Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Звёздные величины

- безразмерные величины, характеризующие блеск небесного светила. Для оценки блеска звёзд, видимых невооружённым глазом, древнегреч. учёный Гиппарх (2 в. до н. э.) ввёл спец. шкалу 3. в. К звёздам 1-й величины он отнёс наиболее яркие звёзды, к звёздам 6-й величины - самые слабые. Промежуточное подразделение на величины было осуществлено по принципу: звёзды 2-й 3. в. настолько же слабее звёзд 1-й величины, насколько они ярче звёзд 3-й величины, и т.д. Этот принцип применён и при построении шкалы 3. в., используемой в совр. астрономии (такую шкалу предложил англ. астроном Н. Погсон в 1856 г.). Шкала строится так, чтобы разнице в пять 3. в. отвечало изменение освещённости, создаваемой звездой, в 100 раз. Т. о., шкала 3. в.- логарифмическая, с основанием $(100)^{1/5}=10^{0,4}\approx 2,512$. 3. в. m связана с освещённостью E ф-лой
m=-2,5 lgE + постоянная. (1)
Если E1 и E2 - освещённости, создаваемые двумя звездами на площадке, расположенной перпендикулярно лучу зрения, то разность 3. в.
m1 - m2=-2,5 lg(E1/E2) . (2)
Сравнивая освещённость, создаваемую исследуемой звездой, с нек-рой стандартной освещённостью, можно определить 3. в. звезды. Определяемая 3. в. зависит от спектр. чувствительности приёмника излучения - глаза, фотоэлектрич. детектора, фотопластинки и др. (рис. 1).

Рис. 1. Кривые дневной спектральной
чувствительности глаза (I), нормальной
фотопластинки (II), фотовизуальной
пластинки (III) и сурьмяно-цезиевого
фотоумножителя (IV).
Визуальная З.в. (mv) определяется прямым наблюдением и отвечает спектр. чувствительности человеческого глаза (максимум чувствительности приходится на длину волны $\lambda$= 555 мкм).

Фотовизуальная, или жёлтая (V, или mpv), 3. в. определяется фотометрированием изображения звезды на ортохроматич. фотопластинке при фотографировании через жёлтый светофильтр. Визуальная и фотовизуальная 3. в. практически совпадают.

Фотографическая, или синяя (B, или mp), 3. в. определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и УФ-лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.

Болометрическая 3. в. (mb или mбол) определяется болометром (интегральным приёмником излучения) и отвечает полной мощности излучения звезды, т.е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения.

Совр. система 3. в.- система UBV. В ней комбинациями УФ, синего и жёлтого фильтров с фотоумножителем получают систему ультрафиолетовых 3. в. (они обозначаются U), а также фотоэлектрич. аналоги визуальной (V) и фотографической (B) 3. в. (см. Астрофотометрия).

В 3. в. выражают не только блеск звёзд (точечных источников излучения), но и блеск светил, имеющих видимые угловые размеры (планеты, кометы, спутники, Луна, Солнце). Под 3. в. протяжённого объекта (её наз. интегральной) понимают величину суммарного блеска его частей. Диапазон 3. в. различных космич. объектов очень широк: от -26,7m для Солнца до +24m для самых слабых звёзд, находящихся на пределе чувствительности приёмной аппаратуры самых мощных телескопов. Объясняется это различием в светимостях космич. объектов и расстояниях до них.
Рис. 2. Соотношение между видимой m и
абсолютной M звёздными величинами и
расстоянием до светила. Звёздные величины
изображены кружками разного диаметра, видимые
звёздные величины - чёрными кружками, абсолютные -
светлыми. Размер кружка пропорционален блеску
звезды.
Для сравнения светимостей звёзд их условно располагают на стандартном расстоянии в 10 пк. 3. в., к-рой обладало бы светило, находясь на расстоянии в 10 пк (рис. 2), наз. абсолютной З.в. Соотношение между абс. 3. в. M, видимой величиной m и расстоянием r до светила в пк (влияние межзвёздного поглощения света и красного смещения на m учитывается предварительно) имеет вид:
М = m + 5 - 5 Igr. (3)
Эта ф-ла служит также для определения фотометрич. расстояний (см. Расстояния до космических объектов). Абс. 3. в. Солнца оказывается равной +4,8m. Для определения абс. 3. в. др. светил необходимо знать две получаемые из наблюдений величины: параллакс светила и его видимую З.в. Так, параллакс d звезды $\alpha$ Девы (Спика) составляет 0,02", т.е. расстояние до неё $r=1/d\approx 50$ пк. Находясь на расстоянии в 10 пк, она создавала бы освещённость в (50/10)2 = 25 раз больше наблюдаемой освещённости. Это значит, что её абсолютная 3. в. примерно на 3,5m меньше видимой величины (+1,2m) и составляет 1,2m-3,5m=-2,3m.

В зависимости от того, в какой системе выражена видимая 3. в., абс. 3. в. может быть визуальной, фотографической, в системе UBV и болометрической. С физ. точки зрения наибольший интерес представляет болометрическая абс. 3. в., так как она характеризует полное количество энергии, излучаемой звездой в ед. времени (её полную светимость). Болометрич. 3. в. Солнца приблизительно равна её визуальной 3. в. (т.к. практически вся энергия излучения Солнца приходится на видимый диапазон), для более холодных или горячих звёзд вводятся болометрические поправки. Диапазон изменения болометрич. абс. 3. в. составляет примерно 28m (от -10m для звёзд самой большой светимости до +18m для самых слабых звёзд).

(Ю.П. Псковский)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: звездная величина
Публикации со словами: звездная величина
См. также:

Оценка: 2.9 [голосов: 91]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования