Видимый блеск звезды


Неодинаковая яркость (или блеск) различных объектов на небе – наверно первое, что замечает человек при наблюдениях; потому, в связи с этим, ещё давно, возникла необходимость во введении удобной величины, которая позволяла бы классифицировать светила по яркости.

История

Впервые такую величину для своих наблюдений невооружённым глазом применил древнегреческий астроном, автор первого европейского звёздного каталога – Гиппарх. Все звёзды в своём каталоге он классифицировал по яркости, обозначив самые яркие – звёздами 1-ой величины, а самые тусклые – звёздами 6-ой величины.Данная система прижилась, а в середине XIX-го века была усовершенствована до своего современного вида английским астрономом Норманом Погсоном.

Таким образом, получили безразмерную физическую величину, логарифмически связанную с освещённостью, которую создают светила (собственно звёздную величину):

m1-m2 =-2,5*lg(L1/L2)

где m1 и m2 звёздные величины светил, а L1 и L2 – освещённости в люксах (лк – единица измерения освещённости в системе СИ), создаваемые этими объектами. Если подставить в левую часть данного уравнения значение m1-m2 = 5, то произведя несложное вычисление, обнаружится, что освещённости в этом случае соотносятся как 1/100, так что разница в блеске на 5 звёздных величин, соответствует разнице в освещённости от объектов в 100 раз.


Продолжая решать эту задачу, извлечём корень 5-ой степени из 100 и мы получим изменение освещённости при разнице в блеске в одну звёздную величину, изменение освещённости составит 2,512 раза.

Это весь основной математический аппарат, необходимый для ориентации в данной шкале яркости.

Шкала звёздных величин

С введением этой системы также нужно было задать начало отсчёта шкалы звёздных величин. Для этого за нулевую звёздную величину (0m), изначально был принят блеск звезды Вега (альфа Лиры). В настоящее же время наиболее точным началом отсчёта является блеск звезды, которая на 0,03m ярче Веги. Однако глаз такую разницу не заметит, так что для визуальных наблюдений – блеск, соответствующий нулевой звёздной величине по-прежнему можно принимать по Веге.

Что ещё важно помнить касаемо данной шкалы – чем меньше звёздная величина, тем ярче объект. К примеру, та же Вега со своим блеском в +0,03 m будет почти в 100 раз ярче звезды с блеском в +5m. Юпитер же со своим максимумом блеска в -2,94m, будет ярче Веги в:

-2,94-0,03 = -2,5*lg(L1/L2)
L1/L2 = 15,42 раз

Можно решить эту задачу и другим способом – просто возведя 2,512 в степень, равную разнице звёздных величин объектов:


2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

Классификация звёздной величины

Теперь, окончательно разобравшись с матчастью, рассмотрим классификацию применяемых в астрономии звёздных величин.

Первая классификация – по спектральной чувствительности приёмника излучения. В этом плане звёздная величина бывает: визуальной (яркость учитывается только в видимом глазу диапазоне спектра); болометрической (яркость учитывается во всём диапазоне спектра, не только видимый свет, а также ультрафиолетовый, инфракрасный и остальные спектры вместе взятые); фотографической (яркость с учётом чувствительности к спектру фотоэлементов).

Сюда же можно отнести и звёздные величины в конкретном участке спектра (например, в диапазоне голубого света, жёлтого, красного или ультрафиолетового излучения).

Соответственно, визуальная звёздная величина предназначена для оценки блеска светил при визуальных наблюдениях; болометрическая – для оценки общего потока всего излучения от светила; а фотографическая и узкополосные величины – для оценки показателей цвета светил в какой-либо фотометрической системе.

Звездные величины

Видимая и абсолютная звёздные величины

Второй тип классификации звёздных величин – по количеству зависимых физических параметров. В этом плане звёздная величина может быть – видимой и абсолютной. Видимая звёздная величина – это тот блеск объекта, который глаз (или другой приёмник излучения) воспринимает непосредственно со своего текущего положения в пространстве.


Зависит этот блеск сразу от двух параметров – это мощность излучения светила и расстояние до него. Абсолютная звёздная величина зависит только от мощности излучения и не зависит от расстояния до объекта, поскольку последнее принимается общим для конкретного класса объектов.

Абсолютная звёздная величина для звёзд определяется, как их видимая звёздная величина если бы расстояние до звезды составляло бы 10 парсек (32,616 световых лет). Абсолютная звёздная величина для объектов Солнечной системы определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились на расстоянии в 1 а.е. от Солнца и показывали бы для наблюдателя свою полную фазу, а сам бы наблюдатель при этом также бы находился в 1 а.е. (149,6 млн. км) от объекта (т.е. в центре Солнца).

Абсолютная звёздная величина метеоров определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились от наблюдателя на расстоянии 100 км и в точке зенита.

Звездные величины

Применение звёздных величин

Данные классификации могут применяться совместно. Например, абсолютная визуальная звёздная величина Солнца составляет M(v) = +4,83. а абсолютная болометрическая M(bol) = +4,75, поскольку Солнце светит не только в видимом диапазоне спектра. В зависимости от значения температуры фотосферы (видимой поверхности) звезды, а также её принадлежности к классу светимости (главная последовательность, гигант, сверхгигант и т.д.).


Различаются визуальные и болометрические абсолютные звёздные величины звезды. Например, горячие звёзды (спектральные классы B и О) светят в основном в невидимом глазу ультрафиолетовом диапазоне. Так что их болометрический блеск куда сильнее, чем визуальный. То же касается и холодных звёзд (спектральные классы K и М), которые светят преимущественно в инфракрасном диапазоне.

Абсолютная визуальная звёздная величина самых мощных звёзд (гипергиганты и звёзды Вольфа-Райе) порядка -8, -9. Абсолютная болометрическая может доходить до -11, -12 (что соответствует видимой звёздной величине полной Луны).

Мощность излучения (светимость) при этом в миллионы раз превышает мощность излучения Солнца. Видимая визуальная звёздная величина Солнца с орбиты Земли составляет -26,74m; в районе орбиты Нептуна будет -19,36m. Видимая визуальная звёздная величина самой яркой звезды – Сириуса, составляет -1,5m, а абсолютная визуальная звёздная величина данной звезды +1,44, т.е. Сириус почти в 23 раза ярче Солнца в видимом спектре.

Планета Венера на небе всегда ярче всех звёзд (её видимых блеск колеблется в пределах от -3,8m до -4,9m); несколько менее ярок Юпитер (от -1,6m до -2,94m); Марс во время противостояний имеет видимую звёздную величину порядка -2m и ярче. В общем и целом, большинство планет в большинстве случаев являются самыми яркими объектами неба после Солнца и Луны. Поскольку в окрестностях Солнца нет звёзд с большой светимостью.


В. Грибков

Источник: dsastro.ru

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди большого и разнообразного числа звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по своим физическим характеристикам и химическому составу. Поэтому полное представление о звёздах даст такое определение:

Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Видимый блеск звезды

Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы определения расстояний до них.


Ещё Аристотель предполагал, что если Земля движется вокруг Солнца, то, наблюдая за звездой из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить изменение направления на звезду — её параллактическое (то есть кажущееся) смещение.

Видимый блеск звезды

Такая же идея измерения расстояний была предложена и Николаем Коперником после опубликования им гелиоцентрической системы мироустройства. Однако ни Копернику, ни тем более Аристотелю не удалось обнаружить это смещение.

Лишь к середине XIX века, когда на телескопы стали ставить оборудование для точного измерения углов, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Как удалось установить, кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень далёких звёзд происходит по эллипсу с периодом в один год и отражает движение наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Этот небольшой эллипс, который описывает звезда, называется параллактическим эллипсом.

Видимый блеск звезды

В угловой мере его большая полуось равна величине угла, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом и обозначается греческой буквой π или латинской буквой р.


Видимый блеск звезды

Зная годичное параллактическое смещение звезды, можно легко определить расстояние до неё:

Видимый блеск звезды

В записанной формуле а — это средний радиус земной орбиты.

Если учесть, что годичные параллаксы звёзд измеряются десятитысячными долями секунды, а большая полуось земной орбиты равна одной астрономической единице, то можно получить формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:

Видимый блеск звезды

Первые надёжные измерения годичного параллакса были осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.

В России первые измерения годичного параллакса были проведены Василием Яковлевичем Струве для яркой звезды Северного полушария Веги. Давайте по его данным определим расстояние до этой звезды.


Видимый блеск звезды

Согласитесь, что для измерения расстояний до звёзд астрономическая единица слишком мала. Даже ближайшая к нам звезда — альфа-Центавра — расположена более чем в 273,5 тысячах а. е. Поэтому для удобства определения расстояний до звёзд в астрономии применяется специальная единица длины — парсек (сокращённо пк), название которой происходит от двух слов — «параллакс» и «секунда».

Парсек — это расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду:

1 пк = 206 265 а. е. =30,8586 трлн км.

Видимый блеск звезды

Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса:


Видимый блеск звезды

Вернёмся к нашей задаче и определим расстояние до Веги в парсеках, воспользовавшись полученным нами уравнением.

Видимый блеск звезды

Также, помимо парсека, в астрономии используется ещё одна внесистемная единица измерения расстояний — световой год.

Световой год — это расстояние, которое свет, распространяясь в вакууме, проходит за один год:

1 пк = 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 1013 км.

В 1989 году Европейским космическим агентством был запущен спутник «Гиппаркос». За 37 месяцев своей работы ему удалось измерить годичные параллаксы более чем миллиона звёзд. При этом точность измерений для более ста тысяч из них составила одну угловую миллисекунду.

Однако после того, как астрономы научились определять расстояния до звёзд, возникла ещё одна проблема. Оказалось, что звёзды, находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, могут отличаться друг от друга по видимой яркости (блеску).
и этом видимый блеск не характеризует реального излучения звезды. Например, Солнце нам кажется самым ярким объектом на небе лишь потому, что оно находится гораздо ближе к Земле, чем остальные звёзды. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк, называется абсолютной звёздной величиной.

Почему в качестве эталонного расстояния было выбрано 10 парсек? Да для простоты расчётов. Итак, предположим, что видимая звёздная величина звезды на некотором расстоянии D равна т а её блеск — I.

Видимый блеск звезды

Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины которых отличаются на единицу, отличаются в 2,512 раза. То есть для двух звёзд, звёздные величины которых равны т1 и т2 соответственно, отношение их блесков выражается соотношением:

Видимый блеск звезды

Тогда по определению видимая звёздная величина звезды с расстояния в 10 пк будет равна абсолютной звёздной величине М. Если обозначить блеск звезды на этом расстоянии через I0, то для видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды предыдущее уравнение будет выглядеть так:

Видимый блеск звезды

В тоже время из физики известно, что блеск меняется обратно пропорционально квадрату расстояния:

Видимый блеск звезды

Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этом учтём, что Видимый блеск звезды:

Видимый блеск звезды

Теперь прологарифмируем полученное выражение:

Видимый блеск звезды

И упростим его:

Видимый блеск звезды

Если учесть, что расстояние до звезды обратно пропорционально её годичному параллаксу, то получим формулу, по которой можно вычислить абсолютную звёздную величину близко расположенных к нам звёзд

Видимый блеск звезды

Теперь давайте по полученной формуле рассчитаем абсолютную звёздную величину нашего Солнца. Для этого учтём, что его видимая звёздная величина равна–26,8т, а среднее расстояние до него составляет одну астрономическую единицу

Видимый блеск звезды

То есть наше Солнце выглядит слабой звёздочкой почти пятой звёздной величины.

Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её действительное общее излучение или светимость.

Светимостью называют полную энергию, излучаемую звездой за единицу времени. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще её выражают в светимостях Солнца.

Используя формулу Погсона, можно записать соотношение между светимостями и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца:

Видимый блеск звезды

Данную формулу можно переписать, если учесть, что светимость Солнца принята за единицу, а его абсолютна звёздная величина равна 4,8m:

Видимый блеск звезды

По светимости (то есть мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга. Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего Солнца.

Источник: videouroki.net

При взгляде на небо сразу же бросается в глаза различие звезд по блеску.

Ярчайшая звезда ночного неба – Сириус (α Большого Пса), – уже чуть-чуть поднявшись над горизонтом, привлекает нас своим сиянием, тогда как соседние с ней звезды становятся заметными лишь на довольно большой высоте (3-5°).

Звезды Ковша Большой Медведицы легко увидеть даже на городском небе в полнолуние, а за городом в ясную безлунную ночь невооруженный глаз замечает на небе несколько тысяч звезд.

Взглянув же на небо в бинокль, сразу понимаешь, что есть и множество звезд, блеск которых слишком слаб для невооруженного глаза.

Еще в глубокой древности астрономы попытались выразить различия в блеске звезд числами. Звезды были разделены на шесть групп, названных звездными величинами.

Самые яркие светила назвали звездами первой величины, немного более тусклые — звездами второй величины и т. д. Самые тусклые звезды, которые может различить глаз (конечно, невооруженный: телескоп изобрели гораздо позже), отнесли к звездам шестой величины.

Обычно это деление звезд по блеску на шесть групп связывают с именем Гиппарха (II в. до н.э.), который впервые применил это деление в составленном им звездном каталоге. Таким образом, говоря о «звездной величине», имеют в виду блеск, а вовсе не размер звезды.

Все звезды – и самые яркие, и самые слабые – всегда казались астрономам светящимися точками, не имеющими размеров.

Лишь в начале XX в. удалось измерить угловой размер некоторых из них, а совсем недавно, в конце XX в., были получены изображения дисков некоторых особенно крупных и близких звезд. Разумеется, они совершенно неразличимы для глаза, даже вооруженного хорошим телескопом.

Мы можем лишь догадываться о причинах, побудивших древних ученых ввести именно шесть групп, шесть звездных величин. Тем более удивительно, что понятие звездной величины дожило в науке до наших дней и им пользуются современные астрономы!

Конечно, в наши дни понятие звездной величины получило точное определение. Теперь это не группы звезд примерно одинакового блеска.

Видимая звездная величина – это число, которое можно определить для каждой звезды как характеристику ее блеска с точки зрения земного наблюдателя.

Какую физическую величину мы воспринимаем как блеск звезды?

Измерения показали, что наш глаз чувствует создаваемую звездой освещенность, то есть количество света, падающего за единицу времени на площадку единичной площади, ориентированную перпендикулярно лучам.

Наше восприятие освещенности подчиняется психофизиологическому закону Вебера–Фехнера: при изменении освещенности в геометрической прогрессии наше ощущение меняется в арифметической прогрессии.

Это открытие было сделано в XIX в., но уже древние астрономы бессознательно следовали этой закономерности: они так поделили звезды на величины, что в среднем отношение освещенностей, создаваемых звездами первой и второй величин, почти в точности равно отношению освещенностей от звезд второй и третьей величин, и т. д.

Современные астрономы сохранили эту традицию, чуть-чуть уточнив ее: ныне отношение освещенностей, создаваемых светилами со звездными величинами, различающимися на единицу, по определению принимают равным 5√100 = 2,5118864… ≈ 2,512.

Десятичный логарифм этой величины (lg102/5) в точности равен 0,4.

Таким образом, отношению освещенностей, равному 100, соответствует различие в блеске точно на 5 звездных величин.

Для краткости выражение «звездная величина» после соответствующего числа записывают в виде верхнего индекса m (от лат. magnitudo – величина). Например, выражение «5 звездных величин» астроном запишет как 5m.

Приняв некоторую звезду за эталон и приписав ей определенную звездную величину (вообще говоря – произвольную), можно сравнивать с ней по световому потоку все другие звезды и определять их звездные величины.

Если L1 и L2 – освещенности, создаваемые первой и второй звездами, а m1 и m2 – их звездные величины, то

L1/L2 = 2,512m2-m1   или   m1-m2 = -2,5·lg(L1/L2)

Знак минус во второй из этих формул означает, что чем ярче звезда, тем меньше значение ее звездной величины. Почти точное совпадение коэффициентов в этих формулах (2,512 и 2,5) возникло случайно, просто потому, что lg(2,512…) = 0,4 = 1/2,5.

Применяя эти формулы, можно распространить понятие звездной величины на светила, недоступные невооруженному глазу, вплоть до сколь угодно слабых.

Величины звезд, которые могут наблюдать космические и крупнейшие наземные телескопы, приближаются к 30m.

Разумеется, блеск в звездных величинах не всегда выражается целым числом, ведь современные наземные приборы позволяют измерить блеск звезды с точностью до сотой или даже до тысячной доли звездной величины (а за пределами атмосферы точность еще выше).

В результате измерений выяснилось, что у некоторых исключительно ярких звезд блеск сильнее, чем у звезд первой величины; пришлось присвоить им нулевую и даже отрицательную звездную величину. Так, блеск Сириуса равен -1,5m.

В звездных величинах можно измерять блеск не только звезд, но и планет, Луны, Солнца, вообще любых небесных светил. Поток света от Солнца соответствует -26,8m, а от Луны в полнолуние он составляет -12,7m.

На темном небе при нормальном зрении невооруженный глаз видит звезды до 6m, и таких звезд на всем небе около 5000; их называют яркими, и они входят в специальный Каталог ярких звезд. Слабых звезд намного больше, чем ярких. В каталог B1.0 Морской обсерватории США входят звезды примерно до 21m, и всего в нем около миллиарда звезд.

До сих пор мы обсуждали визуальные звездные величины, измеряемые человеческим глазом или прибором, имеющим такую же относительную чувствительность к лучам разного цвета, что и глаз человека.

Но звездную величину можно измерить и при помощи приборов, по-иному чувствительных к лучам разной длины волны, чем глаз. Тогда результаты получатся разными для звезд одинакового визуального блеска, но разного цвета. (Невооруженный глаз уверенно чувствует различия цвета у ярких звезд; сравните, например, цвет белого Ригеля и красной Бетельгейзе в созвездии Орион.) Принято по определению, что для белых звезд спектрального класса A0, свет которых не ослаблен межзвездной пылью, звездные величины должны быть одинаковыми при измерении любыми приборами.

Когда в астрономии стали применять фотографию, то обнаружили, что на снимках ночного неба красноватые звезды кажутся намного слабее, чем белые и голубоватые звезды такого же визуального блеска.

Дело в том, что первые фотоэмульсии были более чувствительны к голубым, чем к желтым и красным лучам, по сравнению с нашими глазами. Тогда родилось понятие фотографической звездной величины (не вполне строгое, потому что фотоэмульсии бывают разные, с различной чувствительностью к лучам разного цвета). Фотографические величины красных звезд больше, чем визуальные (поскольку блеск этих звезд в голубых лучах меньше).

Некоторые приборы более чувствительны к красным и менее чувствительны к голубым лучам, чем глаз; измеренные с такими приборами величины красных звезд меньше по числовому значению, чем визуальные.

Цвет звезды можно оценить, сравнив ее звездные величины, измеренные приборами, чувствительными к различным областям спектра. Для этого вычисляют показатель цвета – разность соответствующих звездных величин. Например, из фотографической (mpg) и визуальной (mv) звездной величины можно составить показатель цвета (CI – color index): CI = mpg — mv.

Цвет звезд можно определить и одним прибором, чувствительным в широком диапазоне спектра, если помещать перед ним различные цветные светофильтры и сквозь них проводить измерения блеска. Часто используют светофильтры B (blue, голубой) и V (visual, визуальный, т. е. желто-зеленый).

Показатель цвета (В-V), представляющий собой разность звездных величин, измеренных с фильтрами B и V, заменил в современной астрофизике величину CI. Показатель цвета (B-V) равен нулю для белых звезд, отрицателен для голубоватых и положителен для красных.

Все звездные величины, о которых мы говорили до сих пор (фотографические, визуальные, величины В и V), являются видимыми звездными величинами. Они получены при наблюдении с Земли и поэтому в большей степени отражают различие в расстояниях до звезд, чем истинную разницу в мощности их излучения.

К тому же пространство между Землей и звездами не пустое – в нем встречаются поглощающие свет межзвездные газово-пылевые облака. Только учтя разницу в расстояниях до звезд и в степени межзвездного поглощения их света, можно использовать видимые звездные величины для сравнения истинной светимости (мощности излучения) звезд.

Заметим, что в ослабление видимого блеска звезд вносит немалый вклад и земная атмосфера. Она в разной степени ослабляет лучи разного цвета (сильнее — голубые, слабее — красные), и ее оптические свойства сильно зависят от места наблюдения и от высоты звезды над горизонтом: оба фактора влияют на толщину воздушного столба вдоль луча зрения. А от места наблюдения к тому же зависит еще и чистота воздуха. Все эти факторы приходится учитывать в процессе измерений, приходится, как говорят астрономы, исправлять видимые звездные величины за поглощение света в земной атмосфере. Приводимые в таблицах звездные величины фактически относятся к наблюдателю за пределами земной атмосферы.

Расстояние от Земли до Солнца составляет около 150 млн км; его называют астрономической единицей (а. е.) и употребляют для указания расстояний в пределах Солнечной системы.

Солнце – ближайшая звезда. Из других звезд ближе всего к нам тройная система – яркая двойная звезда α Кентавра и ее слабенький спутник Проксима Кентавра, причем Проксима из этих трех самая близкая — она еще чуть-чуть ближе к нам, чем α Кентавра, чем и заслужила свое название: латинское proxima означает «ближайшая». Она дает нам пример того, что видимый блеск определяется не только расстоянием до звезды: Проксима чуть ближе к нам, чем α Кентавра, но слабее каждого из ее компонентов примерно на 10m. Расстояние от Земли до Проксимы 267 000 а. е. Как видим, для измерения расстояний до звезд астрономическая единица оказывается слишком мелкой.

В научно-популярной литературе расстояния до звезд часто указывают в световых годах. Это название обманчиво: световой год – единица не времени, а длины, равная расстоянию, которое луч света проходит за год. Расстояние до Проксимы составляет 4,2 св. года.

В профессиональной астрономической литературе расстояния до звезд обычно выражают в парсеках (пк) – это расстояние, с которого радиус земной орбиты, ориентированный перпендикулярно лучу зрения, виден под углом 1″. А поскольку угловая секунда равна 1/206265 радиана, то 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. года.

Вообще, угол, под которым от звезды виден радиус земной орбиты, называют ее параллаксом («парсек» как раз и означает «параллакс + секунда»). В этих единицах расстояние до Проксимы составляет 1,3 пк.

Истинную светимость звезды выражают с помощью абсолютной звездной величины.

Чтобы от видимых величин (m) перейти к абсолютным (M), нужно рассчитать, какую звездную величину имела бы звезда, если бы ее поместили на принятом стандартном расстоянии 10 пк от нас и при этом исключили поглощение света в межзвездном пространстве:

M = m + 5 — 5·lg r — A,

где Μ — абсолютная звездная величина, m – видимая величина, r – расстояние (в парсеках), A – ослабление блеска звезды из-за межзвездного поглощения света, выраженное в звездных величинах.

Пользуясь этой формулой, нужно не забывать, что все три фотометрические величины (M, m и A) должны быть в одной системе: визуальной, фотографической, В, V или любой другой, но обязательно в одной и той же.

Абсолютная визуальная величина Солнца равна примерно +5. Следовательно, если бы Солнце находилось от нас на «стандартном» расстоянии 10 пк, то его можно было бы заметить невооруженным глазом, но оно затерялось бы среди множества других звезд пятой величины. А если на «стандартное» расстояние приблизить Ригель (β Ориона), он стал бы звездой -7,5m; таких ярких звезд на нашем ночном небе вовсе нет.

Источник: myvera.ru

Ре­ше­ние.

Звёздная ве­ли­чи­на (блеск) — без­раз­мер­ная чис­ло­вая ха­рак­те­ри­сти­ка яр­ко­сти объ­ек­та, обо­зна­ча­е­мая бук­вой m. Обыч­но по­ня­тие при­ме­ня­ет­ся к не­бес­ным све­ти­лам. Звёздная ве­ли­чи­на ха­рак­те­ри­зу­ет поток энер­гии от рас­смат­ри­ва­е­мо­го све­ти­ла (энер­гию всех фо­то­нов в се­кун­ду) на еди­ни­цу пло­ща­ди. Таким об­ра­зом, ви­ди­мая звёздная ве­ли­чи­на за­ви­сит и от фи­зи­че­ских ха­рак­те­ри­стик са­мо­го объ­ек­та (то есть све­ти­мо­сти), и от рас­сто­я­ния до него. Причём при уда­ле­нии от ис­точ­ни­ка све­то­вой поток умень­ша­ет­ся об­рат­но про­пор­ци­о­наль­но квад­ра­ту рас­сто­я­ния. Чем мень­ше зна­че­ние звёздной ве­ли­чи­ны, тем ярче дан­ный объ­ект.

Сле­ду­ю­щие свой­ства по­мо­га­ют поль­зо­вать­ся ви­ди­мы­ми звёзд­ны­ми ве­ли­чи­на­ми на прак­ти­ке.

а) Уве­ли­че­нию све­то­во­го по­то­ка в 100 раз со­от­вет­ству­ет умень­ше­ние ви­ди­мой звёздной ве­ли­чи­ны ровно на 5 еди­ниц.

б) Умень­ше­ние звёздной ве­ли­чи­ны на одну еди­ни­цу озна­ча­ет уве­ли­че­ние све­то­во­го по­то­ка в 1001/5 ≈ 2,512 раза.

в) От­но­ше­ние ви­ди­мой яр­ко­сти двух звёзд свя­за­но с их ви­ди­мы­ми звёзд­ны­ми ве­ли­чи­на­ми со­от­но­ше­ни­ем I1 : I2 = 2,512m2m1.

 

Най­дем вер­ные утвер­жде­ния.

Пусть сум­мар­ная ви­ди­мая яр­кость двух звёзд Видимый блеск звезды тогда ви­ди­мая яр­кость пер­вой звез­ды на­хо­дит­ся из со­от­но­ше­ния:

 

Видимый блеск звезды

 

и зна­чит, ви­ди­мая яр­кость вто­рой звез­ды Видимый блеск звезды а её ви­ди­мая звезд­ная ве­ли­чи­на Видимый блеск звезды Так как по усло­вию звёзды оди­на­ко­вы, за­клю­ча­ем, что вто­рая звез­да на­хо­дит­ся даль­ше пер­вой (утвер­жде­ние 4 — верно).

Если мы при­бли­зим каж­дую из звёзд к нам в 10 раз, то ви­ди­мая яр­кость воз­растёт в 102 = 100 раз и как след­ствие ви­ди­мая звезд­ная ве­ли­чи­на умень­шит­ся на 5 пунк­тов и ста­нет рав­ной нулю (утвер­жде­ние 5 — верно).

 

Ответ: 45.

Источник: phys-ege.sdamgia.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

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