ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА (видимая звёздная величина), мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой и т. п.) на плоскости, перпендикулярной падающим лучам; мера блеска небесного светила. Если измерения проводятся с Земли, то в значения звёздных величин обычно вносят поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере, и такие звёздные величины являются внеатмосферными. Понятие «звёздная величина» было введено во 2 веке до нашей эры Гиппархом, который разделил все звёзды, видимые невооружённым глазом, на 6 групп (величин): к 1-й звёздной величине он отнёс самые яркие звёзды, к 6-й - самые слабые. Звёздная величина m связана с освещённостью Е зависимостью m = klgE + С 0 . Коэффициент k, по предложению английского астронома Н. Погсона (середина 19 века), принят равным -2,5; он задаёт шаг шкалы звёздной величины, а постоянная С 0 - её нуль-пункт, который определяется по результатам измерений некоторой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. Изменению звёздной величины на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз. Т.о., шкала звёздной величины логарифмическая с основанием (100) 1/5 = 10 0,4 ≈ 2,512. Чем ярче светило, тем меньше его звёздная величина; у особо ярких светил она отрицательная.
Эти углы лишь немного ниже 90 °. Эта звезда показала замечательный мотоцикл и поэтому должна была быть намного ближе к другим звездам, которые показывали нулевые или просто ощутимые сдвиги. Если Лебедь 61 был близок, по сравнению с далекими звездами, которые были фонами, можно было бы измерить его параллакс.
Несколькими месяцами позже шотландский астроном Томас Хендерсон из Кейптаунской обсерватории измерил параллакс звезды Альфы созвездия Кентавра, который оказался 0, 75 секунды арки. Таким образом, эта звезда была намного ближе к 61 Лебедину, и на самом деле это всего лишь 4 года и 4 месяца света от нас. Впоследствии слабая звезда, связанная с Альфой Центавра, все еще была немного ближе.
Различают звёздные величины визуальные (определяются глазом с помощью визуального фотометра), фотографические (по снимкам на фотоэмульсию), фотоэлектрические (с помощью фотоэлектрического фотометра) и болометрические (с помощью болометров). Звёздные величины, полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматической или панхроматической эмульсией через жёлтый светофильтр, называются фотовизуальными (они близки к визуальным). Применение различных приёмников излучения и светофильтров позволяет измерять блеск светил в разных участках спектра и тем самым определять звёздные величины в разных фотометрических системах (смотри Астрофотометрия). Наиболее употребительна система UBV, в которой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U, синей В и жёлтой V частях спектра. Величины В близки к фотографическим, а величины V совпадают с фотовизуальными. В дополнение к системе UBV употребляют звёздные величины в красной и ИК областях спектра: R, I, J, Н, К и т. д. Разности звёздных величин, называемые показателями цвета (например, В-V, U-В и др.), характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд.
К концу века расстояния многих звезд измерялись методом параллакса; однако, за пределами определенных пределов, с помощью этого метода вы не могли пойти. Самый маленький параллакс, который сегодня оценивается с использованием лучших доступных инструментов, составляет сотые доли секунды, поэтому мы не можем оценить расстояния более чем на 300 световых лет. Но за пределами этого предела есть миллиарды других звезд, как вы оцениваете это?
Очень грубая система может заключаться в том, чтобы оценить расстояние в соответствии с их яркостью, считая, что все звезды обладают более или менее одинаковой внутренней яркостью. Известно, что яркость источника света уменьшается с квадратом расстояния, согласно известному физическому закону. Поэтому источник света, который будет казаться, например, в девять раз менее ярким, чем другой суппозиторий с той же внутренней яркостью, будет втрое от этого.
Звёздная величина - безразмерная величина. Для её указания обычно используют букву m (от латинского magnitude - величина) в виде правого верхнего индекса у числа, например 6 m . Если указан диапазон спектра (например, V или m V), то индекс m обычно не указывают. Точность фотографического и визуального измерений блеска звёзд составляет около 0,05 m , фотоэлектрических - около 0,01 m . Самая яркая звезда ночного неба Сириус имеет звёздную величину m V = -1,46, наиболее слабые измеренные звёзды относятся к 28 m . Звёздная величина Солнца m V = -26,8, полной Луны m V = -12,7.
На самом деле звезды не все одинаково яркие, поэтому метод, примененный к конкретным случаям, оказался очень неточным. Действительно, если вы посмотрите ночью в небе, вы увидите большую белую полосу, пересекающую ее, и что древние называли Млечный Путь, поскольку они представляли, что это молоко, которое вышло из груди Юноны, когда она клала Эрколе. Световая полоса - не что иное, как сбор звезд, которые мы не можем отличить индивидуально невооруженным глазом, так как мы не можем отличить отдельные листья лесного вида от плоскости.
Поэтому мы, кажется, окружены этой полосой звезд, а затем оказываемся в центре ее. Набор этих звезд теперь называется Галактикой. Гершель, беря образцы звезд в разных точках неба, подсчитал количество звезд, присутствующих на всем Млечном пути. Это число оценивалось примерно в сто миллионов. На самом деле звезды в Галактике, по крайней мере, в тысячу раз больше.
Кроме видимой звёздной величины в астрономии используется понятие абсолютной звёздной величины - звёздная величина, которую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 пк от Земли. Абсолютные звёздные величины (в отличие от видимых) характеризуют физические свойства самих светил, их светимости. Абсолютная звёздная величина М связана с видимой звёздной величиной m зависимостью: М = m + 5 - 5·lgr, где r - расстояние до светила, выраженное в парсеках.
Основываясь на яркости звезд, Гершель также смог оценить размер всего комплекса, который был, однако, намного меньше, чем реальный. Однако, хотя это и несовершенно, рамки нашей Галактики, предоставленные Гершелем в ее основных строках, окажутся заслуживающими доверия.
Следующим шагом к измерению звездных расстояний стало открытие американским астрономом Генриеттой Ливиттом переменных Цефеиды в Магеллановом Малом Облаке. Перемены цефеиды - это звезды, яркость которых изменяется со временем, достигая максимума, а затем возвращается к начальной яркости: они называются «цефеидами», потому что первая из них наблюдалась в созвездии Чефео. Время между максимальной яркостью и следующим называется периодом и может варьироваться от менее чем до двух месяцев. Следует также отметить, что яркость, достигаемая до максимума свечения, может быть более или менее интенсивной и не связана с периодом пульсации в том смысле, что существуют цефеиды с длительным периодом времени и низкой конечной яркостью и цефеидами с коротким периодом и интенсивной конечной яркостью, или наоборот, цефеиды с длительной и интенсивной конечной светимостью и цефеидами с коротким периодом времени и низкой конечной яркостью.
Лит.: Миронов А. В. Прецизионная фотометрия. М., 2007.
El sueño de la razón produce monstruos
В астрономии, говоря о небесных телах, иногда используются специфические термины, характеризующие их цвет и яркость, например, звездная величина или показатель цвета
Звездная величина - показатель, характеризующий яркость звезды или какого-нибудь другого астрономического объекта.
Со времен Гиппарха в Никее звезды классифицировались по их светимости, по шкале от 1 до наименее светящихся звезд занимали шестое место, а самые яркие - первой величины. Впоследствии к этой классификации была придана более строгая научная дисциплина, и сначала звезда была определена как ровно в 100 раз ярче одной шестой. В результате этой спецификации, желающей перейти от одного размера к другому, нужно умножить яркость наименее яркой звезды на пятый корень из 100, то есть на 2.
С улучшением масштаба величины некоторые очень яркие звезды оказались в яркости выше тех, которые нужно было ранжировать первыми. В настоящее время, например, Бетельгейзе назначается величина 0, 80, Вега величиной 0, 04 и Сирио, которая является самой яркой звездой всех, величина -1.
Существует два вида звездных величин - видимая и абсолютная.
Видимая звездная величина
характеризует ту яркость, которую мы видим или можем увидеть. То есть, она определяет условия наблюдения объекта с Земли.
Эта величина берет начало со II века до р.Х., когда Гиппарх предложил делить все звезды по яркости на шесть величин - самые яркие и лучше всего видимые он назвал звездами первой величины, а самые тусклые - шестой.
Разумеется, такой субъективный подход для современных целей неприменим, к тому же, большая часть астрономических объектов невооруженным глазом не видна. При этом характеристика видимой яркости - вещь очень полезная. Поэтому в наше время классификация Гиппарха модернизирована и стала измеримой и объективной - и, несмотря на модернизацию, классы Гиппарха удалось сохранить.
В основе классификации видимой яркости лежат два принципа.
Во-первых, яркость определяется числом квантов излучения объекта, принимаемых глазом или фотоприемником в единицу времени. Это позволяет оценить яркость объективно.
Во-вторых, она учитывает особенность человеческого зрения. Дело в том, что человек оценивает яркость не линейно, а логарифмически - психофизиологический закон Вебера-Фехнера утверждает, что для человека ощущение, вызванное неким раздражителем, изменяется пропорционально логарифму интенсивности раздражителя, то есть, применительно к свету, яркость света воспринимается нами пропорционально логарифму светового потока.
В связи с этим, видимая звездная величина m определяется по формуле:
m = - 2,5 lgI + C,
где I - световой поток, а С - некая константа
Константа С выбирается так, чтобы шкала звездных величин была как можно ближе к гиппарховой, то есть, чтобы для весьма яркой звезды видимая величина m была равна нулю. Строго говоря, С выбирается так, чтобы в приведенной формуле m было равно нулю для объекта, создающего (без учета влияния земной атмосферы) освещенность 2,54·10^-6 люкс.
Тогда звезда первой величины создает освещенность, примерно в 2,512 раз ниже указанной, второй величины - в 6,31 раз ниже и так далее. То есть, увеличение (уменьшение) звездной величины на единицу означает уменьшение (увеличение) силы света от источника примерно в 2,512 раза, а на пять единиц - ровно в сто раз. Объекты звездной величины более шести уже практически не видны невооруженным глазом.
Свет звезды, которая достигает Земли, в настоящее время можно оценить с большой точностью, используя очень сложные фотометры. Величины, определяемые измерением света, исходящего от звезд, называются «кажущимися величинами», поскольку излучение, которое мы воспринимаем, зависит, помимо реальной яркости луча, также от расстояния, на котором оно расположено. Чтобы оценить реальную яркость звезды, мы должны знать ее расстояние.
Астрономы определяют «абсолютную величину» звезды, ее кажущуюся яркость на расстоянии 10 парсек. Чтобы измерить истинное великолепие звезды, ученые согласились представить все звезды, расположенные на одинаковом расстоянии, и рассмотреть кажущуюся яркость на этом расстоянии как выражение их внутренней светимости. Это стандартное расстояние, как мы уже говорили, было зафиксировано на уровне 10 парсек, что составляет 32, 6 световых года.
При этом пока все еще не так просто. Звезда или иной объект излучает (или отражает) свет разных длин волн - а человек их воспринимает по-разному. При одной и той же интенсивности зеленый свет воспринимается ярче, красный - тусклее, а инфракрасный, разумеется, не воспринимается вовсе. А вот фотопластинка воспринимает свет по-своему. А еще какой-нибудь фотоприемник - еще как-нибудь. Поэтому видимых звездных величин несколько.
Визуальная звездная величина V
определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через "физиологический" зеленый светофильтр, максимум которого равен максимуму чувствительности глаз среднестатистического человека (555 нанометров).
Фотографическая звездная величина B
определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через стандартный синий светофильтр, максимум которого равен 445 нанометров. Синий светофильтр как правило используется при фотографировании астрономических объектов в оптике.
Ультрафиолетовая звездная величина U
определяется при использовании ультрафиолетового светофильтра с максимумом 350 нанометров.
В результате, если определить все три величины, можно охарактеризовать реальный наблюдаемый цвет объекта. А именно, для этого используются разности измеренных звездных величин U и B (U-B), а также B и V (B-V), называемые интегральными показателями цвета
. Чем они больше, тем более красным является объект.
Разумеется, это - не все видимые звездные величины. Кроме названных светофильтров применяются и другие, и соответствующие звездные величины имеют следующие обозначения:
R (красный светофильтр) - 658 нанометров.
I - 806 нанометров.
Z - 900 нанометров.
Y - 1020 нанометров.
J - 1220 нанометров.
H - 1630 нанометров.
K - 2190 нанометров.
L - 3450 нанометров.
M - 4750 нанометров.
N - 10500 нанометров.
Легко видеть, что звездные величины от I до N относятся уже к инфракрасной области - от ближней до дальней.
Но и это еще не все. Астрономические объекты излучают во всем спектре электромагнитного излучения, причем многие - преимущественно, вовсе не в видимом диапазоне (к примеру, очень горячие звезды в основном излучают ультрафиолетовое излучение, а очень холодные - инфракрасное). Поэтому существует еще один показатель их яркости - болометрическая звездная величина,
характеризующая наблюдаемую с Земли мощность их излучения во всем диапазоне электромагнитных волн одновременно.
Используя эту формулу, можно определить значение абсолютной величины звезды, если знать видимую и ее расстояние или, как мы увидим ниже, оценить расстояние звезды, зная ее абсолютную и кажущуюся яркость. Затем, на расстоянии 10 парсек, яркость Сири уменьшается почти на три точки, начиная от величины -1, 46 до величины 1.
Теперь, если мы возьмем «Полярную звезду», например, она выглядит менее ярко, чем Сирио, только потому, что она намного дальше. Если бы Полярная звезда была размещена на том же расстоянии, что и Сириус, она выглядела бы намного ярче: это зависит от того, что внутренняя яркость Полярной звезды намного больше, чем у Сирио, и если две звезды были размещены на расстоянии 10 парсек это будет сразу видно. С другой стороны, наше яркое, яркое солнце, которое при его присутствии все небо, на расстоянии 10 парсек, будет только величиной 4. 8, поэтому маленькая звезда будет видна невооруженным глазом.
Для иллюстрации приведу несколько примеров видимых звездных величин:
Солнце -26,7 (обратите внимание на минус!);
Луна в полнолуние -12,74 (в четыреста тысяч раз слабее);
Венера в максимуме -4,67;
Юпитер в максимуме -2,94;
Марс в максимуме -2,91;
Сириус A -1,47;
Вега +0,03;
Ригель +0,12;
Большое Магелланово облако +0,9;
Галактика Андромеды +3,44;
Вернемся теперь к Цефеидам и к открытию Генриетты Ливитт. Эта звездная система содержала много цефеид, у которых был период пульсации, дольше, когда они выглядели блестящими до максимума свечения. Как вы помните, эта регулярность не была обнаружена в цефеидах, которые можно было наблюдать в других областях неба. Как это могло произойти именно для Магелланового Малого Облака? Ливитт понимал, что это должно зависеть от того, что цефеиды в Магелланум-Клауде были более или менее расположены на том же расстоянии от нас, так что их кажущаяся величина была практически абсолютной величиной, с той разницей, что она упоминалась на расстоянии до Малого Облака Магеллана вместо 10 парсеков.
Самый яркий квазар +12,6;
Самая дальняя известная галактика +30,1;
Самый слабый объект, сфотографированный "Хабблом", +31,5.
И примеры показателей цвета:
Голубой сверхгигант Ригель: B-V = -0,03, U-B = -0,66;
Голубой гипергигант эта Киля: B-V = -0,45, U-B = 0,61;
Голубой гипергигант Пистолет: B-V = -0,93, U-B = -0,13;
Белый Сириус А: B-V = 0,01, U-B = -0,05;
Желтое Солнце: B-V = 0,64, U-B = 0,18;
Однако это расстояние было неизвестно, но если бы он смог измерить его, абсолютная величина звезды могла бы быть установлена за время его пульсационного периода, что, как мы уже говорили, чем дольше ярче интенсивность до максимума блеска. Внимательно изучив фотографии Магелланового Малого Облака, взятые позже, Ливитт смог написать отношения, которые связывали абсолютную величину цефеид с длиной периода пульсации. Из этого соотношения период-светимость можно было определить, какой период должен иметь цефеид, имеющий определенную абсолютную величину, и наоборот, к какой абсолютной величине следует соответствовать цефеиде, имеющему определенный период пульсации.
Красная Бетельгейзе: B-V = 1,86, U-B = 2,06.
Но и это - не все.
Разумеется, видимая звездная величина не может объективно характеризовать истинную яркость объекта - она определяет только наблюдаемую нами яркость этого объекта и зависит от расстояния до него.
Поэтому для объективной характеристики принят еще один параметр - абсолютная звездная величина М
(визуальная, фотографическая, ультрафиолетовая, болометрическая), определяемая как видимая звездная величина этого объекта, если бы он находился на расстоянии 10 парсек (примерно, 32,616 световых лет).
И вот тут наше Солнце уже становится невзрачным... Его абсолютная звездная величина - всего лишь +4,7. А вот у Сириуса +1,42. У Ригеля -7 (! с расстояния в 32 световых года он был бы в сотни раз ярче Сириуса!) У эты Киля -12 (!! еще в сто раз ярче!!). У самой большой звезды R136a1 -12,5. А самая яркая известная звезда LBV 1806-20 имеет абсолютную звездную величину -14,2 и с расстояния в 10 парсек сияла бы на небе почти в пять раз ярче нашей Луны в полнолуние.
В этот момент не было ничего, чтобы определить абсолютную величину одной цефеиды, чтобы узнать, что из всех остальных. Но чтобы узнать абсолютную величину цефеиды, нужно было определить ее расстояние. Дело в том, что цефеиды, к сожалению, все очень далекие звезды, поэтому метод параллакса нельзя использовать для измерения расстояния.
Таким образом, было предпринято попытку прийти к определению их расстояния, используя статистические методы, основанные на определении их собственного движения. Мы уже упоминали, что ближайшие звезды имеют более очевидное движение, чем самые дальние, и поэтому, чем больше вы видите звезду, движущуюся в небе с течением времени, тем больше она должна быть близкой. Фактически, метод не очень точен, но в отсутствие лучшего, достаточно надежного, так что он может получить значения параллакса дюжины цефеид.
Взрыв самой яркой сверхновой -20,4 (с расстояния в 32,6 световых лет он светил бы в триста раз слабее Солнца. Или был в тысячу с лишним раз ярче Луны)...
Туманность Андромеды -21. Если собрать всю гигантскую галактику в точку, она бы светила чуть сильнее этой сверхновой.
Самый мощный гамма-всплеск -36,4... Минус тридцать шесть с небольшим... с расстояния в десять парсек он был бы ярче видимого нами на нашем небе Солнца без малого в десять тысяч раз, выжигая поверхность Земли...
Эти меры считались приемлемыми. Первым, кто использовал этот метод, был датский астроном Эйнар Герцшпрунг, который проанализировал движение групп звезд, содержащих также цефеиды, и, наконец, заявил, что цефеида с периодом 6, 6 дня должна обладать абсолютной величиной, самое большее тень, -2. Несколько лет спустя американский Харлоу Шепли, один из астрономов прошлого века, повторил процедуру и пришел к выводу, что цефеид с абсолютной величиной -2, 3 должен был иметь период пульсации из 5. 96 дней: результат, очень близкий к найденному датским астрономом.
Подводим итог:
Звездная величина - чем она меньше, тем видимый объект ярче. При звездной величине больше шести объект уже не виден большинству людей невооруженным глазом. Больше тридцати - объект не виден в самый мощный современный телескоп. Уменьшение на одну величину означает ослабление яркости в 2,5 раза, на пять величин - в сто. Звездная величина нуль соответствует весьма яркой звезде (Вега).
Абсолютная звездная величина - яркость объекта, который находился бы на расстоянии 32,616 световых года.
И цвет объекта. Показатель цвета нуль - белый. Меньше нуля - синий, и чем меньше показатель, тем более он синий. Больше нуля - желтый. Намного больше нуля (близок к единице) - оранжевый. Заметно больше единицы - красный.
Таким образом, связь между абсолютной величиной данной цефеиды и ее периодом пульсации была установлена, применяя ярко выраженную связь периода, обнаруженную Ливиттом, может определять абсолютную величину любого цефеида. Эти измерения привели, среди прочего, к открытию, что цефеиды - очень большие звезды, которые, вероятно, пульсируют из-за последующих расширений и сокращений, вызванных сильными и ритмическими взрывами, которые происходят в их ядре: чем более сильный взрыв, чем больше звезда расширяется, тем больше она становится яркой при максимуме расширения и, следовательно, чем дольше время, затрачиваемое на сжатие.
