Даже далекие от астрономии люди знают, что звезды имеют разный блеск. Наиболее яркие звезды без труда видны на засвеченном городском небе, а самые тусклые едва различимы при идеальных условиях наблюдения.
Для характеристики блеска звезд и других небесных светил (например, планет, метеоров, Солнца и Луны) ученые выработали шкалу звездных величин.
Относительная и абсолютная звёздная величина
Если вы заметили, система величин, следовательно, обратная - чем ярче звезда, тем меньше ее величина. Наши глаза могут обнаружить около 100 разностей яркости среди звезд, поэтому звезда 1-й величины примерно в 100 раз ярче звезды 6-й величины. Мы сохранили эту связь в современной шкале масштаба, поэтому для каждых 5 величин разницы в яркости двух объектов объекты кажутся ярко выраженными в 100 раз.
Таким образом, видимая звёздная величина m или блеск является мерой освещённости Е, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения
Помните, что кажущаяся яркость объекта зависит от его расстояния от нас. Таким образом, величина звезды зависит от расстояния. Чем ближе звезда к нам, тем ярче будет ее величина. То есть, кажущаяся величина звезды - это ее величина, измеренная на Земле. Однако астрономы используют систему абсолютных величин для классификации звезд в зависимости от того, как они появятся, если бы они находились на одном расстоянии. Если мы знаем расстояние до этой звезды и вычислим, какова бы ее видимая величина, если бы она находилась на расстоянии 10 пк, мы называем это значение абсолютной величиной для звезды.
Видимая звездная величина (m; часто ее называют просто "звездная величина") указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него.
Это безразмерная астрономическая величина, характеризующая создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя освещенность.
Если звезда находится на расстоянии 10 пк от нас, ее кажущаяся величина будет такой же, как и ее абсолютная величина. Если звезда ближе к нам, чем 10 пк, она будет ярче, чем если бы она была на 10 пк, поэтому ее кажущаяся величина будет меньше ее абсолютной величины. Если звезда более отдаленная, чем 10 шт, она будет выглядеть слабее, чем если бы она была на 10 пк, поэтому ее кажущаяся величина будет больше ее абсолютной величины. Очевидная величина звезды имеет эквивалентный поток или кажущуюся яркость.
Абсолютная величина звезды эквивалентна ее светимости, поскольку она дает вам измерение яркости на заданном расстоянии, которое затем можно преобразовать в количество энергии, излучаемой на поверхности звезды. Поскольку система магнитов находится в обратном направлении, это может сбить с толку. Однако вы должны знать о существовании системы магнитуды, потому что вы, вероятно, увидите, что она используется в большинстве астрономических публикаций, которые вы читали во время этого курса. Взгляд на ночное небо над Землей показывает, что некоторые звезды намного ярче других.
Освещённость
– световая величина, равная отношению светового потока, падающего на малый участок поверхности, к его площади.
Единицей измерения освещённости в Международной системе единиц (СИ) служит люкс (1 люкс = 1 люмену на квадратный метр), в СГС (сантиметр-грамм-секунда) – фот (один фот равен 10 000 люксов).
Освещённость прямо пропорциональна силе света источника света. При удалении источника от освещаемой поверхности её освещённость уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния (закон обратных квадратов).
Однако яркость звезды зависит от ее состава и от того, насколько далеко от планеты. Астрономы определяют яркость звезды с точки зрения кажущейся величины и абсолютной величины. Астрономы также измеряют светимость - количество энергии, которое звезда излучает с ее поверхности.
Измерение - это древняя идея, но сегодня астрономы используют более точные инструменты для получения расчета. Несмотря на то, что они выглядят безмятежно и безмолвно с нашей точки зрения на Земле, звезды на самом деле размахивают шарами сильной плазмы. Испытайте свои звездные умения с помощью этой викторины.
Субъективно видимая звездная величина воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных).
При этом блеск одного источника указывают путем его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Такими эталонами обычно служат специально подобранные непеременные звезды.
Звездную величину сначала ввели как указатель видимого блеска звезд в оптическом диапазоне, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: инфракрасный, ультрафиолетовый.
Звездная Викторина: Испытайте Звездные Смартс. В принципе, он смотрел на звезды в небе и классифицировал их по тому, насколько они яркие, - яркие звезды были «величиной 1», а следующие самые яркие были «величина 2»и т.д. вплоть до «величины 6», которые были самые слабые звезды, которые он мог видеть, - писал Ротштейн.
Человеческие глаза, однако, не очень проницательны. По словам Ротштейна, большие различия в яркости на самом деле выглядят намного меньше. Светочувствительные устройства с зарядовой связью внутри цифровых камер измеряют количество света, исходящего от звезд, и могут обеспечить более точное определение яркости.
Таким образом, видимая звёздная величина m или блеск является мерой освещённости Е, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения.
Исторически все началось более 2000 лет назад, когда древнегреческий астроном и математик Гиппарх (II век до нашей эры) поделил видимые глазом звезды на 6 величин.
Видимая величина по абсолютной величине
Используя эту шкалу, астрономы теперь определяют пять величин: разница как коэффициента яркости Вега использовалась как эталонная звезда для шкалы. Первоначально она имела величину 0, но более точное измерительное оборудование изменило это на. Явная яркость или кажущаяся величина зависят от местоположения наблюдателя. Различные наблюдатели придумают другое измерение, в зависимости от их местоположения и расстояния от звезды. Звезды, которые ближе к Земле, но слабее, могут казаться ярче, чем гораздо более светлые, которые находятся далеко.
Самым ярким звездам Гиппарх присвоил первую звездную величину, а самым тусклым, едва видимым глазом, – шестую, остальные равномерно распределил по промежуточным величинам. Причем, разделение на звездные величины Гиппарх произвел так, чтобы звезды 1-й величины казались настолько ярче звезд 2-й величины, насколько те кажутся ярче звезд 3-й величины и т. д. То есть от градации к градации блеск звезд изменялся на одну и ту же величину.
Это «истинная»яркость - с учетом дистанционной зависимости, которая представляет наибольший интерес для нас как астрономов, - заявил онлайн-курс по астрономии из Университета Теннесси. «Поэтому полезно установить соглашение, согласно которому мы можем сравнивать две звезды на одном и том же основании, без изменений яркости из-за различий расстояний, усложняющих проблему».
Этот широкоэкранный вид на небо вокруг яркой звезды Альфа Центавра был создан из фотографических изображений, входящих в Оцифрованный обзор неба. Звезда кажется такой большой только из-за рассеяния света на оптике телескопа, а также в фотографической эмульсия. Альфа Центавра - ближайшая звездная система к Солнечной системе.
Как позже выяснилось, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину – эмпирический психофизиологический закон Вебера – Фехнера , согласно которому интенсивность ощущения прямо пропорциональна логарифму интенсивности раздражителя.
Решение заключалось в том, чтобы реализовать шкалу абсолютной величины, чтобы обеспечить связь между звездами. Для этого астрономы вычисляют яркость звезд, как они появятся, если бы они составляли 6 световых лет, или 10 парсек от Земли. Другим показателем яркости является светимость, которая является силой звезды - количеством энергии, которое звезда излучает с ее поверхности. Он обычно выражается в ваттах и измеряется с точки зрения светимости солнца. Например, солнечная светимость составляет 400 триллионов триллионов ватт.
Абсолютная звездная величина и светимость
Одна из ближайших звезд на Земле примерно в 3 раза ярче солнца. Чтобы выяснить светимость по абсолютной величине, нужно вычислить, что разница в пять по шкале абсолютной величины эквивалентна 100-значению шкалы светимости - например, звезда с абсолютной величиной 1 в 100 раз светлее, чем звезда с абсолютной величиной.
Это связано с особенностями человеческого восприятия, для примера, если в люстре последовательно зажигается 1, 2, 4, 8, 16 одинаковых лампочек, то нам кажется, что освещенность в комнате все время увеличивается на одну и ту же величину. То есть количество включаемых лампочек должно увеличиваться в одинаковое число раз (в примере вдвое), чтобы нам казалось, что прирост яркости постоянен.
Ограничения абсолютной величины
В то время как шкала абсолютных величин - это лучшие усилия астрономов сравнить яркость звезд, есть пара основных ограничений, связанных с инструментами, которые используются для измерения. Во-первых, астрономы должны определять, какую длину волны света они используют для проведения измерений. в формах от высокоэнергетических рентгеновских лучей до инфракрасного излучения низкой энергии. В зависимости от типа звезды они могут быть яркими в некоторых из этих длин волн и затемнить в других.
Чтобы решить эту проблему, ученые должны указать, какую длину волны они используют для измерения абсолютной величины. Другим ключевым ограничением является чувствительность прибора, используемого для измерения. В целом, по мере того, как компьютеры продвинулись вперед, а технология зеркального телескопа улучшилась за эти годы, измерения, сделанные в последние годы, имеют больший вес среди ученых, чем те, которые сделаны давно.
Логарифмическая зависимость силы ощущения Е от физической интенсивности раздражителя Р выражается формулой:
Е = к log P + a, (1)
где k и a – некие постоянные, определяемые данной сенсорной системой.
В середине 19 в. английский астроном Норман Погсон осуществил формализацию шкалы звездных величин, которая учитывала психофизиологический закон зрения.
Основываясь на реальных результатах наблюдений, он постулировал, что
Как ни парадоксально, самые яркие звезды относятся к наименее изученным астрономами, но есть, по крайней мере, одна недавняя попытка каталогизировать их светимость. Созвездие названных спутников будет измерять изменчивость яркости между звездами. Участники шестисетевого проекта включают Австрию, Канаду и Польшу.
Лучшие 26 ярких звезд, как видно на Земле
Иногда вы будете читать, как яркая звезда или планета появляются с Земли при определенной величине. Значение слова в астрономии, если не указано иначе, обычно относится к явной яркости небесного объекта или видимой визуальной величине. С другой стороны, внутренняя яркость звезд называется или абсолютной величиной. В оставшейся части этого поста мы будем использовать слово «величина», чтобы говорить о видимой визуальной величине звезды.
ЗВЕЗДА ПЕРВОЙ ВЕЛИЧИНЫ РОВНО В 100 РАЗ ЯРЧЕ ЗВЕЗДЫ ШЕСТОЙ ВЕЛИЧИНЫ.
При этом в соответствии с выражением (1) видимая звездная величина определяется равенством:
m = -2,5 lg E + a, (2)
2,5 – коэффициент Погсона, знак минус – дань исторической традиции (более яркие звезды имеют меньшую, в т. ч. отрицательную, звездную величину);
a – нуль-пункт шкалы звёздных величин, устанавливаемый международным соглашением, связанным с выбором базовой точки измерительной шкалы.
Шкала величин восходит к древним астрономам Гиппарху и Птолемею, чьи звездные каталоги перечислили звезды по их величинам. Звезда 2-й величины по-прежнему скромна, но слабее звезды первой величины, а звезда 5-й величины все еще довольно слабая, но ярче звезды шестой величины. Эта система остается неповрежденной и по сей день, хотя и с некоторыми изменениями.
Люди часто считают систему величин путаной, потому что самые яркие звезды имеют отрицательные величины. Например, звезда Сириус, самая яркая звезда ночного неба, имеет кажущуюся величину. Вот почему - для астрономов - любая звезда с величиной от 50 до 50 считается яркостью 1-й величины. Одна величина соответствует коэффициенту яркости 512 раз.
Если Е 1 и Е 2 соответствуют звёздным величинам m 1 и m 2 , то из (2) следует, что:
E 2 /E 1 = 10 0,4(m 1 - m 2) (3)
Уменьшение звездной величины на единицу m1 - m2 = 1 приводит к увеличению освещённости Е примерно в 2,512 раза. При m 1 - m 2 = 5, что соответствует диапазону от 1-й до 6-й звездной величины, изменение освещенности будет Е 2 /Е 1 =100.
Формула Погсона в её классическом виде устанавливает связь между видимыми звездными величинами:
Современная астрономия добавила точность шкалы величин. Разность в 5 величин соответствует коэффициенту яркости в сто раз. Другими словами, звезда с 1-й звездой в 100 раз ярче звезды 6-й величины, или, наоборот, звезда с 6-й звездой в 100 раз больше, чем звезда 1-й величины. Пятый корень из 100 приблизительно равен 512, поэтому разность одной величины соответствует коэффициенту яркости около 512 раз.
Самые яркие звёзды
Более высокое положительное число означает более слабый небесный объект; тогда как более высокое отрицательное число означает более яркий небесный объект. Например, Венера в ее яркой форме имеет величину -6, а самая слабая звезда, видимая невооруженным глазом, имеет величину.
m 2 - m 1 = -2,5 (lgE 2 - lgE 1) (4)
Данная формула позволяет определять разницу звёздных величин, но не сами величины.
Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт – блеск, которому соответствует нулевая звездная величина (0 m). Сначала в качестве 0 m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для визуальных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосе V системы UBV, её блеск равен +0,03 m , что на глаз неотличимо от нуля).
Солнце, луна, плюс планеты Венера и Юпитер намного, намного ярче 1-й величины; и телескопы позволяют видеть звезды, которые в миллионы раз слабее 6-й величины. В настоящее время система величин включает не только звезды, но также солнце, луну, планеты, астероиды и кометы в солнечной системе, а также звездные скопления и галактики, которые находятся вне солнечной системы. Астрономы даже перечисляют величины искусственных спутников, окружающих нашу планету.
Величины небесных объектов. Насколько ярче солнце, чем полная луна? Взглянув на вышеприведенную таблицу, мы обнаруживаем величину Солнца при -74, а полная луна в этих числах может быть абстрактной до точки бессмысленности для многих из нас, но давайте посмотрим, можем ли мы довести эту тайную систему величин до Земли.
Обычно же нуль-пункт шкалы звездных величин принимают условно по совокупности звезд, тщательная фотометрия которых выполнена различными методами.
Также за 0 m принята вполне определенная освещенность, равная энергетической величине E=2,48*10 -8 Вт/м². Собственно, именно освещенность и определяют при наблюдениях астрономы, а уже потом ее специально переводят в звездные величины.
Итог: система звездной величины, разработанная древними, была гораздо менее запутанной, когда она применялась только к тем звездам, видимым невооруженным глазом. Самые яркие звезды были 1-й величины, а самые слабые звезды были 6-й величины. Тем не менее, современная астрономия расширила масштаб масштабов, включив в него более яркие небесные объекты, а в другом направлении - телескопические объекты, которые лежат за пределами невооруженного глаза. Поэтому самые яркие небесные объекты имеют наивысшие отрицательные числа, а самые слабые - самые высокие положительные числа.
Делают они это не только потому что «так привычнее», но и потому что звездная величина оказалась очень удобным понятием.
звездная величина оказалась очень удобным понятием
Измерять освещенность в ваттах на квадратный метр крайне громоздко: для Солнца величина получается большой, а для слабых телескопических звезд – очень маленькой. В то же время оперировать звездными величинами гораздо легче, так как логарифмическая шкала исключительно удобна для отображения очень больших диапазонов значений величин.
Погсоновская формализация в последующем стала стандартным методом оценки звёздной величины.
Правда, современная шкала уже не ограничивается шестью звездными величинами или только видимым светом. Очень яркие объекты могут иметь отрицательную звездную величину. Например, Сириус, ярчайшая звезда небесной сферы, имеет звездную величину минус 1,47 m . Современная шкала позволяет также получить значение для Луны и Солнца: полнолуние имеет звездную величину -12,6 m , а Солнце -26,8 m . Орбитальный телескоп «Хаббл» может наблюдать объекты, блеск которых составляет величины примерно до 31,5 m .
Шкала звездных величин
(шкала – обратная: меньшим значениям соответствуют более яркие объекты)
Видимые звездные величины некоторых небесных тел
Солнце: -26,73
Луна (в полнолуние): -12,74
Венера (в максимуме блеска): -4,67
Юпитер (в максимуме блеска): -2,91
Сириус: -1,44
Вега: 0,03
Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом: около 6,0
Солнце с расстояния 100 световых лет: 7,30
Проксима Центавра: 11,05
Самый яркий квазар: 12,9
Самые слабые объекты, снимки которых получены телескопом «Хаббл»: 31,5
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, 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».
Древнегреческий ученый Гиппарх Никейский, который жил на территории Турции во II веке до н. э., считается одним из влиятельнейших астрономов античности. Он составил объемный , 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).
Эталон звездной величины
За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск , самой яркой точки в . 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
Описанная выше характеристика, которую определил Гиппарх Никейский, впоследствии стала носить название «видимая» или «визуальная». Имеется в виду, что ее можно наблюдать как при помощи человеческих глаз в видимом диапазоне, так и с использованием различных инструментов вроде телескопа, включая ультрафиолетовый и инфракрасный диапазон. Звездная величина созвездия равна 2 m . Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0 m) не самая яркая звезда на небосводе (пятая по блеску, третья для наблюдателей с территории СНГ). Поэтому более яркие звезды могут иметь отрицательную звездную величину, к примеру, (-1.5 m). Также сегодня известно, что среди небесных светил могут быть не только звезды, но и тела, отражающие свет звезд – планеты, кометы или астероиды. Звездная величина полной составляет −12,7 m .
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 (32,62 ) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.
Абсолютная звездная величина для космических объектов в 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 , 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
Загрузка...
