За эталон звездной величины взят блеск звезды солнца сириуса веги

Светимость звезд и звездные величины

Истинный размер звезд существенно отличается от того, как это видится с Земли

Светимость (блеск) звезд

Представьте, что где-то в море в ночной тьме тихо мерцает огонек. Если бывалый моряк не объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка.

В том же положении в темную ночь находимся и мы, глядя на мерцающие звезды. Их видимый блеск зависит и от их истинной силы света, называемой светимостью, и от их расстояния до нас. Только знание расстояния до звезды позволяет подсчитать ее светимость по сравнению с Солнцем. Если мы возьмем Солнце за эталон равный 1 (т.е. эталонное расстояние для наблюдаемого объекта – это наша позиция на Земле к объекту находящемуся на таком же расстоянии от нас, как и Солнце), то, например, светимость звезды, в десять раз менее яркой в действительности, чем Солнце, выразится числом 0,1.

Истинную силу света звезды можно выразить еще иначе, вычислив, какой звездной величины она бы нам казалась, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 32,6 светового года, то-есть на таком, что свет, несущийся со скоростью 300 000 км/сек, прошел бы его за это время.

Принять такое стандартное расстояние оказалось удобным для различных расчетов. Яркость звезды, как и всякого источника света, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от него. Этот закон позволяет вычислять абсолютные звездные величины или светимости звезд, зная расстояние до них.

Когда расстояния до звезд стали известны, то мы смогли вычислить их светимости, то есть смогли как бы выстроить их в одну шеренгу и сравнивать друг с другом в одинаковых условиях. Надо сознаться, что результаты оказались поразительными, поскольку раньше предполагали, что все звезды «похожи на наше Солнце».

Приведем только крайние примеры светимости в мире звезд.

Самой слабой из известных долго являлась звезда, которая в 50 тысяч раз слабее Солнца, и ее абсолютная величина светимости: +16,6. Однако, впоследствии были открыты и ещё более слабые звезды, светимость которых, по сравнению с солнцем, меньше в миллионы раз!

Размеры в космосе обманчивы: Денеб с Земли сияет ярче Антареса, а вот Пистолет – не виден совсем. Тем не менее, наблюдателю с нашей планеты и Денеб и Антарес кажутся просто незначительными точками, по сравнению с Солнцем. Насколько это неверно можно судить по простому факту: Пистолет выпускает в секунду столько же света, сколько Солнце – за год!

На другом краю шеренги звезд стоит “S” Золотой Рыбы, видимая только в странах Южного полушария Земли как звездочка восьмой величины (то есть даже не видимая без телескопа!). В действительности она в 400 тысяч раз ярче Солнца, и ее абсолютная величина светимости: —8,9.

Вас может заинтересовать

Абсолютная величина светимости нашего Солнца равна +5. Не так уж и много! С расстояния в 32,6 светового года мы бы его плохо видели без бинокля.

Если яркость обычной свечи принять за яркость Солнца, то в сравнении с ней “S” Золотой Рыбы будет мощным прожектором, а самая слабая звезда слабее самого жалкого светлячка.

Итак, звезды — это далекие солнца, но их сила света может быть совершенно иной, чем у нашего светила. Образно выражаясь, менять наше Солнце на другое нужно было бы с оглядкой. От света одного мы ослепли бы, при свете другого бродили бы, как в сумерках.

Звездные величины

Поскольку глаза служат первым инструментом при измерениях, мы должны знать простые правила, которым подчиняются наши оценки блеска источников света. Наша оценка различия в блеске является скорее относительной, чем абсолютной. Сравнивая две слабые звезды, мы видим, что они заметно отличаются друг от друга, но для двух ярких звёзд такое же различие в блеске остаётся нами незамеченным, так как оно ничтожно по сравнению с общим количеством излучаемого света. Другими словами, наши глаза оценивают относительное, а не абсолютное различие в блеске.

Гиппарх впервые поделил видимые простым глазом звёзды на шесть классов, соответственно их блеску. Позднее это правило несколько улучшили не меняя самой системы. Классы звёздных величин распределили так, чтобы звезда 1-й величины (средняя из 20 ярчайших звёзд на небе) давала в сто раз больше света, чем звезда 6-й величины, которая находится на пределе видимости для большинства людей.

Разница в одну звездную величину равна квадрату числа 2,512. Разница в две величины соответствует 6,31 (2,512 в квадрате), в три величины— 15,85 (2,512 в третьей степени), в четыре— 39,82 (2,512 в четвертой степени), а в пять величин— 100 (2,512 в пятой степени).

Звезда 6-й величины даёт нам в сто раз меньше света, чем звезда 1-й величины, а звезда 11-й величины в десять тысяч раз меньше. Если же взять звезду 21-й величины, то её блеск будет меньше 100 000 000 раз.

Как уже понятно – абсолютная и относительная заездная величина,
вещи совершенно не сопоставимые. Для “относительного” наблюдателя с нашей планеты, Денеб в созвездии Лебедя выглядит примерно так. А на самом деле всей орбиты Земли едва хватило бы, чтобы целиком вместить окружность этой звезды.

Чтобы правильно классифицировать звезды (а вед все они отличаются друг от друга), нужно тщательно следить за тем, чтобы вдоль всего интервала между соседними звёздными величинами поддерживалось отношение блеска, равное 2,512. Простым глазом проделать такую работу невозможно, нужны специальные инструменты, по типу фотометров Пикеринга, использующих как эталон Полярную Звезду или даже “среднюю” искусственную звезду.

Также для удобства измерений необходимо ослабить свет очень ярких звёзд; этого можно добиться или поляризационным приспособлением, или с помощью фотометрического клина.

Чисто визуальными методами, даже с помощью больших телескопов, нельзя распространить нашу шкалу звёздных величин на слабые звёзды. Кроме того, визуальные методы измерения должны (и могут) производиться только непосредственно у телескопа. Поэтому, от чисто визуальной классификации, в наше время уже отказались, и используют метод фотоанализа.

Как можно сравнить количества света, получаемые фотопластинкой от двух звёзд различного блеска? Чтобы они казались одинаковыми, необходимо ослабить свет от более яркой звезды на известную величину. Проще всего сделать это, поставив диафрагму перед объективом телескопа. Количество света, попадающее в телескоп, меняется в зависимости от площади объектива, так что можно точно измерить ослабление света любой звезды.

Выберем какую-нибудь звезду в качестве стандартной и сфотографируем её с полным отверстием телескопа. Затем определим, каким отверстием нужно пользоваться при данной экспозиции, чтобы при съёмке более яркой звезды получить такое же изображение, как и в первом случае. Отношение площадей уменьшённого и полного отверстий даёт отношение блеска двух объектов.

Такой метод измерения дает погрешность всего 0,1 звёздной величины для любой из звезд в интервале от 1-й до 18-й звездной величины. Получаемые таким образом звёздные величины называются фотовизуальными.

Источник

Что такое звездная величина?

Темной ясной ночью далеко за городом на небе видны тысячи звезд. Первое, что бросается в глаза, все они различаются между собой по яркости или, как говорят астрономы, по блеску. Астрономы давно научились точно определять блеск звезд и других небесных светил. Измеряется блеск в звездных величинах. Ясно, что под «величиной» имеется в виду не размер звезд! Но все же встает вопрос: что вообще такое звездная величина и как ей пользоваться?

Звездная величина — один из самых старых стандартов измерения, которыми мы пользуемся.

Впервые этот термин употребил великий астроном античности Гиппарх (130 г. до н. э.). Гиппарх решил разделить все звезды на небе по их яркости на шесть групп или «величин». Самым ярким звездам он присвоил 1-ю величину. Они стали как бы лучшими, первыми среди остальных. Чуть менее яркие звезды получили 2-ю величину. Еще менее яркие — 3-ю. Наконец, самым тусклым звездам, видимым невооруженным глазом, Гиппарх присвоил 6-ю величину.

В соответствии с этим разделением такие звезды как Вега, Альдебаран или Сириус были отнесены к звездам первой величины, а звезды ковша Большой Медведицы — к звездам второй величины. Сегодня кажется немного странным, что звезды бо́льшего блеска имеют меньшую величину. Сегодня мы бы действовали наоборот: если звезда ярче, то и ее блеск больше. Но в целом логика Гиппарха понятна.

Система звездных величин была очень удобна, хотя и весьма субъективна. Шкала сильно зависела от наблюдателя. Например, если одному астроному в силу его восприятия казалось, что вот эта звезда второй величины, то другому астроному — что она первой величины. Каков же блеск звезды на самом деле? Нужен было дать какое-то строгое определение для звездной величины, чтобы перейти к объективным оценкам.

Шкала звездных величин

Такое определение дал в XIX астроном Норман Погсон. Он заметил, что разница в одну звездную величину соответствует изменению светового потока примерно в 2,5 раза. То есть звезда 0 m освещает наши глаза в 2,5 раза сильнее, чем звезда 1 m . Получается, что звезда 1-й величины в 100 раз ярче, чем звезда 6-й.

Для кого-то этот момент может показаться странным. Субъективное ощущение подсказывает, что звезды звезды 6-й величины всего в 6-10 раз слабее, чем звезды 1-й. Руководствуясь этим ощущением, Гиппарх, собственно, и разработал шкалу звездных величин.

Но наше зрение, как и слух, устроены по-другому. Когда сила источника света изменяется в геометрической прогрессии, мы принимаем ее за прогрессию арифметическую! Нам кажется, что две звезды 6-й величины дадут нам звезду 3 m , а две звезды 3 m дадут звезду 1 m . Но если мы в реальности приблизим две звезды одинакового блеска друг к другу (в их роли могут выступить фонарики), то это отношение работать не будет!

Погсон предложил логарифмическую шкалу величин — разница в 5 единиц по шкале звездных величин точно соответствует 100-кратному различию светового потока. То есть звезда 1-й величины ровно в 100 раз ярче звезды 6-й величины и в 100 × 100 = 10000 раз ярче звезды 11-й величины. Это правило в точности соответствует действительности.

Осталось определить стандарт, по отношению к которому можно измерять звездные величины всех других звезд. Таким стандартом долгое время считалась звезда Вега, блеск которой был взят за нуль-пункт звездных величин (0 m ).

На практике блеск звезд измеряются фотоэлектрическим способом при помощи фотометров. Следовательно, звездные величины неплохо бы привязать к общепринятой физической величине потока излучения. В физике освещенность измеряется в люксах. Связь между звездной величиной (m) и люксом (J) выражается формулой: m = -14 — 2,5lgJ. Так, Солнце имеет звездную величину -26,75 m или 125000 люкс. Блеск полной Луны -12,74 m , что соответствует 0,3 люкса.

Ясной темной ночью в северном полушарии Земли невооруженным глазом видно около 3000 звезд. В сумме их блеск составляет -4 зв. величине, что примерно равно блеску Венеры. Фото: Mikaest

Почему звездные величины?

Итак, в физике есть аналог звездной величине — люкс. Почему же астрономы до сих пор используют шкалу звездных величин?

Ответ прост: она чрезвычайно удобна.

Посмотрите на таблицу ниже.

Мы видим, что освещенность, создаваемая такими небесными объектами, как Солнце, Луна, планеты и звезды, различается в миллионы раз, если измерять ее в люксах. Это огромные числа, которыми довольно трудно оперировать.

Звездные величины, напротив, очень удобны. Солнце всего лишь на 25 зв. величин ярче Сириуса. А сам Сириус примерно на столько же ярче самых слабых звезд, которые удается сфотографировать в телескоп им. Хаббла (их блеск около 30 m ). Весь диапазон блеска небесных объектов, таким образом, укладывается в 60 звездных величин. Очень удобно!

Источник

Видимая звездная величина

Даже далекие от астрономии люди знают, что звезды имеют разный блеск. Наиболее яркие звезды без труда видны на засвеченном городском небе, а самые тусклые едва различимы при идеальных условиях наблюдения.

Для характеристики блеска звезд и других небесных светил (например, планет, метеоров, Солнца и Луны) ученые выработали шкалу звездных величин.

Видимая звездная величина (m; часто ее называют просто «звездная величина») указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него.

Это безразмерная астрономическая величина, характеризующая создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя освещенность.

Освещённость – световая величина, равная отношению светового потока, падающего на малый участок поверхности, к его площади.
Единицей измерения освещённости в Международной системе единиц (СИ) служит люкс (1 люкс = 1 люмену на квадратный метр), в СГС (сантиметр-грамм-секунда) – фот (один фот равен 10 000 люксов).

Освещённость прямо пропорциональна силе света источника света. При удалении источника от освещаемой поверхности её освещённость уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния (закон обратных квадратов).

Субъективно видимая звездная величина воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных).

При этом блеск одного источника указывают путем его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Такими эталонами обычно служат специально подобранные непеременные звезды.

Звездную величину сначала ввели как указатель видимого блеска звезд в оптическом диапазоне, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: инфракрасный, ультрафиолетовый.

Таким образом, видимая звёздная величина m или блеск является мерой освещённости Е, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения.

Исторически все началось более 2000 лет назад, когда древнегреческий астроном и математик Гиппарх (II век до нашей эры) поделил видимые глазом звезды на 6 величин.

Самым ярким звездам Гиппарх присвоил первую звездную величину, а самым тусклым, едва видимым глазом, – шестую, остальные равномерно распределил по промежуточным величинам. Причем, разделение на звездные величины Гиппарх произвел так, чтобы звезды 1-й величины казались настолько ярче звезд 2-й величины, насколько те кажутся ярче звезд 3-й величины и т. д. То есть от градации к градации блеск звезд изменялся на одну и ту же величину.

Как позже выяснилось, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину – эмпирический психофизиологический закон Вебера – Фехнера, согласно которому интенсивность ощущения прямо пропорциональна логарифму интенсивности раздражителя.

Это связано с особенностями человеческого восприятия, для примера, если в люстре последовательно зажигается 1, 2, 4, 8, 16 одинаковых лампочек, то нам кажется, что освещенность в комнате все время увеличивается на одну и ту же величину. То есть количество включаемых лампочек должно увеличиваться в одинаковое число раз (в примере вдвое), чтобы нам казалось, что прирост яркости постоянен.

Логарифмическая зависимость силы ощущения Е от физической интенсивности раздражителя Р выражается формулой:

Е = к log P + a, (1)

где k и a – некие постоянные, определяемые данной сенсорной системой.

В середине 19 в. английский астроном Норман Погсон осуществил формализацию шкалы звездных величин, которая учитывала психофизиологический закон зрения.

Основываясь на реальных результатах наблюдений, он постулировал, что

ЗВЕЗДА ПЕРВОЙ ВЕЛИЧИНЫ РОВНО В 100 РАЗ ЯРЧЕ ЗВЕЗДЫ ШЕСТОЙ ВЕЛИЧИНЫ.

При этом в соответствии с выражением (1) видимая звездная величина определяется равенством:

m = -2,5 lg E + a, (2)

-2,5 – коэффициент Погсона, знак минус – дань исторической традиции (более яркие звезды имеют меньшую, в т. ч. отрицательную, звездную величину);
a – нуль-пункт шкалы звёздных величин, устанавливаемый международным соглашением, связанным с выбором базовой точки измерительной шкалы.

Если Е₁ и Е₂ соответствуют звёздным величинам m₁ и m₂, то из (2) следует, что:

E₂/E₁ = 10 0,4(m₁— m₂) (3)

Уменьшение звездной величины на единицу m1 — m2 = 1 приводит к увеличению освещённости Е примерно в 2,512 раза. При m₁ — m₂ = 5, что соответствует диапазону от 1-й до 6-й звездной величины, изменение освещенности будет Е₂/Е₁=100.

Формула Погсона в её классическом виде устанавливает связь между видимыми звездными величинами:

m₂ — m₁ = -2,5 (lgE₂ — lgE₁) (4)

Данная формула позволяет определять разницу звёздных величин, но не сами величины.

Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт – блеск, которому соответствует нулевая звездная величина (0 m ). Сначала в качестве 0 m 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 +0,03 m , что на глаз неотличимо от нуля).

Обычно же нуль-пункт шкалы звездных величин принимают условно по совокупности звезд, тщательная фотометрия которых выполнена различными методами.

Также за 0 m принята вполне определенная освещенность, равная энергетической величине E=2,48*10 -8 Вт/м². Собственно, именно освещенность и определяют при наблюдениях астрономы, а уже потом ее специально переводят в звездные величины.

Делают они это не только потому что «так привычнее», но и потому что звездная величина оказалась очень удобным понятием.

звездная величина оказалась очень удобным понятием

Измерять освещенность в ваттах на квадратный метр крайне громоздко: для Солнца величина получается большой, а для слабых телескопических звезд – очень маленькой. В то же время оперировать звездными величинами гораздо легче, так как логарифмическая шкала исключительно удобна для отображения очень больших диапазонов значений величин.

Погсоновская формализация в последующем стала стандартным методом оценки звёздной величины.

Правда, современная шкала уже не ограничивается шестью звездными величинами или только видимым светом. Очень яркие объекты могут иметь отрицательную звездную величину. Например, Сириус, ярчайшая звезда небесной сферы, имеет звездную величину минус 1,47 m . Современная шкала позволяет также получить значение для Луны и Солнца: полнолуние имеет звездную величину -12,6 m , а Солнце -26,8 m . Орбитальный телескоп «Хаббл» может наблюдать объекты, блеск которых составляет величины примерно до 31,5 m .

Шкала звездных величин
(шкала – обратная: меньшим значениям соответствуют более яркие объекты)

Видимые звездные величины некоторых небесных тел

Солнце: -26,73
Луна (в полнолуние): -12,74
Венера (в максимуме блеска): -4,67
Юпитер (в максимуме блеска): -2,91
Сириус: -1,44
Вега: 0,03
Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом: около 6,0
Солнце с расстояния 100 световых лет: 7,30
Проксима Центавра: 11,05
Самый яркий квазар: 12,9
Самые слабые объекты, снимки которых получены телескопом «Хаббл»: 31,5

ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:

1″ :pagination=»pagination» :callback=»loadData» :options=»paginationOptions»>

Источник