Звездные величины.
Неодинаковая яркость (или блеск) различных объектов на небе – наверно первое, что замечает человек при наблюдениях; потому, в связи с этим, ещё давно, возникла необходимость во введении удобной величины, которая позволяла бы классифицировать светила по яркости.
История
Впервые такую величину для своих наблюдений невооружённым глазом применил древнегреческий астроном, автор первого европейского звёздного каталога – Гиппарх. Все звёзды в своём каталоге он классифицировал по яркости, обозначив самые яркие – звёздами 1-ой величины, а самые тусклые – звёздами 6-ой величины.Данная система прижилась, а в середине XIX-го века была усовершенствована до своего современного вида английским астрономом Норманом Погсоном.
Таким образом, получили безразмерную физическую величину, логарифмически связанную с освещённостью, которую создают светила (собственно звёздную величину):
где m1 и m2 звёздные величины светил, а L1 и L2 – освещённости в люксах (лк – единица измерения освещённости в системе СИ), создаваемые этими объектами. Если подставить в левую часть данного уравнения значение m1-m2 = 5, то произведя несложное вычисление, обнаружится, что освещённости в этом случае соотносятся как 1/100, так что разница в блеске на 5 звёздных величин, соответствует разнице в освещённости от объектов в 100 раз.
Продолжая решать эту задачу, извлечём корень 5-ой степени из 100 и мы получим изменение освещённости при разнице в блеске в одну звёздную величину, изменение освещённости составит 2,512 раза.
Это весь основной математический аппарат, необходимый для ориентации в данной шкале яркости.
Шкала звёздных величин
С введением этой системы также нужно было задать начало отсчёта шкалы звёздных величин. Для этого за нулевую звёздную величину (0m), изначально был принят блеск звезды Вега (альфа Лиры). В настоящее же время наиболее точным началом отсчёта является блеск звезды, которая на 0,03m ярче Веги. Однако глаз такую разницу не заметит, так что для визуальных наблюдений – блеск, соответствующий нулевой звёздной величине по-прежнему можно принимать по Веге.
Что ещё важно помнить касаемо данной шкалы – чем меньше звёздная величина, тем ярче объект. К примеру, та же Вега со своим блеском в +0,03 m будет почти в 100 раз ярче звезды с блеском в +5m. Юпитер же со своим максимумом блеска в -2,94m, будет ярче Веги в:
-2,94-0,03 = -2,5*lg(L1/L2)
L1/L2 = 15,42 раз
Можно решить эту задачу и другим способом – просто возведя 2,512 в степень, равную разнице звёздных величин объектов:
Классификация звёздной величины
Теперь, окончательно разобравшись с матчастью, рассмотрим классификацию применяемых в астрономии звёздных величин.
Первая классификация – по спектральной чувствительности приёмника излучения. В этом плане звёздная величина бывает: визуальной (яркость учитывается только в видимом глазу диапазоне спектра); болометрической (яркость учитывается во всём диапазоне спектра, не только видимый свет, а также ультрафиолетовый, инфракрасный и остальные спектры вместе взятые); фотографической (яркость с учётом чувствительности к спектру фотоэлементов).
Сюда же можно отнести и звёздные величины в конкретном участке спектра (например, в диапазоне голубого света, жёлтого, красного или ультрафиолетового излучения).
Соответственно, визуальная звёздная величина предназначена для оценки блеска светил при визуальных наблюдениях; болометрическая – для оценки общего потока всего излучения от светила; а фотографическая и узкополосные величины – для оценки показателей цвета светил в какой-либо фотометрической системе.
Видимая и абсолютная звёздные величины
Второй тип классификации звёздных величин – по количеству зависимых физических параметров. В этом плане звёздная величина может быть – видимой и абсолютной. Видимая звёздная величина – это тот блеск объекта, который глаз (или другой приёмник излучения) воспринимает непосредственно со своего текущего положения в пространстве.
Зависит этот блеск сразу от двух параметров – это мощность излучения светила и расстояние до него. Абсолютная звёздная величина зависит только от мощности излучения и не зависит от расстояния до объекта, поскольку последнее принимается общим для конкретного класса объектов.
Абсолютная звёздная величина для звёзд определяется, как их видимая звёздная величина если бы расстояние до звезды составляло бы 10 парсек (32,616 световых лет). Абсолютная звёздная величина для объектов Солнечной системы определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились на расстоянии в 1 а.е. от Солнца и показывали бы для наблюдателя свою полную фазу, а сам бы наблюдатель при этом также бы находился в 1 а.е. (149,6 млн. км) от объекта (т.е. в центре Солнца).
Абсолютная звёздная величина метеоров определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились от наблюдателя на расстоянии 100 км и в точке зенита.
Применение звёздных величин
Данные классификации могут применяться совместно. Например, абсолютная визуальная звёздная величина Солнца составляет M(v) = +4,83. а абсолютная болометрическая M(bol) = +4,75, поскольку Солнце светит не только в видимом диапазоне спектра. В зависимости от значения температуры фотосферы (видимой поверхности) звезды, а также её принадлежности к классу светимости (главная последовательность, гигант, сверхгигант и т.д.).
Различаются визуальные и болометрические абсолютные звёздные величины звезды. Например, горячие звёзды (спектральные классы B и О) светят в основном в невидимом глазу ультрафиолетовом диапазоне. Так что их болометрический блеск куда сильнее, чем визуальный. То же касается и холодных звёзд (спектральные классы K и М), которые светят преимущественно в инфракрасном диапазоне.
Абсолютная визуальная звёздная величина самых мощных звёзд (гипергиганты и звёзды Вольфа-Райе) порядка -8, -9. Абсолютная болометрическая может доходить до -11, -12 (что соответствует видимой звёздной величине полной Луны).
Мощность излучения (светимость) при этом в миллионы раз превышает мощность излучения Солнца. Видимая визуальная звёздная величина Солнца с орбиты Земли составляет -26,74m; в районе орбиты Нептуна будет -19,36m. Видимая визуальная звёздная величина самой яркой звезды – Сириуса, составляет -1,5m, а абсолютная визуальная звёздная величина данной звезды +1,44, т.е. Сириус почти в 23 раза ярче Солнца в видимом спектре.
Планета Венера на небе всегда ярче всех звёзд (её видимых блеск колеблется в пределах от -3,8m до -4,9m); несколько менее ярок Юпитер (от -1,6m до -2,94m); Марс во время противостояний имеет видимую звёздную величину порядка -2m и ярче. В общем и целом, большинство планет в большинстве случаев являются самыми яркими объектами неба после Солнца и Луны. Поскольку в окрестностях Солнца нет звёзд с большой светимостью.
Добавить комментарий Отменить ответ
Добро пожаловать к нам!
Этот сайт посвящен публикации результатов командной работы нескольких любителей астрономии. Мы описываем практическую часть мира космоса, ведем собственные наблюдения и съемки, пишем статьи, создаем свой собственный контент и делимся им с читателями. На нашем сайте вы можете увидеть результаты всех наших работ.
Источник
Чему равна звездная величина нашего Солнца?
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 разработали шкалу звездных величин.
Наиболее яркие звезды условились называть звездами 1-й звездной величины; те из звезд, которые по своему блеску в 2,5 раза (точнее, в 2,512 раза) слабее звезд 1-й величины, получили наименование звезд 2-й звездной величины. К звездам 3-й звездной величины отнесли те из них. которые слабее звезд 2-й величины в 2,5 раза, и т. д. Самые слабые из звезд, доступных невооруженному глазу, были причислены к звездам 6-й звездной величины . Нужно помнить, что название «звездная величина» указывает не на размеры звезд, а только на их видимый блеск.
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.
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.
Данная формула даёт возможность определить только разницу звёздных величин, но не сами величины.
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
Источник
Звездная величина
Каждая из этих звезд имеет определенную величину, позволяющую их увидеть
Звездная величина — числовая безразмерная величина, характеризирующая яркость звезды или другого космического тела по отношению к видимой площади. Другими словами, эта величина отображает количество электромагнитных волн, излучаемых телом, которые регистрируются наблюдателем. Поэтому данная величина зависит от характеристик наблюдаемого объекта и расстояния от наблюдателя до него. Термин охватывает лишь видимый, инфракрасный и ультрафиолетовый спектры электромагнитного излучения.
По отношению к точечным источникам света используют также термин «блеск», а к протяженным – «яркость».
История
Древнегреческий ученый Гиппарх Никейский, который жил на территории Турции во II веке до н. э., считается одним из влиятельнейших астрономов античности. Он составил объемный каталог звезд, первый в Европе, описав расположения более чем тысячи небесных светил. Также Гиппарх ввел такую характеристику как звездная величина. Наблюдая невооруженным глазом за звездами, астроном решил разделить их по яркости на шесть величин, где первая величина – самый яркий объект, а шестая — наиболее тусклый.
В XIX веке, британский астрономом Норман Погсон усовершенствовал шкалу измерений звездных величин. Он расширил диапазон ее значений и ввел логарифмическую зависимость. То есть с повышением звездной величины на единицу, яркость объекта уменьшается в 2.512 раза. Тогда звезда 1-й величины (1 m ) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6 m ).
Вега — эталон звездной величины
За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск Веги, самой яркой точки в созвездии Лиры. Несколько позже было изложено более точное определение объекта нулевой звездной величины – его освещённость должная равняться 2,54·10 −6 люкс, а световой поток в видимом диапазон 10 6 квантов/(см²·с).
Видимая звездная величина
Описанная выше характеристика, которую определил Гиппарх Никейский, впоследствии стала носить название «видимая» или «визуальная». Имеется в виду, что ее можно наблюдать как при помощи человеческих глаз в видимом диапазоне, так и с использованием различных инструментов вроде телескопа, включая ультрафиолетовый и инфракрасный диапазон. Звездная величина созвездия Большой Медведицы равна 2 m . Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0 m ) не самая яркая звезда на небосводе (пятая по блеску, третья для наблюдателей с территории СНГ). Поэтому более яркие звезды могут иметь отрицательную звездную величину, к примеру, Сириус (-1.5 m ). Также сегодня известно, что среди небесных светил могут быть не только звезды, но и тела, отражающие свет звезд – планеты, кометы или астероиды. Звездная величина полной Луны составляет −12,7 m .
Абсолютная звездная величина и светимость
Для того чтобы была возможность сравнить истинную яркость космических тел, была разработана такая характеристика как абсолютная звездная величина. Согласно ней вычисляется значение видимой звездной величины объекта, если бы этот объект располагался на за 10 парсек (32,62 световых лет) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.
Абсолютная звездная величина для космических объектов в Солнечной системе использует иное расстояние от тела к наблюдателю. А именно 1 астрономическую единицу, при этом, в теории, наблюдатель должен находиться в центре Солнца.
Материалы по теме
Размер Вселенной
Более современной и полезной величиной в астрономии стала «светимость». Эта характеристика определяет полную энергию, которую излучает космическое тело за определенный отрезок времени. Для ее вычисления как раз и служит абсолютная звездная величина.
Спектральная зависимость
Как уже говорилось ранее, звездная величина может быть измерена для различных видов электромагнитного излучения, а потому имеет разные значения для каждого диапазона спектра. Для получения картинки какого-либо космического объекта астрономы могут использовать фотопластинки, которые более чувствительны к высокочастотной части видимого света, и на изображении звезды получаются голубыми. Такая звездная величина называется «фотографической», mPv. Чтобы получилось значение близкое к визуальному («фотовизуальное», mP), фотопластинку покрывают специальной ортохроматической эмульсией и используют желтый светофильтр.
Снимок Солнца через темный светофильтр
Учеными была составлена так называемая фотометрическая система диапазонов, благодаря которой можно определять основные характеристики космических тел, такие как: температура поверхности, степень отражения света (альбедо, не для звезд), степень межзвездного поглощения света и прочие. Для этого производится фотографирование светила в разных спектрах электромагнитного излучения и последующие сравнение результатов. Для фотографии наиболее популярны следующие фильтры: ультрафиолетовый, синий (фотографическая звездная величина) и желтый (близкий к фотовизуальному диапазону).
Фотография с запечатленными энергиями всех диапазонов электромагнитных волн определяет так называемую болометрическую звездную величину (mb). С ее помощью, зная расстояние и степень межзвездного поглощения, астрономы вычисляют светимость космического тела.
Звездные величины некоторых объектов
- Солнце = −26,7 m
- Полная Луна = −12,7 m
- Вспышка Иридиума = −9,5 m . Iridium – это система из 66 спутников, которых движутся по орбите Земли и служат для передачи голоса и прочих данных. Периодически поверхность каждого из трех главных аппаратов отсвечивает солнечный свет в сторону Земли, создавая ярчайшую плавную вспышку на небосводе до 10 секунд.
- Ярчайший взрыв сверхновой, в 1054-м году, вследствие которого, как считается, образовалась Крабовидная туманность = −6,0 m . Если верить записям китайских и арабских астрономов, сверхновую можно было наблюдать целых 23 дня, даже в дневное время невооруженным глазом.
- Венера во время максимума = −4,4 m
- Земля, для наблюдателя на Солнце = −3,84 m
- Марс во (макс.) = −3,0 m
- Юпитер (макс.) = −2,8 m
- МКС (макс.) = −2 m
Трасса Международной космической станции на фоне созвездия Большой Медведицы
- α Центавра = −0,27 m
- Вега = +0,03 m
- Галактика Андромеды = +3,4 m
- Тусклые звезды, которые еще может уловить человеческий глаз = +6 m — +7 m
- Проксима Центавра = +11,1 m
- Ярчайший квазар = +12,6 m
- Объекты, улавливаемые наземными телескопами (8-миметровыми) = +27 m
- Объекты, улавливаемые космическим телескопом Хаббл = +30 m
‘ alt=»yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7 — Звездная величина» title=»Звездная величина»>
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Источник