Звёздная величина́ (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта, обозначаемая буквой m (от лат. magnitudo — «величина, размер»). 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.

Определение править

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]:

 

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 звёздная величина (0m). Сначала в качестве 0m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для зрительных 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 103 квантов/(см²·с·Å) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 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 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 править

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 не воспринимаемом глазом диапазоне излучения (величина, измеренная в видимом диапазоне, называется визуальной)[2]. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца равна +4,8m, а видимая составляет −26,7m.

Изменение расстояния до объекта приводит к изменению его видимой звёздной величины (в предположении, что его светимость постоянна), поскольку освещённость, создаваемая им, обратно пропорциональна квадрату расстояния:

 

Например, если за r2 принять 10 пк (расстояние, на котором абсолютная величина M по определению совпадает с видимой) и обозначить m1 = m(r1), то

 

что позволяет, зная значения двух из трёх переменных (видимая звёздная величина m1, абсолютная звёздная величина M, расстояние r1) в этом уравнении, определить значение третьей:

 
 

Разность μ = m1M в последней формуле называется модулем расстояния:  

Спектральная зависимость править

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 править

Объекты звёздного неба
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
Галилеевы 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
Самые яркие звёзды
Объект Созвездие m Объект Созвездие m
Сириус Большой Пёс −1,47 Бетельгейзе Орион +0,50
Канопус Киль −0,72 Альтаир Орёл +0,77
α Центавра Центавр −0,27 Альдебаран Телец +0,85
Арктур Волопас −0,05 Антарес Скорпион +0,96
Вега Лира +0,03 Поллукс Близнецы +1,14
Капелла Возничий +0,08 Фомальгаут Южная Рыба +1,16
Ригель Орион +0,12 Денеб Лебедь +1,25
Процион Малый Пёс +0,38 Регул Лев +1,35
Ахернар Эридан +0,46
Солнце с разных расстояний[3]
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. −12,7 (яркость полной Луны)
Седна (афелий) −11,8
2006 SQ372 (афелий) −10,0
Комета Хякутакэ (афелий) −8,3
0,456 св. года −4,4 (яркость Венеры)
Альфа Центавра +0,5
Сириус +2,0
55 св. лет +6,0 (порог видимости невооружённым глазом)
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 править

Примечания править

  1. Сурдин В. Г. Звёзды. — Изд. 2-е, испр. и доп. — М.: Физматлит, 2009. — С. 63. — (Астрономия и астрофизика). — ISBN 978-5-9221-1116-4.
  2. 1 2 Сурдин В. Г.. Звёздная величина. Глоссарий Astronet.ru. Астронет. Дата обращения: 16 сентября 2012. Архивировано 28 ноября 2010 года.
  3. Вычислено исходя из того, что звёздная величина на расстоянии 1 а.e. равна −26,7m, что соответствует абсолютной звёздной величине Солнца +4,87m.

Ссылки править