Звёздная величина

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

(Перенаправлено с Видимая звёздная величина)
Перейти к: навигация, поиск

Звёздная величина — безразмерная числовая характеристика яркости объекта. Обычно рассматривается в применении к небесным телам. Звёздная величина характеризует количество квантов света, дошедшее от рассматриваемого светила до фотоприёмника: т.о., звёздная величина будет зависеть от физических характеристик объекта (т.е., светимости), от расстояния до него, а также от видимого углового размера, и т.п. Звёздная величина является единицей измерения блеска объекта, при этом чем меньше значение числа звёздной величины, тем ярче будет блеск данного объекта (то же правило действует и применительно к возможным отрицательным величинам).

Содержание

[править] Определение

Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно более-менее соответствовало величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами.

В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:

m = -2,5 \mathrm{lg} I + C\,,

где I — световой поток от объекта, C — постоянная.

Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0m) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 106 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0m за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10−6 люкс.

Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше, чем звезда ярче, то в формуле присутствует знак минус.

Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

  1. Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
  2. Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 101/2,5=2,512 раза.

В наши дни видимая звёдная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.

[править] Спектральная зависимость

Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)

  • Визуальная звёздная величина (V или mv, звездная величина в фильтре V, максимум которого близок к максимуму чувствительности человеческого глаза (видимый свет), имеющего максимум чувствительности при длине волны 555 нм.
  • Фотографическая или «синяя» звёздная величина (B или mp) определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.
  • Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолете при длине волны около 350 нм.

Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах U−B и B−V являются интегральными показателями цвета объекта, чем они больше, тем более красным является объект.

[править] Другие используемые звездные величины

  • Болометрическая звёздная величина соответствует полной мощности излучения звезды, т. е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Для её измерения применяется специальное устройство — болометр.
  • Абсолютная звёздная величина (M) — звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7.

Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

M=m-5 \lg \frac{d}{d_0}

где d0 = 10 пк ≈ 32,616 световых лет

Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле

d=d_0 10^{\frac{m-M}{5}}

Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением:

\lg \frac{L}{L_\odot}=0,4(M_\odot -M)

где L_\odot и M_\odot — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца

[править] Абсолютная звёздная величина для тел Солнечной системы (H)

Для объектов Солнечной системы (планет, астероидов и комет) используется другая версия абсолютной звёздной величины. Для них абсолютная величина принимается равной видимой величине, которую они имели бы на расстоянии 1 а. е. от Солнца и от наблюдателя, причём наблюдатель должен видеть полную фазу объекта (т. е. теоретически он должен находиться в центре Солнца).

Следует заметить, что для самосветящихся объектов

H = M − 31,57

[править] Звёздные величины некоторых объектов

Объекты звёздного неба
Объект m
Солнце −26,7 (в 400 000 раз ярче полной Луны)
Луна в полнолуние −12,7
Вспышка Иридиума (максимум) −9,5
Сверхновая 1054 года (максимум) −6,0
Венера (максимум) −4,4
Земля (глядя с Солнца) −3,84
Марс (максимум) −3,0
Юпитер (максимум) −2,8
Международная космическая станция (максимум) −2
Меркурий (максимум) −1,9
Галактика Андромеды +3,4
Самые слабые звёзды, наблюдаемые
невооружённым глазом		 От +6 до +7
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		 +30
Самые яркие звёзды
Объект Созвездие m
Сириус Большой пёс −1,47
Канопус Киль −0,6
α Центавра Центавр −0,3
Арктур Волопас −0,1
Вега Лира 0,0
Капелла Возничий +0,1
Ригель Орион +0,2
Процион Малый пёс +0,4
Ахернар Эридан +0,5
Бетельгейзе Орион +0,9
Альтаир Орёл +0,9
Альдебаран Телец +1,1
Поллукс Близнецы +1,2
Антарес Скорпион +1,2
Фомальгаут Южная рыба +1,3
Денеб Лебедь +1,3
Регул Лев +1,3


[править] См. также


Сатурн Это незавершённая статья по астрономии. Вы можете помочь проекту, исправив и дополнив её.
Источник — «http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B2%D1%91%D0%B7%D0%B4%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%B2%D0%B5%D0%BB%D0%B8%D1%87%D0%B8%D0%BD%D0%B0»