Звездные величины таблица


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.

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.

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).

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.

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.

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.


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.

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.

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

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)

где:

-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.

Если Е1 и Е2 соответствуют звёздным величинам m1 и m2, то из (2) следует, что:

E2/E1 = 100,4(m1— m2)   (3)

Уменьшение звездной величины на единицу m1 — m2 = 1 приводит к увеличению освещённости Е примерно в 2,512 раза. При m1 — m2 = 5, что соответствует диапазону от 1-й до 6-й звездной величины, изменение освещенности будет Е21=100.

Формула Погсона в её классическом виде устанавливает связь между видимыми звездными величинами:

m2 — m1 = -2,5 (lgE2 — lgE1)   (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 (0m). Сначала в качестве 0m 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 +0,03m, что на глаз неотличимо от нуля).


Обычно же нуль-пункт шкалы звездных величин принимают условно по совокупности звезд, тщательная фотометрия которых выполнена различными методами.

Также за 0m 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.

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 1,47m. Современная шкала позволяет также получить значение для Луны и Солнца: полнолуние имеет звездную величину -12,6m, а Солнце -26,8m. Орбитальный телескоп «Хаббл» может наблюдать объекты, блеск которых составляет величины примерно до 31,5m.


Шкала звездных величин
(шкала – обратная: меньшим значениям соответствуют более яркие объекты)

Источник: myvera.ru

История звездного каталога

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

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).

Видимая звездная величина

Гиппарх Никейский

Гиппарх Никейский

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 Большой Медведицы равна 2m. Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0m) 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, Сириус (-1.5m). 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 Луны составляет −12,7m.

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.

Материалы по теме

Размер Вселенной Звездная величина

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

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

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

МКС на фоне созвездия Большой Медведицы

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

Источник

Поделиться ссылкой:

Источник: hikosmos.ru

Шкала звездных величин

Такое определение дал в XIX астроном Норман Погсон. Он заметил, что разница в одну звездную величину соответствует изменению светового потока примерно в 2,5 раза. То есть звезда 0m освещает наши глаза в 2,5 раза сильнее, чем звезда 1m. Получается, что звезда 1-й величины в 100 раз ярче, чем звезда 6-й.

Для кого-то этот момент может показаться странным. Субъективное ощущение подсказывает, что звезды звезды 6-й величины всего в 6-10 раз слабее, чем звезды 1-й. Руководствуясь этим ощущением, Гиппарх, собственно, и разработал шкалу звездных величин.

Но наше зрение, как и слух, устроены по-другому. Когда сила источника света изменяется в геометрической прогрессии, мы принимаем ее за прогрессию арифметическую! Нам кажется, что две звезды 6-й величины дадут нам звезду 3m, а две звезды 3m дадут звезду 1m. Но если мы в реальности приблизим две звезды одинакового блеска друг к другу (в их роли могут выступить фонарики), то это отношение работать не будет!

Погсон предложил логарифмическую шкалу величин — разница в 5 единиц по шкале звездных величин точно соответствует 100-кратному различию светового потока. То есть звезда 1-й величины ровно в 100 раз ярче звезды 6-й величины и в 100 × 100 = 10000 раз ярче звезды 11-й величины. Это правило в точности соответствует действительности.

Осталось определить стандарт, по отношению к которому можно измерять звездные величины всех других звезд. Таким стандартом долгое время считалась звезда Вега, блеск которой был взят за нуль-пункт звездных величин (0m).

На практике блеск звезд измеряются фотоэлектрическим способом при помощи фотометров. Следовательно, звездные величины неплохо бы привязать к общепринятой физической величине потока излучения. В физике освещенность измеряется в люксах. Связь между звездной величиной (m) и люксом (J) выражается формулой: m = -14 — 2,5lgJ. Так, Солнце имеет звездную величину -26,75m или 125000 люкс. Блеск полной Луны -12,74m, что соответствует 0,3 люкса.

Источник: skygazer.ru

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).

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).

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 Большой Медведицы равна 2m. Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0m) 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, Сириус (-1.5m). 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 Луны составляет −12,7m.

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.

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.

Источник: SpaceGid.com


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.