Перейти к содержанию
🌲 С 2026 годом! 🥂
Пусть он будет победным! 🌟

Звёздная величина

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
(перенаправлено с «Зв. вел.»)
Сверху: видимые звёздные величины звёзд. Снизу: их яркости в условных и относительных единицах

Звёздная величина́ (иногда блеск) — безразмерная числовая характеристика светимости или яркости объекта, широко используемая в астрономии. Может указываться как число с пометкой m справа сверху от числа, например, 5m (от лат. magnituda — «величина»).

Существуют различные шкалы звёздных величин, однако все они имеют логарифмический вид, и в любом случае, чем ярче объект, тем ниже его звёздная величина. Отличие на 5 звёздных величин, вне зависимости от системы, соответствует отношению соответствующих показателей, равному 100, отличие на одну величину — в [math]\displaystyle{ \sqrt[5]{100} \approx 2{,}512 }[/math] раза.

Видимая звёздная величина (обозначается [math]\displaystyle{ m }[/math]) характеризует освещённость, создаваемую объектом. Она описывает восприятие яркости объекта наблюдателем, что зависит не только от собственной светимости источника, но и от других условий, например, его удалённости от наблюдателя. Зависимость видимой звёздной величины от освещённости выражается формулой Погсона:

[math]\displaystyle{ m = -2{,}5\, \lg\frac{E}{E_0}, }[/math]

где [math]\displaystyle{ E }[/math] — освещённость, создаваемая объектом, [math]\displaystyle{ E_0 }[/math] — нуль-пункт шкалы, то есть значение освещённости, для которого звёздная величина принята равной нулю, [math]\displaystyle{ \lg }[/math] — десятичный логарифм. На практике звёздные величины обычно измеряются путём сравнения с эталонами — непеременными звёздами, освещённость от которых ранее была многократно измерена с высокой точностью. Абсолютная звёздная величина (обозначается [math]\displaystyle{ M }[/math]) характеризует собственную светимость объекта и определяется как видимая звёздная величина, которую имел бы объект, если бы наблюдался с расстояния в 10 парсек.

Поскольку у реальных звёзд и других небесных тел распределение энергии в спектре может быть разным, то в зависимости от спектрального диапазона наблюдаемые освещённости от объектов могут соотноситься по-разному. По этой причине существуют разные системы звёздных величин: чаще всего используются звёздные величины, измеренные для фильтра V, полоса пропускания которого близка к таковой у человеческого глаза.

Так, например, видимая звёздная величина самой яркой звезды ночного неба, Сириуса, составляет −1,5m, а абсолютная — +1,4m. Для Солнца видимая звёздная величина составляет −26,8m, а абсолютная — +4,8m. Видимый блеск Венеры может достигать −4,4m. Принято считать, что невооружённым глазом при благоприятных условиях на ночном небе можно видеть точечные объекты с видимой звёздной величиной максимум +6m; более тусклые объекты можно наблюдать лишь с использованием оптических приборов (биноклей, телескопов и т. п.). Космический телескоп «Хаббл» способен наблюдать тусклые объекты до +30m.

Первоначально систему звёздных величин создал Гиппарх во II веке до н. э. как деление звёзд на 6 классов, от самых ярких до самых тусклых. При этом в силу закона Вебера — Фехнера освещённости от звёзд 1-й, 2-й и последующих звёздных величин оказались распределены в убывающей геометрической прогрессии, поэтому шкала имеет логарифмический вид. В 1857 году Норман Погсон предложил современную формулу, определяющую шкалу звёздных величин.

Общие сведения

Звёздная величина — безразмерная числовая характеристика освещённости, создаваемой объектом (видимая звёздная величина) или его светимости (абсолютная звёздная величина). Применяется к небесным телам в астрономии, может указываться как m справа сверху от числа (от лат. magnituda — «величина»), например, 5m (однако если указан диапазон спектра, то символ m обычно не указывают ― см. ниже[⇨]). Шкала звёздных величин, то есть зависимость звёздной величины от яркости или светимости, имеет логарифмический вид, а чем ярче объект, тем ниже его звёздная величина. Отличие на 5 звёздных величин соответствует изменению яркости (светимости) в 100 раз, отличие на одну величину — в [math]\displaystyle{ \sqrt[5]{100} \approx 2{,}512 }[/math] раза, а у наиболее ярких объектов звёздная величина отрицательна[1], поэтому для того, чтобы явно указать на положительную звёздную величину, иногда ставят плюс, например, +0,7m. Запись звёздной величины без знака допустима и также обозначает положительную звёздную величину. Логарифмический характер зависимости обусловлен особенностями восприятия человеческого глаза и историей создания шкалы (см. ниже[⇨])[2]. Звёздная величина может быть вычислена как для точечных, так и для протяжённых объектов: в последнем случае она характеризует полную освещённость, создаваемую объектом[3].

Видимая звёздная величина

Основная статья: Видимая звёздная величина

Видимая звёздная величина (обозначается как [math]\displaystyle{ m }[/math]) характеризует освещённость, создаваемую светилом. Она описывает восприятие яркости светила наблюдателем, что зависит не только от собственной светимости источника, но и от других условий, например, его удалённости от наблюдателя. Зависимость видимой звёздной величины от освещённости выражается формулой Погсона[3][4]:

[math]\displaystyle{ m = -2{,}5\, \lg\frac{E}{E_0}, }[/math]

где [math]\displaystyle{ E }[/math] — освещённость, создаваемая светилом, [math]\displaystyle{ E_0 }[/math] — нуль-пункт шкалы, [math]\displaystyle{ \lg }[/math] — десятичный логарифм. Также можно связать отношение освещённостей от двух объектов [math]\displaystyle{ E_1, E_2 }[/math] и разность их звёздных величин [math]\displaystyle{ m_1, m_2 }[/math][3][5]:

[math]\displaystyle{ m_1 - m_2 = -2{,}5\, \lg\frac{E_1}{E_2}, }[/math]

Можно записать эту же формулу в обратном виде[3]:

[math]\displaystyle{ \frac{E_1}{E_2} = 10^{-0{,}4(m_1 - m_2)} \approx 2{,}512^{-(m_1 - m_2)}. }[/math]

Таким образом, освещённости, создаваемые светилами с видимыми звёздными величинами [math]\displaystyle{ n }[/math] и [math]\displaystyle{ n + 1 }[/math], отличаются в [math]\displaystyle{ 10^{-0{,}4} = \sqrt[5]{100} \approx 2{,}512 }[/math] раз; отличие звёздных величин на 5m соответствует отношению освещённостей ровно в 100 раз. Множитель 2,5 в предыдущих двух формулах для [math]\displaystyle{ m }[/math] и [math]\displaystyle{ m_1 - m_2 }[/math] — это точное значение, не имеющее отношения к [math]\displaystyle{ \sqrt[5]{100} }[/math][5].

На практике звёздные величины обычно измеряются путём сравнения с эталонами — непеременными звёздами, для которых яркость ранее была многократно измерена с высокой точностью[2][6].

Абсолютная звёздная величина

Основная статья: Абсолютная звёздная величина

Абсолютная звёздная величина (обозначается [math]\displaystyle{ M }[/math]) — мера собственной светимости объекта: она не зависит от расположения наблюдателя и условий наблюдения. Она определяется как видимая звёздная величина, которую имел бы объект, если бы наблюдался с расстояния в 10 парсек (пк) в отсутствие межзвёздного поглощения (см. ниже[⇨])[2][7].

Освещённость [math]\displaystyle{ E }[/math], создаваемая светилом, обратно пропорциональна квадрату расстояния [math]\displaystyle{ r }[/math] до наблюдателя. Из этого можно получить связь между видимой и абсолютной звёздной величиной светила[8][9]:

[math]\displaystyle{ \frac{E(r)}{E(10~\text{пк})} = \left(\frac{10~\text{пк}}{r}\right)^2, }[/math]
[math]\displaystyle{ m - M = -2{,}5 \lg \frac{E(r)}{E(10~\text{пк})} = -2{,}5 \lg \left(\frac{10~\text{пк}}{r}\right)^2, }[/math]
[math]\displaystyle{ m - M = 5 \lg \left(\frac{r}{10~\text{пк}}\right). }[/math]

Величина [math]\displaystyle{ m - M }[/math] также называется модулем расстояния. Часто встречается следующий вид записи этой формулы, допустимый при условии, что [math]\displaystyle{ r }[/math] выражается в парсеках[8]:

[math]\displaystyle{ m - M = 5 \lg r - 5. }[/math]

Расстояние в парсеках следующим образом выражается через модуль расстояния[10]:

[math]\displaystyle{ r = 10^{0{,}2 (m - M + 5)}. }[/math]

Приведённые формулы верны в отсутствие межзвёздного поглощения (см. ниже[⇨])[10].

Абсолютная величина для тел Солнечной системы

Для тел Солнечной системы, кроме Солнца, — планет, астероидов и других объектов — абсолютную величину принято определять иным образом и обозначать [math]\displaystyle{ H }[/math]. Она определяется как видимая звёздная величина, которую бы имел объект, если бы находился на расстоянии в 1 а.е. от Солнца и от наблюдателя, с фазовым углом 0°[11], то есть в условиях, когда наблюдается освещённая половина объекта, ― описанная комбинация на практике недостижима. Для пересчёта видимой звёздной величины в абсолютную в этом случае необходимо не только учесть расстояния между объектом, Солнцем и наблюдателем, но и наблюдаемую фазу и зависимость видимой звёздной величины от фазы. Абсолютная величина, которая вычисляется по результатам наблюдений в разное время, может отличаться в зависимости от ориентации объекта в пространстве, например, если тело имеет форму, отличную от сферической, поэтому часто используют усреднённое значение[12].

Системы звёздных величин

Кривые чувствительности полос U, B и V

Общие принципы

Разные приёмники излучения, в том числе человеческий глаз, улавливают не весь поток электромагнитного излучения от источника, а только его определённую часть и имеют разную чувствительность к свету с разной длиной волны. Распределение энергии в спектре у различных источников может отличаться, поэтому и при наблюдении в разных длинах волн соотношение видимых яркостей объектов будет различным. Поэтому для разных инструментов с разными оптическими фильтрами могут использоваться разные системы звёздных величин, определённые по различным эталонам, и у них может отличаться нуль-пункт[10][13].

Эта проблема возникла с развитием астрономической фотографии в XIX веке. Так, человеческий глаз наиболее чувствителен к излучению на длине волны около 550 нм, а фотоэмульсия, которая использовалась в астрономической фотографии, по сравнению с глазом более чувствительна к синему цвету и менее — к красному. Это приводило к тому, что видимая звёздная величина двух звёзд могла быть одинаковой при визуальных наблюдениях, но отличаться при фотографических, или наоборот: например, более голубые звёзды оказывались более яркими при фотографических наблюдениях. По этой причине появилось разделение на визуальную звёздную величину [math]\displaystyle{ m_\text{v} }[/math] и фотографическую [math]\displaystyle{ m_\text{p} }[/math]. В дальнейшем появилась возможность привести фотопластинки к полосе пропускания, близкой к таковой у человеческого глаза — связанная с ними система звёздных величин получила название фотовизуальной и обозначение [math]\displaystyle{ m_\text{pv} }[/math][2][14].

Позже, приборы с зарядовой связью обеспечили гораздо более высокую точность измерения потоков излучения и лучшую стандартизацию, поэтому актуальными стали системы звёздных величин именно для них[14]. Например, популярность получила фотометрическая система UBV (система Джонсона), разработанная в 1950-х годах, в которой определены три полосы пропускания: U, B и V (от англ. Ultraviolet, Blue, Visual), соответствующие ультрафиолетовому диапазону, синему и жёлтому цветам, позже эта система была расширена с добавлением красного и инфракрасного фильтров R и I (от англ. Red, Infrared). Полоса пропускания V очень близка к визуальной, а B — к фотографической. Этими же символами обозначаются и сами звёздные величины, и чаще всего используется звёздная величина [math]\displaystyle{ V }[/math] (также записывается как [math]\displaystyle{ m_V }[/math])[2][10]. Нуль-пункт в этой системе установлен таким образом, чтобы звёзды спектрального класса A0 во всех полосах имели одну и ту же звёздную величину, а для Веги во всех полосах она равна +0,03[13][15][16].

Показатель цвета

Основная статья: Показатель цвета

Показателем цвета называют разность звёздных величин в двух разных полосах — различные показатели цвета характеризуют распределение энергии в спектре звезды[1]. Широко употребимые показатели цвета ― B−V и U−B, то есть разность звёздных величин в фильтрах B и V, а во втором случае ― U и B. Система UBV определена таким образом, чтобы у звёзд спектрального класса A0 звёздная величина была одинакова во всех полосах, поэтому эти показатели цвета у таких звёзд равны нулю. Звёзды более ранних спектральных классов (O и B) имеют отрицательные показатели цвета B−V и U−B и более голубой цвет, у звёзд более поздних спектральных классов более красный цвет и показатели цвета положительны[17][18].

Болометрическая звёздная величина

В случае, когда измеряется поток энергии от объекта во всём электромагнитном спектре, говорят о болометрической звёздной величине [math]\displaystyle{ m_\text{bol} }[/math] (или, если речь об абсолютной звёздной величине, то [math]\displaystyle{ M_\text{bol} }[/math]). На практике измерение потока во всём электромагнитном спектре — сложная задача, поэтому часто используют понятие болометрической поправки [math]\displaystyle{ \text{BC} }[/math], которая связывает визуальную звёздную величину (или в полосе V) и болометрическую[19][20] (хотя вместо полосы V может использоваться и другая полоса[21]).

Вид выражения для болометрической поправки имеет две альтернативных формы, при которых болометрические поправки отличаются знаком[19][20][22][23]:

[math]\displaystyle{ \text{BC} = m_\text{bol} - V = M_\text{bol} - M_V, }[/math]
[math]\displaystyle{ \text{BC} = V - m_\text{bol} = M_V - M_\text{bol}, }[/math]

где [math]\displaystyle{ V }[/math] — видимая, а [math]\displaystyle{ M_V }[/math] — абсолютная звёздная величина в полосе V. Для определённости далее будет приниматься первая формула[19][22].

Помимо этого, до принятия в 2015 году резолюции B2 Международного астрономического союза в ходу были разные шкалы болометрической звёздной величины с различным нуль-пунктом. Согласно этой резолюции, в качестве нуль-пункта шкалы абсолютных болометрических звёздных величин принимается светимость ровно 3,0128⋅1028 Вт, а видимых — освещённость, которую создаёт изотропно излучающий источник на расстоянии в 10 парсек, что составляет около 2,518⋅10−8 Вт/м2. Нуль-пункт был выбран таким образом, чтобы абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца была близка к +4,74m — широко используемое значение к моменту принятия резолюции[24].

Среди более ранних шкал в некоторых случаях принималось, что болометрическая поправка для Солнца равна нулю. В другой шкале болометрическая поправка была принята равной нулю для звёзд спектрального класса F5, которые излучают наибольшую долю энергии в видимом диапазоне: в этом случае болометрическая звёздная величина будет всегда на 0,07m ярче, чем если принимать [math]\displaystyle{ \text{BC} = 0 }[/math] для Солнца. Также в этом случае болометрическая поправка была всегда отрицательна или равна нулю (если принимать [math]\displaystyle{ \text{BC} = m_\text{bol} - V }[/math]), либо, если принимать [math]\displaystyle{ \text{BC} = V - m_\text{bol} }[/math], то всегда положительна или равна нулю. Во всех случаях нуль-пункт шкалы болометрических звёздных величин ярче, чем нуль-пункт шкалы видимых звёздных величин: для всех звёзд какая-то часть излучения не попадает в видимый диапазон, даже для тех, для которых приравниваются [math]\displaystyle{ m_\text{bol} }[/math] и [math]\displaystyle{ V }[/math][19][20][22][23].

Болометрическая поправка зависит от температуры звезды. Для звёзд солнечного типа она близка к нулю, в то время как для звёзд более ранних и более поздних спектральных классов отрицательна, так как более горячие звёзды излучают значительную долю энергии в ультрафиолетовом диапазоне, а более холодные ― в инфракрасном. Так, например, для звёзд спектрального класса B0 болометрическая поправка составляет −3,0m, для звёзд класса M0 ― −1,2m[21].

Современные системы

Система Веги

Начиная с системы UBV, распространены шкалы звёздных величин, в которых за нуль-пункт для любой полосы принимается освещённость, которую в этой полосе создаёт Вега[25], то есть при таком определении звёздная величина Веги равна нулю в любой полосе. Однако у такой системы имеются и недостатки: в частности, распределение энергии в спектре Веги не плоское, особенно вне оптического диапазона, поэтому нет физического смысла приводить нуль-пункт во всех полосах именно к потоку от Веги[26].

Система AB

Более поздняя система звёздных величин AB (от англ. ABsolute[7]) связывает нуль-пункт с определённым значением спектральной плотности потока излучения в любом спектральном диапазоне, а именно — приблизительно 3631 Ян[27]. Более строго, звёздная величина [math]\displaystyle{ m_\text{AB} }[/math] на частоте [math]\displaystyle{ \nu }[/math] связана со спектральной плотностью потока [math]\displaystyle{ f_\nu }[/math] на этой частоте, выраженной в эрг/(с · см2 · Гц)[16][28]:

[math]\displaystyle{ m_\text{AB} = -2{,}5 \lg f_\nu - 48{,}60. }[/math]

Константа выбрана таким образом, чтобы у гипотетического источника излучения с [math]\displaystyle{ f_\nu }[/math], постоянной для всех [math]\displaystyle{ \nu }[/math], величина [math]\displaystyle{ m_\text{AB} }[/math] (одинаковая для всех [math]\displaystyle{ \nu }[/math]) равнялась величине [math]\displaystyle{ V }[/math]. Тогда [math]\displaystyle{ m_\text{AB} }[/math] равняется нулю при [math]\displaystyle{ f_\nu }[/math] около 3631 Ян = 3,63⋅10−20 эрг/(с · см2 · Гц)[29], что соответствует спектральной плотности потока энергии от Веги на длине волны 5546 ангстрем[27][28]. Так, например, фотометрическая система ugriz, используемая в обзоре SDSS, основана на системе AB[7]. В фотометрической системе космического телескопа Gaia применяется нуль-пункт как в системе AB, так и в системе Веги[30][31].

Система ST

В системе ST (также STMAG) нуль-пункт связан с плотностью потока энергии на единицу длины волны, а не частоты, как в системе AB. Нуль-пункт соответствует спектральной плотности потока 3,63⋅10−9 эрг/(с · см2 · Å). Звёздная величина [math]\displaystyle{ m_\text{ST} }[/math] на длине волны [math]\displaystyle{ \lambda }[/math] связана со спектральной плотностью потока [math]\displaystyle{ f_\lambda }[/math] на этой длине волны, выраженной в эрг/(с · см2 · Å)[16][25][29]:

[math]\displaystyle{ m_\text{ST} = -2{,}5 \lg f_\lambda - 21{,}10. }[/math]

Эта система используется, например, в фотометрических данных телескопа Хаббл. Для перевода между системами ST и AB можно использовать следующее соотношение[16]:

[math]\displaystyle{ \lambda \cdot f_\lambda = \nu \cdot f_\nu, }[/math]

следовательно[16],

[math]\displaystyle{ f_\nu = f_\lambda \frac{\lambda}{\nu} = f_\lambda \frac{\lambda^2}{c}, }[/math]

где [math]\displaystyle{ c }[/math] — скорость света[16].

Звёздные величины некоторых объектов

В следующей таблице приведены видимые звёздные величины [math]\displaystyle{ m_V }[/math] для некоторых небесных тел, а также абсолютные звёздные величины [math]\displaystyle{ M_V }[/math] для некоторых объектов. Для объектов Солнечной системы приведена звёздная величина, соответствующая наибольшей возможной яркости[32][33].

Характерные значения звёздных величин различных небесных тел[32][33]
Объект [math]\displaystyle{ m_V }[/math] [math]\displaystyle{ M_V }[/math]
Солнце −26,7 +4,8
Луна (в полнолунии) −12,7
Венера −4,7
Юпитер −2,7
Меркурий −2,2
Марс −2,0
Сириус −1,46 +1,5
Вега +0,03 +0,6
Бетельгейзе +0,50 −5,0
Сатурн +0,7
Полярная 2,0 −4,6
Галактика Андромеды 3,4 −21,1
Ганимед 4,6
Уран 5,5
Предельная величина объектов, видимых невооружённым глазом[комм. 1][10] ~6
Нептун 7,8
Галактика Сомбреро 8,1 −22
Титан 8,3
Проксима Центавра 11,01
Плутон 15,1
Предельная величина объектов, наблюдаемых телескопом «Хаббл»[34] 30

Связанные понятия

Поверхностная яркость

Основная статья: Поверхностная яркость

Поверхностная яркость [math]\displaystyle{ I }[/math] — величина, используемая в астрономии при исследовании протяжённых объектов, таких как галактики. Она также часто выражается при помощи системы звёздных величин, например, в звёздных величинах с квадратной секунды дуги (обозначение: m/☐′′). Если обозначить [math]\displaystyle{ \mu }[/math] как поверхностную яркость, выраженную в звёздных величинах на единицу телесного угла, связь [math]\displaystyle{ \mu }[/math] и [math]\displaystyle{ I }[/math] имеет вид [math]\displaystyle{ \mu = -2{,}5 \lg I + \text{const} }[/math]. Так, например, в фильтре B типичное значение поверхностной яркости в центре спиральных галактик составляет 22m на квадратную секунду дуги. Поверхностная яркость фона ночного неба в зените при хороших условиях наблюдения может составлять 22,5—23m на квадратную секунду дуги[35].

Влияние межзвёздного и атмосферного поглощения

Основная статья: Межзвёздное поглощение

Поглощение света в атмосфере Земли частицами пыли и некоторыми молекулами приводит к ослаблению видимого блеска небесных тел и зависит различных условий. Относительная толщина атмосферного слоя, через который проходит луч света, с учётом плотности атмосферы, называется воздушной массой; она влияет на величину ослабления и зависит от высоты светила над горизонтом (в зените воздушная масса равна единице), поэтому меняется в течение суток. Кроме того, свет на разных длинах волн поглощается по-разному: в оптическом диапазоне сильнее всего поглощается синяя и фиолетовая части спектра[36]. Типичное значение поглощения единичной воздушной массой в фильтре V составляет 0,2m[37]. Для того, чтобы корректно сравнивать различные наблюдения, делается поправка на атмосферное поглощение: его измеряют, наблюдая объекты на разной высоте над горизонтом и в различных фильтрах, и в каталогах приводят исправленную величину[15][38].

Наличие межзвёздной пыли в диске Галактики также приводит к межзвёздному поглощению. Проходя через пылевую среду, свет частично поглощается и видимая звёздная величина светила оказывается слабее, чем была бы в отсутствие поглощения; при неучёте этого эффекта его абсолютная звёздная величина светила будет недооценена. С учётом поглощения связь между видимой и абсолютной звёздной величиной (см. выше[⇨]) принимает вид[10][39]:

[math]\displaystyle{ m - M = 5 \lg \left(\frac{r}{10~\text{pc}}\right) + A, }[/math]

где [math]\displaystyle{ A \geq 0 }[/math] — межзвёздное поглощение. Его величина для одного и того же объекта зависит от длины волны: в более коротких волнах поглощение сильнее. Пусть объект наблюдается в фильтрах B и V; его абсолютные звёздные величины в этих фильтрах — [math]\displaystyle{ M_B }[/math] и [math]\displaystyle{ M_V }[/math] соответственно, а межзвёздное поглощение в этих фильтрах — [math]\displaystyle{ A_B }[/math] и [math]\displaystyle{ A_V }[/math]. Тогда наблюдаемый показатель цвета [math]\displaystyle{ B - V }[/math] выражается так[39]:

[math]\displaystyle{ B - V = M_B - M_V + A_B - A_V = (B - V)_0 + E_{B-V}, }[/math]

где [math]\displaystyle{ (B - V)_0 = M_B - M_V }[/math] — собственный показатель цвета, который бы наблюдался в отсутствие поглощения, а [math]\displaystyle{ E_{B - V} = A_B - A_V }[/math] — избыток цвета. Иными словами, межзвёздное поглощение приводит также к межзвёздному покраснению[40]. В фильтрах B и V для различных звёзд наблюдается следующее соотношение между поглощением и избытком цвета: [math]\displaystyle{ A_v / E_{B - V} \approx 3{,}0 }[/math][39].

Если оптическая толщина среды постоянна вдоль луча зрения, то [math]\displaystyle{ A }[/math] пропорционально пройденному расстоянию: [math]\displaystyle{ A = ar }[/math], где [math]\displaystyle{ a }[/math] — поглощение на единицу расстояния. Поскольку пыль в нашей Галактике распределена в слое с относительно небольшой толщиной, около 100 парсек, межзвёздное поглощение сильно зависит от направления. Так, для полосы V принимают, что в плоскости диска Галактики среднее поглощение составляет около 2m на килопарсек. В то же время в направлении вблизи галактических полюсов полное поглощение может составлять меньше 0,1m вдоль всего луча зрения, вне зависимости от расстояния[41].

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для некоторых близких и ярких звёзд
Основная статья: Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела широко используется для представления зависимости между абсолютной звёздной величиной и спектральным классом звёзд, или другими величинами, тесно связанными с этими параметрами; например, вместо спектрального класса может использоваться показатель цвета[42]. Неравномерное распределение наблюдаемых звёзд на этой диаграмме отражает особенности их образования и эволюции[43].

Происхождение шкалы звёздных величин

Понятие звёздной величины впервые использовал Гиппарх в II веке до н. э. для сравнительной глазомерной оценки видимой яркости звёзд. Он разделил видимые невооружённым глазом звёзды на 6 «величин» в зависимости от их яркости: к 1-й величине были отнесены самые яркие звёзды, к 6-й — самые тусклые[3][1].

Согласно психофизическому закону Вебера — Фехнера, человеческие органы чувств, в том числе и глаз, передают ощущения в нелинейной зависимости от внешнего раздражения. Если воздействие изменяется в геометрической прогрессии, то ощущение передаётся в арифметической прогрессии, поэтому и освещённости, создаваемые звёздами 1-й, 2-й и последующих звёздных величин, оказались распределены в геометрической прогрессии[3]. Иными словами, отклик на возмущение зависит от него логарифмически, и, например, если освещённости, создаваемые тремя звёздами, относятся как 1:10:100, то визуально покажется, что между первой и второй звёздами такое же отличие по яркости, как между второй и третьей[5].

В середине XIX века были проведены измерения энергии излучения, приходящего от звёзд. Выяснилось, что в системе Гиппарха разность в 5 звёздных величин грубо соответствует отношению освещённостей в 100 раз. В 1857 году Норман Погсон предложил принять это соотношение как основу шкалы звёздных величин; таким образом она приняла современный вид[3]. Тем не менее предположения о том, что шкала звёздных величин имеет логарифмический характер, выдвигались и ранее: в частности, об этом упоминали Эдмунд Галлей в 1720 году и Джон Гершель в 1829-м[44].

Современное определение звёздной величины (см. выше[⇨]) изначально предложил Якобус Каптейн в 1902 году. Это понятие получило популярность после того, как в 1911 году Эйнар Герцшпрунг опубликовал диаграмму «абсолютная звёздная величина — показатель цвета», которая позднее стала известна как диаграмма Герцшпрунга — Рассела. В 1922 году Международный астрономический союз утвердил это определение абсолютной звёздной величины[7].

С развитием фотоэлектрических приборов в фотометрии в 1950-х годов появлялись стандартизированные системы звёздных величин, начиная с системы UBV Джонсона: сначала она была разработана для оптического диапазона, а затем, к 1966 году, была расширена в инфракрасную часть спектра. По мере того как ПЗС-матрицы вытесняли остальные приёмники излучения в астрономии, потребовалась некоторая адаптация систем и методов, в частности, стандартизация приёмников излучения[15].

Примечания

Комментарии

  1. ↑ Типичное значение для наблюдателей с нормальным зрением в хороших условиях наблюдения. Реальный предел значительно зависит от условий наблюдения.

Источники

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Звёздная величина. Большая российская энциклопедия (19 мая 2022). Дата обращения: 11 декабря 2023.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 Сурдин В. Г. Звездная величина. Астронет. Дата обращения: 27 июля 2024.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Кононович, Мороз, 2004, с. 171.
  4. ↑ Karttunen et al., 2016, pp. 93—94.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Karttunen et al., 2016, p. 94.
  6. ↑ Stellar Magnitude. www.schoolsobservatory.org. Дата обращения: 27 июля 2024.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 Karttunen et al., 2016, p. 96.
  8. ↑ 8,0 8,1 Karttunen et al., 2016, pp. 96—97.
  9. ↑ Absolute Magnitude. astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 13 марта 2024.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 Magnitudes and distance. astro.wku.edu. Дата обращения: 13 марта 2024.
  11. ↑ Definitions & Assumptions (англ.) ?. Near-earth objects coordination centre ESA. Дата обращения: 27 июля 2024.
  12. ↑ Dymock R. The H and G magnitude system for asteroids // Journal of the British Astronomical Association. — 2007-12-01. — Т. 117. — С. 342–343. — ISSN 0007-0297.
  13. ↑ 13,0 13,1 Karttunen et al., 2016, pp. 94—95.
  14. ↑ 14,0 14,1 MacRobert A. The stellar magnitude system. Sky & Telescope (1 августа 2006).
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 Bessell M. S. Standard Photometric Systems // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 2005-09-01. — Т. 43. — С. 293–336. — ISSN 0066-4146. — doi:10.1146/annurev.astro.41.082801.100251.
  16. ↑ 16,0 16,1 16,2 16,3 16,4 16,5 Astronomical Magnitude Systems. astroweb.case.edu. Дата обращения: 27 июля 2024.
  17. ↑ Karttunen et al., 2016, pp. 95—96.
  18. ↑ Показатель цвета. Большая российская энциклопедия (21 февраля 2024). Дата обращения: 28 июля 2024.
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 19,3 Karttunen et al., 2016, p. 95.
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 Gary D. E. Blackbody Radiation and Quantization of Energy. web.njit.edu. Дата обращения: 28 июля 2024.
  21. ↑ 21,0 21,1 Болометрическая поправка. Большая российская энциклопедия (18 декабря 2023). Дата обращения: 28 июля 2024.
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 Кононович, Мороз, 2004, с. 374—375.
  23. ↑ 23,0 23,1 Bolometric correction (англ.). Oxford Reference. doi:10.1093/oi/authority.20110803095516163. Дата обращения: 28 июля 2024.
  24. ↑ XXIXth International Astronomical Union General Assembly. Resolution B2 on recommended zero points for the absolute and apparent bolometric magnitude scales. IAU (2015).
  25. ↑ 25,0 25,1 Zeropoints (англ.). STScI. Дата обращения: 1 августа 2024.
  26. ↑ Myers A. D. Magnitude Systems. Department of Physics, University of Wyoming.
  27. ↑ 27,0 27,1 AB system. astro.vaporia.com. Дата обращения: 1 августа 2024.
  28. ↑ 28,0 28,1 AB magnitude system. An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics - English-French-Persian. Дата обращения: 1 августа 2024.
  29. ↑ 29,0 29,1 Useful Astronomical Data. www.astronomy.ohio-state.edu. Дата обращения: 1 августа 2024.
  30. ↑ Carrasco J. M. et al. Gaia Data Release 1. Principles of the photometric calibration of the G band // Astronomy and Astrophysics. — 2016-11-01. — Т. 595. — С. A7. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201629235.
  31. ↑ Montegriffo, P. 5.3.6 External calibration. Gaia Data Release Documentation. Дата обращения: 7 декабря 2024.
  32. ↑ 32,0 32,1 Куликовский, 2002, с. 416—417, 420—421, 444—445.
  33. ↑ 33,0 33,1 Zombeck's Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. ads.harvard.edu. Дата обращения: 6 сентября 2024.
  34. ↑ Magnitude | Brightness, Apparent Magnitude & Absolute Magnitude (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 22 апреля 2024.
  35. ↑ Решетников В. П. Поверхностная фотометрия галактик. Астронет (2001). Дата обращения: 27 октября 2024.
  36. ↑ Flanders T., Creed P. J. Transparency and Atmospheric Extinction. Sky & Telescope (10 июня 2008).
  37. ↑ Richmond M. Atmospheric effects: extinction and seeing. spiff.rit.edu. Дата обращения: 26 октября 2024.
  38. ↑ Karttunen et al., 2016, pp. 98—99.
  39. ↑ 39,0 39,1 39,2 Karttunen et al., 2016, p. 98.
  40. ↑ Interstellar Reddening. astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 26 октября 2024.
  41. ↑ Karttunen et al., 2016, pp. 98, 328—331.
  42. ↑ Hertzsprung-Russell diagram | Definition & Facts | Britannica (англ.). www.britannica.com. Дата обращения: 26 октября 2024.
  43. ↑ ГЕ́РЦШПРУНГА – РЕ́ССЕЛА ДИАГРА́ММА : [арх. 2 октября 2022] / Миронов А. В.  // Гермафродит — Григорьев. — М. : Большая российская энциклопедия, 2007. — С. 24—25. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 7). — ISBN 978-5-85270-337-8.
  44. ↑ Hughes D. W. The Introduction of Absolute Magnitude (1902—1922) (англ.) // Journal of Astronomical History and Heritage. — 2006. — Vol. 9. — P. 173–179. — ISSN 1440-2807. — Bibcode: 2006JAHH....9..173H.

Литература

  • Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — Изд. 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  • Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии / Под ред. В. Г. Сурдина. — Изд. 5-е, перераб. и полн. обновл. — М.: Эдиторал УРСС, 2002. — 688 с. — ISBN 5-8360-0303-3.
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 6th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2016. — 550 p. — ISBN 978-3-662-53045-0.



Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=Звёздная_величина&oldid=26142108