Абсолютная звёздная величина

Измерение звездной величины

К сожалению, пока еще неизвестно никакого другого способа определять количество света, полученного от звезды, как судя по действию его на глаз. Две звезды считаются равными, когда они для глаза кажутся равной яркости. В этих условиях наше суждение весьма ненадежно. Потому наблюдатели старались придать больше точности, пуская в ход фотометры — инструменты для измерения количества света. Но даже при этих инструментах наблюдатель должен основываться на оценке глазом равенства блеска. Свет одной звезды увеличивается или уменьшается в определенной пропорции до тех пор. пока для нашего глаза он не покажется равным свету другой звезды; а эта последняя может быть и искусственной звездочкой, полученной при помощи пламени свечи или лампы. Степень увеличения или уменьшения определит разницу величин обоих звезд.

Когда мы стараемся прочно обосновать измерения блеска звезды, мы приходим к выводу, что эта задача довольно сложна. Прежде всего не все лучи, приходящие от звезды, воспринимаются нами, как свет. Но все лучи, видимые и невидимые, поглощаются черной поверхностью и выражают свое действие в нагревании ее. Поэтому самый лучший способ измерять излучение звезды состоит в оценке тепла, которое она посылает, так как это точнее отражает процессы, происходящее на светиле, чем это может сделать видимый свет. К несчастью, тепловое действие лучей звезды настолько мало, что не может быть измерено даже современными приборами. Пока что мы должны оставить надежду определить полное лучеиспускание звезды и ограничиться только той его частью, которая называется светом.

Следовательно, если мы стремимся к точности, то мы должны сказать, что свет, как мы его понимаем, может, в сущности, измеряться лишь по своему действию на зрительный нерв, и нет другого пути измерить его эффект, кроме оценки глазом. Все фотометры, которые служат для измерения света звезд, построены так, что дают возможность увеличивать или уменьшать свет одной звезды и визуально приравнивать ее к свету другой звезды или другого источника и только так оценивать ее.

Звёздные величины некоторых объектов[править | править код]

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: m₂—m₁=-2,5log(E₂/E₁).

Количество n звёзд с визуальной
звездной величиной свыше L

Звезды и галактики (M)

Определение

Текущее определение

По определению Международного астрономического союза , «абсолютная величина объекта — это величина, которую наблюдатель увидел бы на расстоянии ровно 10 парсеков от этого объекта».

Таким образом, абсолютная звездная величина является логарифмической шкалой, напрямую связанной со светимостью звезды . Определение абсолютной величины записывается математическими терминами:

Mзнак равно-2,5бревно⁡(L(4π(10ппротив)2))+ПРОТИВ{\ Displaystyle M = -2,5 \, \ log (L / (4 \ pi (10pc) ^ {2})) + C}

где L — светимость звезды, выраженная в единицах светимости Солнца , C — постоянная величина, а log — десятичный логарифм. Поскольку это перевернутая логарифмическая шкала, чем ярче звезда, тем слабее ее величина .

В зависимости от того , вычисляется яркость в течение спектральной полосы синего B (около 436 нм ) или видимого V (около 545 нм ), абсолютная величина обозначается через M _B или M _V . Константа выбрана сегодня так, что абсолютные звездные величины Солнца в полосах B и V равны M _B = 5,48 и M _V = 4,83.

Когда мы рассматриваем весь электромагнитный спектр , от радиоволн до гамма-лучей , а не только конкретный спектральный диапазон, мы говорим о болометрической светимости и, следовательно, о болометрической величине .

Абсолютная звездная величина обычно колеблется от -10 до +17 в зависимости от их спектрального класса  : синий сверхгигант имеет абсолютную звездную величину до -10, а красный карлик может достигать +17. ВС , с абсолютной величиной +4.8, сидит примерно на полпути между этими двумя крайностями.

Видимая величина и расстояние

Сравнение абсолютной звездной величины с видимой звездной величиной (которая является величиной, фактически наблюдаемой на Земле) позволяет оценить расстояние от объекта. В зависимости от уменьшения яркости на квадрат расстояния получаем:

м-Mзнак равно5бревно⁡(D)-5{\ Displaystyle мМ = 5 \, \ журнал (D) -5}

где — кажущаяся реальная звездная величина, абсолютная звездная величина и расстояние, выраженное в парсеках . Это значение также называют модулем расстояния , последний чаще используется для внегалактических объектов.
м{\ displaystyle m}M{\ displaystyle M}D{\ displaystyle D}μзнак равном-M{\ Displaystyle \ mu = мм}

Чтобы получить абсолютную звездную величину, вам нужны звездные модели и знать температуру звезды (которая может быть получена из показателя цвета , который представляет собой не что иное, как разницу видимых звездных величин объекта в двух разных спектральных диапазонах) .

На практике единственной доступной величиной, очевидно, является наблюдаемая величина, которая на самом деле представляет собой комбинацию видимой величины и межзвездного поглощения : где — поглощение .
мзнак равномрзнак равномобs-В{\ displaystyle m = m_ {r} = m_ {obs} -A}В{\ displaystyle A}

Знание абсорбции часто имеет решающее значение. Поглощение изменяет фактическую яркость объекта из-за рассеяния света частицами межзвездной пыли . Хаотическое распределение зерен в пространстве чрезвычайно затрудняет оценку межзвездного поглощения, поскольку то, что верно в данном направлении для данного объекта, может значительно отличаться для звезды по соседству (если предположить, что две звезды находятся на такое же расстояние). Кроме того, из-за эффекта рассеяния поглощение зависит от длины волны и, следовательно, является хроматическим эффектом (см. Подробную статью ).

Итак, на практике уравнение записывается следующим образом:

мНаблюдения-M-Взнак равно5бревно⁡(D)-5{\ displaystyle m _ {\ text {obs}} — MA = 5 \, \ log (D) -5}

и легко измерить только значение .
мНаблюдения{\ displaystyle m _ {\ text {obs}}}

Абсолютная звездная величина объектов Солнечной системы (H)

В данном конкретном случае эталонное расстояние составляет не 10 парсек, а астрономическая единица .

Объекты в Солнечной системе, такие как планеты , кометы или астероиды, отражают только свет, который они получают от Солнца, и поэтому их видимая величина зависит не только от их расстояния от Земли, но и от расстояния до Солнца. Таким образом, абсолютная величина этих объектов определяется как их видимая величина, если они расположены в одной астрономической единице от Солнца и одной астрономической единице от Земли, причем фазовый угол составляет ноль градусов (в «полнолуние», любая поверхность, видимая с Земля освещена).

Для тела, расположенного на расстоянии от Земли и Солнца , отмеченная связь между его величиной (относительной) и абсолютной величиной определяется формулой:
р{\ displaystyle r}в{\ displaystyle a}м{\ displaystyle m}ЧАС{\ displaystyle H}

мзнак равноЧАС+5бревно⁡(р)+5бревно⁡(в)-2,5бревно⁡(п(χ)){\ Displaystyle м = Н + 5 \, \ журнал (г) +5 \, \ журнал (а) -2,5 \, \ журнал (р (\ чи))}

где — фазовый интеграл, функция , представляющая фазовый угол объекта; и должны быть выражены в астрономических единицах.
п(χ){\ Displaystyle р (\ чи)}χ{\ displaystyle \ chi}р{\ displaystyle r}в{\ displaystyle a}

Фазовый интеграл можно «аппроксимировать» формулой:
п(χ){\ Displaystyle р (\ чи)}

п(χ)знак равно23((1-χπ)потому что⁡χ+(1π)грех⁡χ){\ displaystyle p (\ chi) = {\ frac {2} {3}} \ left (\ left (1 — {\ frac {\ chi} {\ pi}} \ right) \ cos {\ chi} + ( 1 / \ pi) \ sin {\ chi} \ right) \! \,}

Ситуация, описываемая определением абсолютной звездной величины, физически невозможна: фазовый угол составляет 30 градусов для сферической звезды на расстоянии одной астрономической единицы от Земли и Солнца. Его следует рассматривать как эталон — и он дает правильный порядок величины наблюдаемого результата.

12.2. ‡вездные величины

‡вездные величины были введены ѓиппархом во II веке до н.э. Ћн разделил
видимые невооруженным глазом звезды по степени их Яркости на шесть классов —
звездных величин

‘амые 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).
’аким образом, важно запомнить, что чем больше звезднаЯ величина, тем слабее
звезда

‘вЯзь между освещенностЯми и звездными величинами была установлена в XIX веке
Џогсоном, и она определЯет отношение освещенностей, создаваемых двумЯ звездами,
через разность их звездных величин:

‚ качестве начала отсчета звездных величин была выбрана звезда ‚ега
( Lyr). “словились считать, что она имеет блеск m=0m и блеск
остальных звезд определЯют через блеск ‚еги. Ћна ЯвлЯетсЯ фотометрическим
стандартом.

Љроме того, в настоЯщее времЯ используют дробные значениЯ звездных
величин, а более Яркие звезды, чем ‚ега, имеют отрицательные звездные
величины. Ќапример, ‘ириус ( CMa) имеет блеск m=-1m.58.

‘овершенно очевидно, что звезднаЯ величина практически ничего не говорит
нам о действительной светимости звезды. џркаЯ звезда первой звездной величины
может быть близкой звездой-карликом низкой светимости, а слабенькаЯ звездочка
шестой звездной величины оказатьсЯ очень далеким сверхгигантом огромной
светимости. Џоэтому длЯ характеристики светимости звезд введена шкала
абсолютных звездных величин M. ЂбсолютнаЯ звезднаЯ величина — это
звезднаЯ величина, которую бы
имела эта звезда, находЯсь на расстоЯнии 10 пк. ‘вЯзь между
видимой и абсолютной звездной величиной легко найти, используЯ закон
Џогсона и выражаЯ расстоЯние до звезды в парсеках:

Разность звёздных величин

Если видимые звёздные величины объектов 1 и 2 равны m₁ и m₂, то их разность определяется как

m1−m2=−2,5lg⁡(L1L2),{\displaystyle m_{1}-m_{2}=-2{,}5\,\operatorname {lg} \left({\frac {L_{1}}{L_{2}}}\right),}

где L₁, L₂ — освещённости от этих объектов. Это соотношение известно как уравнение Погсона. Его можно записать также в другом виде:

lg⁡(L1L2)=−,4(m1−m2){\displaystyle \operatorname {lg} \left({\frac {L_{1}}{L_{2}}}\right)=-0{,}4\,(m_{1}-m_{2})}

или

L1L2=(10,4)−(m1−m2)≈2,512−(m1−m2).{\displaystyle {\frac {L_{1}}{L_{2}}}=\left(10^{0{,}4}\right)^{-(m_{1}-m_{2})}\approx 2{,}512^{-(m_{1}-m_{2})}.}

Таким образом, разница в 5 звёздных величин соответствует отношению освещённостей в 100 раз, а разница в одну звёздную величину — в 1001/5 ≈ 2,512 раза.

Из уравнения Погсона можно получить освещённость в люксах, создаваемую источником с известной видимой звёздной величиной m₁ в видимом диапазоне. Поскольку освещённость L₂ = 1 люкс создаёт источник с видимой звёздной величиной m₂ = −14,20m, то

L1=10−,4(m1+14,20){\displaystyle L_{1}=10^{-0{,}4(m_{1}+14{,}20)}} люкс.

Обратив формулу, получаем видимую звёздную величину объекта, создающего освещённость L₁, выраженную в люксах:

m1=−2,5lg⁡L1−14,20.{\displaystyle m_{1}=-2{,}5\,\operatorname {lg} L_{1}-14{,}20.}

Примеры

Видимая звёздная величина полной Луны равна −12,7m; яркость Солнца составляет −26,7m.

Разница звёздных величин Луны (m1{\displaystyle m_{1}}) и Солнца (m2{\displaystyle m_{2}}):

m1−m2=(−12,7m)−(−26,7m)=14,m.{\displaystyle m_{1}-m_{2}=(-12{,}7^{m})-(-26{,}7^{m})=14{,}0^{m}.}

Отношение освещённостей от Солнца и Луны:

L2L1=2,512m1−m2=2,51214,≈400 000.{\displaystyle L_{2}/L_{1}=2{,}512^{m_{1}-m_{2}}=2{,}512^{14{,}0}\approx 400~000.}

Таким образом, Солнце примерно в 400 000 раз ярче полной Луны.

Освещённость, создаваемая звёздами с видимой звёздной величиной 1,0m и 6,0m в видимом диапазоне, равна соответственно 8,3×10−7 люкс и 8,3×10−9 люкс.

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.

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», 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

• 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 

Астрономия

Учебник для 10 класса

§22.3. Видимая и абсолютная звездная величина. Светимость звезд

Вспомним, что разность в 5 видимых звездных величин соответствует различию яркости ровно в 100 раз (см. § 3.2). Следовательно, разность видимых звездных величин двух источников равна единице, когда один из них ярче другого ровно в раз (эта величина примерно равна 2,512). Чем ярче источник, тем его видимая звездная величина считается меньшей. В общем случае отношение видимой яркости двух любых звезд I₁:I₂ связано с разностью их видимых звездных величин m₁ и m₂ простым соотношением:

Абсолютной звездной величиной М называется та видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на стандартном расстоянии D = 10 пк.

Светимостью звезды L называется мощность излучения световой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солнцем.

Величины L и М легко вычислить, если известно расстояние до звезды D или ее параллакс р (так как D обратно пропорционально р) Пусть m — видимая звездная величина звезды, находящейся на расстоянии D. Если бы она наблюдалась с расстояния D = 10 пк, ее видимая звездная величина m0 по определению была бы равна абсолютной звездной величине М. Тогда ее кажущаяся яркость изменилась бы в

Кажущаяся яркость звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее. Поэтому

Следовательно,

Логарифмируя, находим:

Эти формулы дают абсолютную звездную величину М по известной видимой звездной величине m при реальном расстоянии до звезды D. Наше Солнце с расстояния 10 пк выглядело бы примерно как звезда 5-й видимой звездной величины, т. е. для Солнца М = Mc = 5.

Зная абсолютную звездную величину М какой-нибудь звезды, можно вычислить ее светимость L. По определению

Величины М и L в разных единицах выражают мощность излучения звезды независимо от расстояния до нее.

Абсолютные величины очень ярких звезд отрицательны и доходят до М = — 9. Такие звезды называются гигантами и сверхгигантами Звезда S Золотой Рыбы ярче нашего Солнца в 500 000 раз, ее светимость L = 500 000, но видно ее в южном полушарии неба лишь в сильный бинокль. А наше Солнце считается звездой-карликом! Наименьшую мощность излучения имеют красные карлики с М = + 17 и L = 0,000013.

Существуют звезды одинаковой температуры и цвета, но с разной светимостью. У таких звезд спектры в общем одинаковы, однако можно заметить различия в относительных интенсивностях некоторых линий. Это происходит от того, что при одинаковой температуре давление в их атмосферах несколько различно. В атмосферах звезд-гигантов давление меньше, они разреженнее. Если для подобных звезд построить график, показывающий, как меняется отношение интенсивности определенных пар спектральных линий в зависимости от абсолютной величины звезд, то мы сможем по интенсивности линий из графика найти абсолютную величину М звезды. Подстановка найденного значения М в выведенную нами формулу (4) дает возможность определить расстояние до звезды.

1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран? Солнце ярче, чем Сириус?
2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звездных величин?
3. Параллакс Веги 0,11″. Сколько времени свет от нее идет до Земли?
4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе?
5. Во сколько раз звезда 3,4 звездной величины слабее, чем Сириус, имеющий видимую звездную величину —1,6? Чему равны абсолютные величины этих звезд, если расстояние до обеих составляет 3 пк?
6. Какова светимость звезды Скорпиона, если ее видимая звездная величина 3, а расстояние до нее 7500 св. лет?

Очень яркие небесные объекты

Некоторые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют абсолютную величину, которая сделала бы их ярче, чем планеты, если бы они были всего в 10 парсеках от нас. Это случай сверхгигантов Ригель ( -7,0 ), Денеб ( -7,2 ), Наос (-7,3) и Бетельгейзе (-5,6). Для сравнения, самые яркие объекты на небе после Солнца (которое имеет видимую величину -26,73) — это Луна (видимая величина -12 в полнолуние) и Венера (видимая величина -4,3 при максимальной яркости).

Последним небесным объектом , видимая величина которого была сопоставима с абсолютной величиной трех объектов выше была сверхновая , произошедшая в 1054 году (и названная SN 1054 ), из которой сегодня планетарной остается только туманность ( Крабовидная туманность ) и пульсар . Наблюдатели того времени сообщили, что светимость этого объекта была настолько велика, что они могли читать посреди ночи, видеть тени, отбрасываемые его светом, и наблюдать его средь бела дня .

Типа Ia сверхновых имеют абсолютную величину -19.3: такая сверхновая так ярко , как Солнце на расстоянии всего 0,327 парсек (1,07 световых лет).

Видимые звездные величины некоторых объектов

Видимая и абсолютная звёздная величина

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). Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца равна +4,8m, а видимая составляет −26,7m.

Звёздные величины некоторых объектов

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:

m1−m2=−2,5lg⁡L1L2{\displaystyle m_{1}-m_{2}=-2{,}5\,\lg {\frac {L_{1}}{L_{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.

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 (1m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6m).

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 106 квантов/(см²·с).

Похожие записи:

Волков, владислав николаевич Венера 4 лунный день Злость друга Значение слова «звезда» Толкование сочетаний карты таро «башня» (разрушаемая башня, сгоревший храм)