§22.3. видимая и абсолютная звездная величина. светимость звезд

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.

Расчеты

Изображение 30 Doradus принятого ESO «s VISTA . Визуальная величина этой туманности — 8.

График относительной яркости в зависимости от величины

Чем тусклее объект, тем выше числовое значение, данное его величине, с разницей в 5 звездных величин, что соответствует коэффициенту яркости ровно 100. Следовательно, величина m в спектральной полосе x будет определяться как

мИксзнак равно-5бревно100⁡(FИксFИкс,),{\ displaystyle m_ {x} = — 5 \ log _ {100} \ left ({\ frac {F_ {x}} {F_ {x, 0}}} \ right),}

который чаще выражается в виде десятичных логарифмов как

мИксзнак равно-2,5бревно10⁡(FИксFИкс,),{\ displaystyle m_ {x} = — 2,5 \ log _ {10} \ left ({\ frac {F_ {x}} {F_ {x, 0}}} \ right),}

где F x — наблюдаемая плотность потока с использованием спектрального фильтра x , а F x , 0 — эталонный поток (нулевая точка) для этого . Поскольку увеличение на 5 звездных величин соответствует уменьшению яркости ровно в 100 раз, каждое увеличение звездной величины означает уменьшение яркости в раз ( коэффициент Погсона). Обращаясь к приведенной выше формуле, разница величин m 1m 2 = Δ m подразумевает коэффициент яркости, равный
1005≈2,512{\ displaystyle {\ sqrt {100}} \ приблизительно 2,512}

F2F1знак равно100Δм5знак равно100,4Δм≈2,512Δм.{\ displaystyle {\ frac {F_ {2}} {F_ {1}}} = 100 ^ {\ frac {\ Delta m} {5}} = 10 ^ {0,4 \ Delta m} \ приблизительно 2,512 ^ {\ Delta м}.}

Пример: Солнце и Луна

Каково соотношение яркости Солнца и полной Луны ?

Видимая величина Солнца -26,74 (ярче), а средняя звездная величина полной Луны -12,74 (тусклее).

Разница в величине:

Иксзнак равном1-м2знак равно(-12,74)-(-26,74)знак равно14.00.{\ displaystyle x = m_ {1} -m_ {2} = (- 12,74) — (- 26,74) = 14,00.}

Фактор яркости:

vбзнак равно100,4Иксзнак равно100,4×14.00≈398107.{\ displaystyle v_ {b} = 10 ^ {0,4x} = 10 ^ {0,4 \ times 14,00} \ приблизительно 398 \, 107.}

Солнце появляется около В 400 000 раз ярче полной луны.

Сложение величины

Иногда хочется добавить яркости. Например, фотометрия близко расположенных двойных звезд может дать измерение только их совокупного светового потока. Как мы можем рассчитать суммарную величину этой двойной звезды, зная только величины отдельных компонентов? Это можно сделать, добавив яркости (в линейных единицах), соответствующие каждой величине.

10-мж×0,4знак равно10-м1×0,4+10-м2×0,4.{\ displaystyle 10 ^ {- m_ {f} \ times 0.4} = 10 ^ {- m_ {1} \ times 0.4} +10 ^ {- m_ {2} \ times 0.4}.}

Решение для урожайности
мж{\ displaystyle m_ {f}}

мжзнак равно-2,5бревно10⁡(10-м1×0,4+10-м2×0,4),{\ displaystyle m_ {f} = — 2,5 \ log _ {10} \ left (10 ^ {- m_ {1} \ times 0,4} +10 ^ {- m_ {2} \ times 0,4} \ right),}

где m f — величина, полученная после сложения яркостей, обозначенных m 1 и m 2 .

Видимая болометрическая величина

В то время как величина обычно относится к измерению в определенной полосе фильтра, соответствующей некоторому диапазону длин волн, кажущаяся или абсолютная болометрическая величинабол ) является мерой кажущейся или абсолютной яркости объекта, интегрированной по всем длинам волн электромагнитного спектра (также известного как освещенность или мощность объекта соответственно). Нулевая точка шкалы кажущейся болометрической величины основана на определении, что кажущаяся болометрическая величина 0 mag эквивалентна принятой энергетической освещенности 2,518 × 10 -8 Вт на квадратный метр (Вт · м -2 ).

Абсолютная величина

В то время как кажущаяся величина является мерой яркости объекта, видимой конкретным наблюдателем, абсолютная величина является мерой внутренней яркости объекта. Поток уменьшается с расстоянием по закону обратных квадратов , поэтому видимая величина звезды зависит как от ее абсолютной яркости, так и от расстояния (и любого поглощения). Например, звезда на одном расстоянии будет иметь такую ​​же видимую величину, что и звезда в четыре раза ярче на расстоянии в два раза больше. Напротив, собственная яркость астрономического объекта не зависит от расстояния до наблюдателя или какого-либо исчезновения .

Абсолютная звездная величина M звезды или астрономического объекта определяется как видимая звездная величина, которую он имел бы при наблюдении с расстояния 10 парсеков (33  св . Лет ). Абсолютная звездная величина Солнца составляет 4,83 в полосе V (визуальная), 4,68 в полосе G спутника Gaia (зеленый) и 5,48 в полосе B (синий).

В случае планеты или астероида абсолютная звездная величина H скорее означает видимую звездную величину, которую она имела бы, если бы находилась на расстоянии 1 астрономической единицы (150 000 000 км) от наблюдателя и Солнца и полностью освещалась при максимальном противодействии (конфигурация возможно только теоретически, если наблюдатель находится на поверхности Солнца).

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.

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 = −26,7m
  • Полная Луна = −12,7m
  • 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.

Вспышка Иридиума

  • 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 

12.3. Спектры звезд. Эффект Допплера

Кроме рассмотренных выше интегральных (по всем длинам волн) освещенностей E,
создаваемых звездами, можно ввести еще монохроматические освещенности
, определяемые как количество энергии, приходящее от звезды
на перпендикулярную единичную площадку за единицу времени в единичном
интервале длин волн ([]=эрг/(см сек )).

У разных звезд на разные длины волн приходится различное количество энергии,
поэтому рассматривают распределение энергии по длинам волн и называют его
еще спектральным распределением энергии или просто спектром звезды.
В зависимости от температуры звезды максимум в спектральном распределении
приходится на разные длины волн. Чем звезда горячее, тем на меньшие длины волн
приходится максимум ее спектрального распределения энергии. Поэтому горячие
звезды по цвету являются голубыми и белыми, а холодные — желтыми и красными.

В спектрах звезд на фоне непрерывного спектра заметны многочисленные
темные относительно узкие линии поглощения. Они образуются при переходах
между энергетическими уровнями различных атомов и ионов в поверхностных слоях
звезды. Каждый переход характеризуется вполне определенной длиной волны.
Однако в наблюдаемых спектрах звезд длины волн этих переходов
не совпадают с лабораторными длинами волн этих переходов.
Причиной этого является движение звезд
относительно Земли. Вследствие движения звезды все наблюдаемые длины волн
смещаются относительно своих лабораторных значений, благодаря эффекту Допплера.
Если звезда к нам приближается, линии в ее спектре смещаются в синюю область
спектра, а если удаляется от нас, то в красную. Величина смещения z зависит от
скорости звезды вдоль луча зрения vr:

c

Таким образом, изучая смещения линий в спектрах звезд и других небесных тел
относительно их лабораторных положений, мы можем получить богатую информацию
о лучевых скоростях звезд, о скоростях расширения оболочек звезд (звездный
ветер, взрывы Новых и Сверхновых звезд), изучать спектрально-двойные звезды.

Измерение

Прецизионное измерение величины (фотометрия) требует калибровки фотографического или (обычно) электронного устройства обнаружения. Обычно это включает одновременное наблюдение в идентичных условиях стандартных звезд, величина которых с помощью этого спектрального фильтра точно известна. Более того, поскольку количество света, фактически принимаемого телескопом, уменьшается из-за прохождения через атмосферу Земли , необходимо учитывать воздушные массы цели и калибровочных звезд. Обычно можно наблюдать несколько разных звезд известной величины, которые достаточно похожи. Звезды калибратора, расположенные близко в небе к цели, являются предпочтительными (чтобы избежать больших различий в траектории движения в атмосфере). Если эти звезды имеют несколько разные зенитные углы ( ), то поправочный коэффициент как функция воздушной массы может быть получен и к воздушной массе в местоположении цели. Такая калибровка позволяет получить яркость, наблюдаемую над атмосферой, где определена видимая величина.

12.2. Звездные величины

Звездные величины были введены Гиппархом во II веке до н.э. Он разделил
видимые невооруженным глазом звезды по степени их яркости на шесть классов —
звездных величин

Самые яркие звезды принадлежали к первому классу — имели
первую звездную величину, а самые слабые принадлежали к шестому классу и
имели шестую звездную величину (обозначение соответственно 1m и 6m).
Таким образом, важно запомнить, что чем больше звездная величина, тем слабее
звезда

Связь между освещенностями и звездными величинами была установлена в XIX веке
Погсоном, и она определяет отношение освещенностей, создаваемых двумя звездами,
через разность их звездных величин:

В качестве начала отсчета звездных величин была выбрана звезда Вега
( Lyr). Условились считать, что она имеет блеск m=0m и блеск
остальных звезд определяют через блеск Веги. Она является фотометрическим
стандартом
.

Кроме того, в настоящее время используют дробные значения звездных
величин, а более яркие звезды, чем Вега, имеют отрицательные звездные
величины. Например, Сириус ( CMa) имеет блеск m=-1m.58.

Совершенно очевидно, что звездная величина практически ничего не говорит
нам о действительной светимости звезды. Яркая звезда первой звездной величины
может быть близкой звездой-карликом низкой светимости, а слабенькая звездочка
шестой звездной величины оказаться очень далеким сверхгигантом огромной
светимости. Поэтому для характеристики светимости звезд введена шкала
абсолютных звездных величин M. Абсолютная звездная величина — это
звездная величина, которую бы
имела эта звезда, находясь на расстоянии 10 пк. Связь между
видимой и абсолютной звездной величиной легко найти, используя закон
Погсона и выражая расстояние до звезды в парсеках:

Абсолютная звёздная величина метеоров

Наблюдения метеоров проводятся одновременно в разных точках поверхности Земли. К каждому наблюдателю свет от метеора проходит разное расстояние и испытывает разное поглощение в атмосфере: чем ближе метеор к горизонту, тем большую толщу атмосферы он просвечивает и тем меньше будет его блеск. Типичная высота загорания метеоров — 100 км. Поэтому, в метеорной астрономии принято другое определение абсолютной звёздной величины: абсолютной называется та звёздная величина метеора M, которую он имел бы, наблюдаясь в зените на расстоянии 100 км.

M=m−5lg⁡R−K{\displaystyle M=m-5\lg {R}-K},

где K — поправка на поглощение в атмосфере (редукция к зениту), R — расстояние до метеора, m — его видимая звёздная величина.

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.

Объект Освещенность m (зв. вел.) Освещенность лк
Сириус -1.44 1.0E-5
Венера -4.67 0.00018
Безлунное звездное небо -5.2 0.0003
Сверхновая 1054 года -6 0.00063
Луна в фазе первой четверти -9 0.01
Вспышка Иридиума (максимум) -9.5 0.016
Полная Луна -12.74 0.31
В море на глубине 50 м -17.25 20
Пасмурный день -21.5 1000
Солнечный день в тени -25 25000
Под солнцем в тропиках в полдень -26.7 130000

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 30m). Весь диапазон блеска небесных объектов, таким образом, укладывается в 60 звездных величин. Очень удобно!

Post Views:
10 018

Звёздная величина в современной науке

В середине XIX в. английский астроном Норман По́гсон
усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. По́гсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами составляет 2,5 (например сила свечения звезды третьего класса в 2,5 раза больше, чем у звезды четвёртого класса). По́гсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 к 1 (Разность в 5 звёздных величин соответствует изменению блеска звёзд в 100 раз). Таким образом, разница в плане светимости между каждым классом
составляет не 2,5, а 2,512 к 1.

Система, разработанная английским астрономом, позволила
сохранить существующую шкалу (деление на шесть классов), но придала ей максимальную математическую точность. Сначала ноль-пунктом для системы звёздных
величин была выбрана Полярная звезда, её звездная величина в соответствии с системой Птолемея была определена в 2,12. Позже, когда выяснилось, что Полярная
звезда является переменной, на роль ноль-пункта были условно определены звёзды с постоянными характеристиками. По мере совершенствования технологий и
оборудования учёные смогли определить звёздные величины с большей точностью: до десятых, а позже и до сотых единиц.

Связь между видимыми звёздными величинами выражается формулой По́гсона: m2m1=-2,5log(E2/E1).

Количество n звёзд с визуальной
звездной величиной свыше L

n n n
1 13 8 4.2*104 15 3.2*107
2 40 9 1.25*105 16 7.1*107
3 100 10 3.5*105 17 1.5*108
4 500 11 9*105 18 3*108
5 1.6*103 12 2.3*106 19 5.5*108
6 4.8*103 13 5.7*106 20 109
7 1.5*104 14 1.4*107 21 2*109

Звездные величины некоторых объектов

  • Солнце = −26,7m
  • Полная Луна = −12,7m
  • 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.

Вспышка Иридиума

  • 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

Звездная светимость

Светимость звезды можно определить по двум звездным характеристикам: размеру и эффективной температуре . Первые обычно представлены в виде радиусов Солнца , R , а вторые — в градусах Кельвина , но в большинстве случаев ни один из них не может быть измерен напрямую. Чтобы определить радиус звезды, необходимы два других показателя: угловой диаметр звезды и ее расстояние от Земли. И то, и другое можно измерить с большой точностью в определенных случаях: холодные сверхгиганты часто имеют большой угловой диаметр, а у некоторых холодных эволюционировавших звезд в атмосфере есть мазеры, которые можно использовать для измерения параллакса с помощью РСДБ . Однако для большинства звезд угловой диаметр или параллакс, или и то, и другое, намного ниже наших возможностей измерить с какой-либо степенью уверенности. Поскольку эффективная температура — это просто число, которое представляет температуру черного тела, воспроизводящего светимость, очевидно, что ее нельзя измерить напрямую, но ее можно оценить по спектру.

Альтернативный способ измерения светимости звезды — измерение видимой яркости и расстояния до звезды. Третий компонент, необходимый для определения светимости, — это степень межзвездного поглощения , которое обычно возникает из-за газа и пыли, присутствующих в межзвездной среде (ISM), атмосфере Земли и околозвездном веществе . Следовательно, одной из центральных задач астрономии при определении светимости звезды является получение точных измерений для каждого из этих компонентов, без которых точное значение светимости остается неуловимым. Погасание можно измерить напрямую, только если известны как фактическая, так и наблюдаемая светимости, но его можно оценить по наблюдаемому цвету звезды, используя модели ожидаемого уровня покраснения межзвездной среды.

В нынешней системе классификации звезд звезды сгруппированы по температуре: массивные, очень молодые и энергичные звезды класса O имеют температуру, превышающую 30 000  K, в то время как менее массивные, обычно более старые звезды показывают температуру ниже 3500 K. Поскольку светимость пропорциональна температуре в четвертой степени, большое изменение температуры звезды приводит к еще более значительному изменению светимости звезды. Поскольку светимость зависит от большой мощности звездной массы, светящиеся звезды с большой массой имеют гораздо более короткое время жизни. Самые яркие звезды — это всегда молодые звезды, не более нескольких миллионов лет для самых экстремальных. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела ось абсцисс представляет температуру или спектральный тип, а ось ординат — яркость или величину. Подавляющее большинство звезд находится вдоль главной последовательности: синие звезды класса O находятся в верхнем левом углу диаграммы, а красные звезды класса M падают в нижний правый угол. Некоторые звезды, такие как Денеб и Бетельгейзе, находятся выше и правее от главной последовательности, более светящиеся или более холодные, чем их эквиваленты на главной последовательности. Повышенная светимость при той же температуре или, альтернативно, более низкая температура при той же светимости, указывает на то, что эти звезды больше, чем звезды на главной последовательности, и их называют гигантами или сверхгигантами.

Голубые и белые сверхгиганты — это звезды высокой светимости, которые несколько холоднее самых ярких звезд главной последовательности. Звезда , как Deneb , например, имеет светимость около 200000 L , спектральный тип A2 и эффективную температуру около 8500 К, а это означает , что имеет радиус около 203  R (1,41 × 10 11  м ). Для сравнения, красный сверхгигант Бетельгейзе имеет светимость около 100000 L , спектральный тип М2, и температуру около 3500 К, т.е. его радиус составляет около 1000  R (7,0 × 10 11  м ). Красные сверхгиганты имеют самый большой тип звезды, но большинство светящихся намного меньше и горячие, с температурой до 50000 К и более и светимость нескольких миллионов L , то есть их радиусы всего лишь несколько десятков R . Например, r136a1 имеет температуру над 46,000 K и светимость более чем 6,100,000 L ( в основном в УФ), она только 39  R (2,7 × 10 10  м ).

Звездные величины некоторых объектов

  • Солнце = −26,7m
  • Полная Луна = −12,7m
  • 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.

Вспышка Иридиума

  • 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 

6.1.1. Звездные величины window.top.document.title = «6.1.1. Звездные величины»;

Рисунок 6.1.1.1.Сверхгигант в созвездии Скорпиона – Антарес

Даже невооруженным глазом видно, что окружающий нас мир чрезвычайно разнообразен. Звезды различаются между собой цветом, блеском. А исследования с помощью телескопов показывают, что двух одинаковых звезд не бывает. Эффективные температуры их находятся в пределах от 3 000 К до 50 000 К, массы различаются в сотни раз, а радиусы – в миллиарды…

Самые яркие звезды еще в древности назвали звездами первой звездной величины. Во II веке до нашей эры древнегреческий астроном Гиппарх составил каталог звезд, видимых невооруженным глазом. Он предложил разделить все видимые звезды на шесть классов. Самые яркие из них Гиппарх назвал звездами первой звездной величины, самые слабые звезды – звездами шестой звездной величины.

Невооруженным глазом на небе можно наблюдать около 5 000 звезд (вплоть до шестой звездной величины), с помощью телескопов – миллиарды миллиардов. В астрономии вместо выражения «освещенность от звезды» используют понятие блеск.

Модель 6.1.
Звездные величины

С уменьшением блеска возрастает число звезд, доступных для наблюдения. На звездные карты нанесены все звезды ярче 11-й звездной величины.

Количество звезд ярче предельной визуальной звездной величины:

Предельная звездная величина Число звезд Предельная звездная величина Число звезд
6,0 4 850 13,0 5 700 000
7,0 14 300 15,0 32 000 000
8,0 41 000 17,0 150 000 000
9,0 117 000 19,0 560 000 000
10,0 324 000 21,0 2 000 000 000
11,0 870 000
Таблица 6.1.1.1

Яркие звезды имеют маленькую звездную величину, более слабые звезды имеют большую звездную величину. Следуя Гиппарху, звездную величину источника условились считать тем большей, чем звезда слабее.

В середине ХIX века английский астроном Норман Погсон предложил современную шкалу звездных величин. При разности в одну звездную величину видимый блеск звезд изменяется примерно в 2,5 раза, почти как у Гиппарха. Разность в 5 звездных величин соответствует изменению блеска звезд в 100 раз. Тогда разница на одну звездную величину соответствует отличию блеска в

раза.

Видимые звездные величины обозначаются буквой m. Отношение блеска Em и Em+1 двух звезд, величины которых различаются точно на единицу, выражается числом

Тогда связь между видимыми звездными величинами

Эта зависимость называется формулой Погсона.

Тот факт, что одни звезды имеют больший, а другие – меньший блеск, не дает настоящей информации о звезде. Очень яркая звезда может иметь большую светимость, но находиться очень далеко, а потому иметь очень большую звездную величину. Для определения истинного блеска звезды вводят понятие абсолютной звездной величины.

Абсолютная звездная величина M – это видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась на стандартном расстоянии в 10 пк или 32,6 светового года.

Связь абсолютной звездной величины M, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках: