0,27
Арктур	Волопас	−0,04
Вега	Ліра	0,03
Капела	Візник	+0,08
Рігель	Оріон	+0,12
Проціон	Малий пес	+0,38
Ахернар	Ерідан	+0,46
Бетельгейзе	Оріон	+0,50
Альтаїр	Орел	+0,75
Альдебаран	Телець	+0,85
Антарес	Скорпіон	+1,09
Полукс	Близнюки	+1,15
Фомальгаут	Південна риба	+1,16
Денеб	Лебідь	+1,25
Регул	Лев	+1,35

Сонце з різних відстаней

Зоряна величина

Безрозмірна фізична величина, що характеризує, що створюється небесним об'єктом поблизу спостерігача. Суб'єктивно її значення сприймається як (у) або (у). При цьому блиск одного джерела вказують шляхом порівняння його з блиском іншого, прийнятого за еталон. Такими стандартами зазвичай служать спеціально підібрані неперемінні зірки. Зоряну величину спочатку ввели як покажчик видимого блиску оптичних зірок, але пізніше поширили і інші діапазони випромінювання: , . Шкала зоряних величин логарифмічна, як і шкала децибелів. У шкалі зоряних величин різниця на 5 одиниць відповідає 100-кратному відмінності в потоках світла від вимірюваного та еталонного джерел. Таким чином, різниця на 1 зіркову величину відповідає відношенню потоків світла у 100 1/5 = 2.512 рази. Позначають зоряну величину латинською літерою "m"(Від лат. Magnitudo, величина) у вигляді верхнього курсивного індексу праворуч від числа. Напрямок шкали зоряних величин зворотний, тобто. чим більше значення, тим слабший блиск об'єкта. Наприклад, зірка 2-ї зіркової величини (2 m) у 2.512 рази яскравіше за зірку 3-ї величини (3 m) і в 2.512 x 2.512 = 6.310 рази яскравіше за зірку 4-ї величини (4 m).

Видима зіркова величина (m; часто її називають просто "зоряна величина") вказує потік випромінювання поблизу спостерігача, тобто. спостерігається яскравість небесного джерела, яка залежить тільки від реальної потужності випромінювання об'єкта, а й від відстані до нього. Шкала видимих величин веде початок від зіркового каталогу Гіппарха (до 161 бл. 126 до н.е.), в якому всі видимі оком зірки вперше були розбиті на 6 класів за яскравістю. У зірок Ківша Б.Ведмедиці блиск близько 2 m, у Веги близько 0 m. У особливо яскравих світил значення зоряної величини негативне: у Сіріуса близько -1.5 m(Тобто потік світла від нього в 4 рази більше, ніж від Веги), а блиск Венери в деякі моменти майже досягає -5 m(Тобто потік світла майже в 100 разів більше, ніж від Веги). Наголосимо, що видима зоряна величина може бути виміряна як неозброєним оком, так і за допомогою телескопа; як у візуальному діапазоні спектра, так і в інших (фотографічному, УФ-, ІЧ-). В даному випадку "видима" (англ. apparent) означає "спостерігається", "здається" і не має відношення конкретно до людського ока (див.: ).

Абсолютна зіркова величина(М) вказує, яку видиму зоряну величину мало б світило в тому випадку, якби відстань до нього становила 10 і не було б . Таким чином, абсолютна зоряна величина, на відміну від видимої, дозволяє порівнювати справжні світності небесних об'єктів (в заданому діапазоні спектра).

Що ж до спектральних діапазонів, існує безліч систем зоряних величин, різняться вибором конкретного діапазону виміру. При спостереженні оком (неозброєним чи через телескоп) вимірюється візуальна зіркова величина(m v). За зображенням зірки на звичайній фотопластинці, отриманій без додаткових світлофільтрів, вимірюється фотографічна зіркова величина(m P). Оскільки фотоемульсія чутлива до синіх променів і нечутлива до червоних, на фотопластинці яскравішими (ніж це здається оку) виходять блакитні зірки. Однак і за допомогою фотопластинки, використовуючи ортохроматичну та жовту, отримують так звану фотовізуальну шкалу зіркових величин(m P v), яка практично збігається з візуальною. Зіставляючи яскравості джерела, виміряні у різних діапазонах спектра, можна дізнатися його колір, оцінити температуру поверхні (якщо це зірка) чи (якщо планета), визначити рівень міжзоряного поглинання світла та інші важливі характеристики. Тому розроблені стандартні , які в основному визначаються підбором світлофільтрів. Найбільш популярна триколірна: ультрафіолетовий (Ultraviolet), синій (Blue) та жовтий (Visual). При цьому жовтий діапазон дуже близький до фотовізуального (BmP v), а синій - до фотографічного (BmP).

Неозброєному телескопом оку зіркове небо є розсипом крапок, що світяться., мають різну яскравість. Яскравість зірки., а точніше , ту освітленість, яку створює випромінювання зірки на поверхні приймача (наприклад, на сітківці ока, на чутливому шарі фотопластинки тощо. п. ) , астрономи оцінюють деяким чисельним параметром, званим видима зіркова величина m. В основу шкали видимих зоряних величин покладено експериментальний закон Вебера-Фехнера: якщо E – освітленість будь-якого майданчика, dE – зміна освітленості цього майданчика, а dP – зміна світлового відчуття, то справедливе співвідношення:

d P~ d E/E (1)

тобто. Зміна зорового відчуття залежить не просто від зміни освітленості, але від відношення зміни освітленості до освітленості. Закон Вебера-Фехнера можна сформулювати так:

Якщо подразнення збільшується в геометричній прогресії, то відчуття змінюється в арифметичній прогресії.

З (1) випливає:

P ~ lgE. (2)

Співвідношення (2) лежить в основі зв'язку з фотометричною фізичною шкалою оцінок освітленостей, яскравостей та інтенсивностей.

Яскравості (“блиск”) астрономічних об'єктів (і протяжних і точкових) вимірюються в шкалі “зоряних величин”. Термін “зоряна величина” - данина іррадіації, тобто. чим яскравіше спостерігається (точковий) об'єкт, тим більше за розмірами він видається спостерігачеві. Строго кажучи, "іррадіація" - вихід видимих розмірів світила, що спостерігається за межі його дійсного (кутового) розміру.

Видима зоряна величина m - чисельний вираз зорового відчуття під час спостереження випромінюючих астрономічних об'єктів. Тоді відповідно до закону Вебера-Фехнера (1):

Dm ~ dE/E, m ~ lgE. (3)

Практика астрономічних спостережень показала, що між m і lgE лінійна, тобто.

m = a + b × lgE. (4)

Око - відносний приймач випромінювання, тобто. він здатний оцінювати фотометричні характеристики джерела лише проти іншим джерелом випромінювання. Тоді при спостереженні двох зірок маємо:

m 1 = a + b × lgE 1 ,

m 2 = a + b × lgE 2 ,

або

M 1 - m 2 = b × (lgE 1 - lgE 2) = b × lg (E 1 / E 2). (5)

У ХІХ ст. після дослідження можливих значень коефіцієнта "b" Погсон запропонував рахувати b = -2,512. Вираз (5) можна переписати у вигляді:

m 1 - m 2 = - 2,512 × lg(E 1 /E 2), (6)

або

lg(E 1 /E 2) = 0,4 × (m 2 - m 1). (7)

Формула (7) – формула Погсона.

Приймемо за одиницю освітленості E освітленість від зірки, видима зіркова величина якої m = 0 m. Тоді з (6) отримаємо зв'язок між E та m:

m = – 2,512 × lgE. (8)

Видима зіркова величинаm є десятковий логарифм освітленості E, створюваної світилом у точці спостереження на нормальній напрямку випромінювання площині, помножений на -2,512.

Якщо E = 1, то із (4): a = m, тобто. a є видимою зоряною величиною одиниці освітленості.

Так, якщо світило, що спостерігається, створює на приймачі випромінювання освітленість E = , то a = -14 m 18 (без урахування атмосфери) або a = -13 m 89 (з урахуванням атмосфери, тобто "заатмосферне" значення одиниці освітленості) .

Шкала видимих зоряних величин калібрована так, що , якщо блиск двох зірок (освітленості, створювані цими ми на приймачі випромінювання) розрізняються в 2. 512 разів, то їх видимі зіркові величини різняться на одиницю, причому менше значення m має яскравіша. Видимі зіркові величини m можуть бути негативними та позитивними, числами цілими або дробовими. Найяскравіші об'єкти неба мають негативну видиму зіркову величину: наприклад , для Сонця m ⊙ = -26 m,5. Найслабші об'єкти, які можна спостерігати за допомогою найбільших телескопів, обладнаних чутливими приймачами випромінюваннямають m =+25 m÷+30 m . Зі співвідношення Погсона випливає, що видима яскравість Сонця приблизно 10 22 разів перевищує яскравість зірок, доступних межі найбільшим телескопам.

Шкала видимих зоряних величин введена Гіппархом ( II в. до н.е.). Видима зіркова величина m ніяк не пов'язана з видимим, ні з дійсним розміром (діаметром) зірки. Більш того, порівнюючи видимі величини двох зірок, ми нічого не можемо сказати про відмінності в дійсних цих зірок. Зірки відрізняються один від одного за діаметром і, отже , за площею випромінюючої поверхні, за температурою поверхнінарешті, можуть бути на різних відстанях від спостерігача. Холодний карлик із мізерною потужністю випромінювання, але той, що знаходиться близько від Сонця, може мати таку ж видиму яскравість, як і гарячий гігант, віддалений від нас на велику відстань. Звідси випливає , що знання відстаней до зірок тамає принципове значення для оцінки дійсних фізичних параметрів зірок та, отже , для розуміння фізичних процесів, зірок, що відбуваються у світі.

Якщо в ясну безхмарну ніч підняти голову вгору, можна побачити безліч зірок. Так багато, що, здається, й не порахувати зовсім. Виявляється, що небесні світила, видимі оку, все ж таки пораховані. Їх налічується близько 6 тис. Це загальне число як північного, так південного півкуль нашої планети. В ідеалі ми з вами, перебуваючи, наприклад, у північній півкулі, мали б бачити приблизно половину від їхньої загальної кількості, а саме десь 3 тис. зірок.

Міріади зимових зірок

На жаль, розглянути всі зірки практично неможливо, адже для цього знадобляться умови з ідеально прозорою атмосферою та повна відсутність будь-яких джерел світла. Навіть якщо ви опинитеся в чистому полі далеко від міського засвічення глибокої зимової ночі. Чому взимку? Та тому, що літні ночі набагато світліші! Це з тим, що сонце недалеко заходить за горизонт. Але навіть у цьому випадку нашому оку буде доступно не більше 2,5-3 тис. зірок. Чому так?

Вся справа в тому, що зіниця людського ока, якщо його уявити як збирає певну кількість світла від різних джерел. У разі джерелами світла є зірки. Скільки ми їх побачимо, залежить від діаметра лінзи оптичного приладу. Звичайно, скло об'єктива бінокля або телескопа має більший діаметр, ніж зіниця ока. Тому і збиратиме більше світла. Внаслідок цього за допомогою астрономічних приладів можна побачити набагато більшу кількість зірок.

Зоряне небо очима Гіппарха

Звичайно, ви помічали, що зірки відрізняються яскравістю, або, як кажуть астрономи, по видимому блиску. У давнину люди також звернули на це увагу. Давньогрецький астроном Гіппарх поділив усі видимі небесні світила на зоряні величини, що мають VI класи. Найяскравіші з них "заробили" I, а найневиразніші він охарактеризував як зірки VI категорії. Інші були поділені на проміжні класи.

Згодом з'ясувалося, що різні зоряні величини мають між собою якийсь алгоритмічний зв'язок. А спотворення яскравості в однакову кількість разів нашим оком сприймається як видалення на однакову відстань. Таким чином, стало відомо, що сяйво зірки I категорії яскравіше за сяйво II приблизно в 2,5 рази.

У стільки ж разів зірка II класу яскравіша за III, а небесне світило III, відповідно, - IV. У результаті різниця між світінням зірок I і VI величин відрізняється у 100 разів. Таким чином, небесні світила VІІ категорії знаходяться за порогом людського зору. Важливо знати, що зоряна величина — це розмір зірки, та її видимий блиск.

Що є абсолютною зоряною величиною?

Зоряні величини бувають як видимими, а й абсолютними. Цей термін застосовують, коли необхідно порівняти між собою дві зірки за їхньою світністю. Щоб це зробити, кожну зірку відносять на умовно-стандартну відстань 10 парсек. Інакше кажучи, це величина зоряного об'єкта, що він мав би, коли був з відривом 10 ПК від спостерігача.

Наприклад, зоряна величина нашого сонця -26,7. А ось з відстані в 10 ПК наша зірка була б ледь помітним оку об'єктом п'ятої величини. Звідси випливає: що вища світність небесного об'єкта, чи, як кажуть, енергія, яку зірка випромінює в одиницю часу, то більше ймовірність, що абсолютна зоряна величина об'єкта прийме негативне значення. І навпаки: що менше світність, то вищими будуть позитивні значення об'єкта.

Найяскравіші зірки

Усі зірки мають різний видимий блиск. Одні трохи яскравіші за першу величину, другі - набагато слабші. З огляду на це були введені дробові величини. Наприклад, якщо видима зоряна величина за своїм блиском перебуває десь між І і ІІ категорією, її прийнято вважати зіркою 1,5 класу. Також існують зірки з величинами 2,3 ... 4,7 ... і т. д. Наприклад, Проціон, що входить в екваторіальне сузір'я Малого Пса, найкраще видно по всій Росії в січні або лютому. Її видимий блиск – 0,4.

Примітно, що I зоряна величина кратна 0. Тільки одна зірка практично точно відповідає їй - це Вега, яскраве світило в її блиску становить приблизно 0,03 зоряної величини. Однак є світила, які яскравіші за неї, але їх зоряна величина носить негативний характер. Наприклад, Сіріус, який можна спостерігати одразу у двох півкулях. Його світність -1,5 зоряної величини.

Негативні зоряні величини присвоєно не лише зіркам, а й іншим небесним об'єктам: Сонцю, Місяцю, деяким планетам, кометам та космічним станціям. Однак є зірки, які можуть змінювати свій блиск. Серед них є безліч зірок пульсуючих, зі змінними амплітудами блиску, але трапляються й такі, у яких можна спостерігати кілька пульсацій одночасно.

Вимірювання зоряних величин

В астрономії майже всі відстані вимірює геометрична шкала зоряних величин. Фотометричний спосіб вимірювання використовується для далеких відстаней, а також якщо потрібно порівняти світність об'єкта з його видимим блиском. В основному відстань до найближчих зірок визначають за їхнім річним паралаксом - великою півосі еліпса. Запущені в майбутньому космічні супутники збільшать візуальну точність зображень не менше ніж у кілька разів. На жаль, поки що для відстаней більш ніж 50-100 ПК застосовують інші методи.