Что значит отрицательная звездная величина
Что значит отрицательная звездная величина
Яркость со знаком минус. Звездная величина
О существовании такой категории, как звездная величина, слышали практически все. Но не все знают, что это понятие таит в себе множество сюрпризов. К примеру, существуют звезды с отрицательной звездной величиной, и это отнюдь не самые тусклые объекты во Вселенной. Наше Солнце тоже относится к таким объектам, его звездная величина составляет –27. Давайте разберемся, что такое звездная величина и почему самые яркие звезды получили отрицательное значение.
Впервые делить звезды на классы по яркости придумал древнегреческий математик и астроном Гиппарх. Он рассудил так: самые яркие звезды будут называться звездами первой величины, те, что немного тусклее, — второй и так далее. В те времена считалось, что звезды располагаются на небесном своде на одинаковом расстоянии от Земли, а ярче светят те, что больше. Поэтому яркость и назвали звездной величиной.
По мере развития астрономии шкала светимости несколько раз пересматривалась. В итоге за нулевую звездную величину был принят блеск Веги. Те звезды, что светят ярче, обозначили отрицательными значениями; те, что слабее, — положительными.
Звездная величина относится не только к звездам, но и к любым другим небесным телам. Например, величина Венеры –4, Марса –3, Луны в полнолуние –13. Если посмотреть на Землю с Солнца, то ее звездная величина будет –3,84. Известна даже звездная величина Международной космической станции (–4).
Звезды Большой Медведицы имеют среднюю величину +2. Объекты, которые не видны невооруженным глазом, но обнаруживаются с помощью обычного телескопа, имеют звездную величину около +10. Самые мощные оптические приборы позволяют увидеть звезды с величиной +30 и более.
Хотел бы я знать, зачем звезды светятся… Наверно, затем, чтобы рано или поздно каждый мог вновь отыскать свою.
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
| Объект | m |
| Солнце | −26,7 |
| 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 |
| Проксима Центавра | +11,1 |
| Самый яркий квазар | +12,6 |
| Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом | От +6 до +7 |
| Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп | +27 |
| Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп Хаббла | +30 |
| Объект | Созвездие | m |
| Сириус | Большой пёс | −1,47 |
| Канопус | Киль | −0,72 |
| α Центавра | Центавр | −0,27 |
| Арктур | Волопас | −0,04 |
| Вега | Лира | 0,03 |
| Капелла | Возничий | +0,08 |
| Ригель | Орион | +0,12 |
| Процион | Малый пёс | +0,38 |
| Ахернар | Эридан | +0,46 |
| Бетельгейзе | Орион | +0,50 |
| Альтаир | Орёл | +0,75 |
| Альдебаран | Телец | +0,85 |
| Антарес | Скорпион | +1,09 |
| Поллукс | Близнецы | +1,15 |
| Фомальгаут | Южная рыба | +1,16 |
| Денеб | Лебедь | +1,25 |
| Регул | Лев | +1,35 |
Солнце с разных расстояний
Что характеризует звездная величина?
Звездной величиной называют физическую единицу измерения светимости небесных объектов.
Первую попытку классифицировать (занести в каталог) звезды на основании их светимости предпринял греческий астроном Гиппарх Никейский во II веке до нашей эры.
Его работу продолжил во II веке нашей эры Клавдий Птолемей.
Они разделили звезды на 6 классов. Самые яркие назвали звездами 1-й звездной величины, а 6-ю звездную величину присвоили звездам, еле видимым невооруженным глазом. Приблизительность в делении звезд на классы светимости была преодолена в середине XIX века английским астрономом Норманом Погсоном.
Заметив, что разница в светимости между соседними классами составляет примерно 2,5 раза (например, звезда 3-й звездной величины приблизительно в 2,5 раза ярче звезды 4-й звездной величины), а между звездами 1-й и 6-й звездной величины, которые различаются на 5 звездных величин, существует соотношение светимостей 100: 1, Погсон установил шкалу звездных величин, по которой соотношение между соседними классами составляет 2,512: 1 (2,512 является корнем пятой степени из 100).
Таким образом, была сохранена прежняя классификация, получившая при этом математическое обоснование.
Со временем аппаратура стала совершеннее и появилась возможность измерять светимость звезд более точно: до десятых, а затем и сотых долей звездной величины.
У ярких звезд звездная величина составляет, например: для Денеба 1,25; Альдебарана 0,85; Веги 0,04. По этой шкале у самых ярких звезд звездная величина имеет отрицательное значение: Сириус —1,46; Канопус —0,72; Арктур —0,04.
Термином «звездная величина» обозначают также светимость таких диффузных объектов, как туманности и галактики (в этом случае «звездная величина» берется в целом для всей поверхности объекта).
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», 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
Трасса Международной космической станции на фоне созвездия Большой Медведицы
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.