Звёздная величина

Звёздная величина́, (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта. Обычно термин применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии (энергию всех фотонов в секунду) на единицу площади от рассматриваемого светила в видимом и ближними инфракрасном и ультрафиолетовом диапазоне электромагнитных волн. Таким образом, звёздная величина зависит и от физических характеристик самого объекта (то есть светимости), и от расстояния до него. Чем меньше значение звёздной величины, тем ярче данный объект.

Определение

Ещё во II веке до н. э. древнегреческий астроном Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины, а остальные равномерно распределил по промежуточным величинам.

Как выяснилось позже, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину (закон Вебера — Фехнера). Поэтому в 1856 году Норман Погсон предложил следующую формализацию шкалы звёздных величин, ставшую общепринятой^[1][2]:

$m_1 - m_2 = -2{,}5\, \mathrm{lg} \left( \frac{L_1}{L_2} \right)$

где m — звёздные величины объектов, L — освещенности от объектов. Такое определение соответствует падению светового потока в 100 раз при увеличении звёздной величины на 5 единиц.

Данная формула даёт возможность определить только разницу звёздных величин, но не сами величины. Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт — блеск, которому соответствует нулевая звездная величина (0^m). Сначала в качестве 0^m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для визуальных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой звёздной величины (по современной системе, в полосе V системы UBV, её блеск равен +0,03^m, что на глаз неотличимо от нуля).

По современным измерениям, звезда нулевой величины за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10⁻⁶ люкс. Световой поток от звезды 0^m примерно равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 10⁶ квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света.

Следующие свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

1. Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
2. Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 100^1/5 ≈ 2,512 раза.

В наши дни понятие звёздной величины используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны, Солнца и планет. Звёздная величина самых ярких объектов отрицательна. Например, блеск Луны в полной фазе достигает −12,7^m, а блеск Солнца равен −26,7^m.

Спектральная зависимость

Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)

Самой распространённой фотометрической системой является система UBV, которая состоит из трёх полос, перекрывающих разные интервалы длин волн. В ней для каждого объекта можно измерить 3 звёздные величины:

• нм).

• «Синяя» звёздная величина (B) характеризует яркость объекта в синей области спектра; максимум чувствительности на длине волны около 445 нм.

• Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолетовой области при длине волны около 350 нм.

Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах (для системы UBV это U−B и B−V) являются показателями цвета объекта: чем они больше, тем более красным является объект. Фотометрическая система UBV определена таким образом, чтобы показатели цвета звёзд спектрального класса А0V равнялись нулю.

Другие используемые звёздные величины

• Болометрическая звёздная величина показывает полную мощность излучения звезды (т. е. мощность излучения на всех длинах волн). Для её измерения применяется специальное устройство — болометр. Актуальность этой величины связана с тем, что некоторые звёзды (очень горячие и очень холодные) излучают преимущественно не в видимом спектре.

• Абсолютная звёздная величина (M) — звёздная величина объекта, которую он имел бы, если бы был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца равна +4,8^m.

• Фотографическая звёздная величина — определяется для спектральной чувствительности несенсибилизированной фотоэмульсии с максимумом чувствительности на длине волны 425 нм; по определению совпадает с визуальной звёздной величиной для звёзд А0V и блеском (6,0±0,5)^m.

Звёздные величины некоторых объектов

Объекты звёздного неба

Объект	m
Солнце	−26,7 (в 400 000 раз ярче полной Луны)
Луна в полнолуние	−12,74
Вспышка Иридиума (максимум)	−9,5
Сверхновая 1054 года (максимум)	−6,0
Венера (максимум)	−4,67
Международная космическая станция (максимум)	−4
Земля (при наблюдении с Солнца)	−3,84
Юпитер (максимум)	−2,94
Марс (максимум)	−2,91
Меркурий (максимум)	−2,45
Сатурн (максимум)	+0,7
Звёзды Большого Ковша	+2
Галактика Андромеды	+3,44
Спутники Юпитера	+5-6
Уран	+5,5
Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом	От +6 до +7,72
Нептун	+7,8
Проксима Центавра	+11,1
Самый яркий квазар	+12,6
Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп	+27
Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп Хаббл	+31,5

Самые яркие звёзды

Объект	Созвездие	m
Сириус	Большой пёс	−1,47
Канопус	Киль	−0,72
α Центавра	Центавр	−0,27
Арктур	Волопас	−0,04
Вега	Лира	+0,03
Капелла	Возничий	+0,08
Ригель	Орион	+0,12
Процион	Малый пёс	+0,38
Ахернар	Эридан	+0,46
Бетельгейзе	Орион	+0,50
Альтаир	Орёл	+0,75
Альдебаран	Телец	+0,85
Антарес	Скорпион	+1,09
Поллукс	Близнецы	+1,15
Фомальгаут	Южная рыба	+1,16
Денеб	Лебедь	+1,25
Регул	Лев	+1,35

Солнце с разных расстояний^[3]

Местоположение наблюдателя	m
Непосредственно на поверхности Солнца (суммарно со всего диска)	−38,4
Икар (перигелий)	−30,4
Меркурий (перигелий)	−29,3
Венера (перигелий)	−27,4
Земля	−26,7
Марс (афелий)	−25,6
Юпитер (афелий)	−23,0
Сатурн (афелий)	−21,7
Уран (афелий)	−20,2
Нептун (афелий)	−19,3
Плутон (афелий)	−18,2
631 а. е. (яркость полной Луны)	−12,7
Седна (афелий)	−11,8
2006 SQ372 (афелий)	−10,0
Комета Хякутакэ (афелий)	−8,3
0,456 св. года (яркость Венеры)	−4,4
Альфа Центавра	0,5
55 св. лет (порог видимости)	6,0
Ригель	12,0
Туманность Андромеды	29,3
3C 273 (ярчайший квазар)	44,2
UDFj-39546284 (самый далёкий астрономический объект на 2011 год, с учётом красного смещения)	49,8

См. также

• Абсолютная звёздная величина
• Классы светимости звёзд
• Светимость
• Список самых ярких звёзд
• Показатель цвета
• Астрофотометрия
• Система B-V
• Фотометрическая система

Примечания

1. ↑ Звезды / Сурдин В.Г.. — Москва: Физматлит, 2009. — С. 63.
2. ↑ Сурдин В. Г. Звездная величина  (рус.). Глоссарий Astronet.ru. Архивировано из первоисточника 28 ноября 2010. Проверено 16 сентября 2012.
3. ↑ Вычислено исходя из того, что звёздная величина на расстоянии 1 а. е. равна −26,7, что соответствует абсолютной звёздной величине Солнца +4,87.

Ссылки

• Миронов А. В. Прецизионная фотометрия. «Астронет». Архивировано из первоисточника 17 октября 2012. Проверено 28 августа 2012.
• Определение звёздной величины на снимке. «Астротурист». Архивировано из первоисточника 11 мая 2012. Проверено 20 ноября 2009.