в чем измеряется звездная величина

Звездная величина

Видимая звёздная величина (иногда — просто «звёздная величина») — безразмерная числовая характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, говорящая о том, сколько света приходит от него в точку, где находится наблюдатель. Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот.

Содержание

Определение

Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно 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:

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

Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0 m ) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 10 6 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0 m 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:

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.

Спектральная зависимость

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

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.

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

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», m_Pv. Чтобы получилось значение близкое к визуальному («фотовизуальное», m_P), 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 (m_b). С ее помощью, зная расстояние и степень межзвездного поглощения, астрономы вычисляют светимость космического тела.

Звездные величины некоторых объектов

Трасса Международной космической станции на фоне созвездия Большой Медведицы

Источник

Звёздная величина (из Википедии)

Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно 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.

Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот.

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

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

Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0 m ) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 10 6 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0 m 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:

В наши дни видимая звёздная 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.

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

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.

абсолютная

Абсолютная звёздная величина (M) определяется как видимая 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:

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

Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением: где и — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.

Звёздные величины некоторых объектов

Солнце с разных расстояний

Источник

Звёздная величина

Звёздная величина́, (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта. Обычно термин применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии (энергию всех фотонов в секунду) на единицу площади от рассматриваемого светила в видимом и ближними инфракрасном и ультрафиолетовом диапазоне электромагнитных волн. Таким образом, 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.

Содержание

Определение

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 — освещенности от объектов. Такое определение соответствует падению светового потока в 100 раз при увеличении звёздной величины на 5 единиц.

По современным измерениям, звезда нулевой величины за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10 −6 люкс. Световой поток от звезды 0 m примерно равен 10 3 квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 10 6 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света.

Следующие свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

Спектральная зависимость

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

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:

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.

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

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.

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 ).

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