Звёздная величина

© Знания-сила

Птолемей и «Альмагест»

Первую попытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял элли́нский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э . Среди его многочисленных трудов (к сожалению, они почти все утеряны) фигурировал и «Звёздный каталог» , содержащий описание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии (Египет) во II в. н.э . Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошел и «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал уже примерно на тысячу звёзд больше.

Таким образом, цефеиды оказались грозными «образцами света», полезными для измерения больших космических расстояний. Действительно, если бы цефеиды распространились во Вселенной, все вели себя так же, как в Магеллановском Маленьком Облаке, у человека была бы безопасная система для измерения реальных размеров нашей Галактики, а также расстояния от внешних звездных группировок к нему.

Используя Цефеиды в нашей Галактике, Шепли пытался определить ее форму и размер. После серии измерений расстояний и скопления звезд в разных направлениях неба он пришел к выводу, что форма нашей Галактики на самом деле медленная, как обнаружил Гершель, но что солнечная система не находится в центре ее. Он также предложил для него лампочку 1000 световых лет, оценку, как мы увидим, чрезмерную.

Каталогом Птолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия. Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены́ к первому классу, менее яркие - ко второму и так далее. К шестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом. Термин «сила свечения небесных тел», или «звёздная величина», используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.

Поскольку Галактика появилась в форме диска, астрономы полагали, что ей придется обернуть свою собственную ось, а затем измерить относительные движения звезд, чтобы идентифицировать тех, кто уходил, и тех, кто приблизился к Земле. В конце концов выяснилось, что Солнце и близкие к нему звезды движутся со скоростью около 240 км в секунду до центра Галактики, совершая полный оборот вокруг него примерно через 200 миллионов лет. Этот период времени можно считать «галактическим годом». Теперь, поскольку наше Солнце, наряду с планетами вокруг него, родилось около 5 миллиардов лет назад, можно сказать, что солнечная система составляет около 25 лет галактики.

Блеск звёзд и визуальная звёздная величина

Глядя на звёздное небо, можно заметить, что звёзды различны по своей яркости или по своему видимому блеску. Наиболее яркие звёзды называют звёздами 1-й звёздной величины; те из звёзд, которые по своему блеску в 2,5 раза слабее звёзд 1-й величины, имеют 2-ю звёздную величину. К звёздам 3-й звёздной величины относят те из них. которые слабее звёзд 2-й величины в 2,5 раза, и т.д. Самые слабые из звёзд, доступных невооруженному глазу, причисляют к звёздам 6-й звёздной величины. Нужно помнить, что название «звёздная величина» указывает не на размеры звёзд, а только на их видимый блеск.

Как только была определена скорость вращения, можно было вычислить гравитационную силу галактического центра и, следовательно, его массу. Оказалось, что масса Галактики эквивалентна массе в 100 миллиардов звезд, больших Солнца, и поскольку наше Солнце является звездой среднего размера, было заключено, что, скорее всего, наша Галактика должна была содержать около 100 миллиардов звезд в тысячу раз чем те, которые были оценены Гершелем.

Между тем, благодаря более скрупулезным мерам, диаметр Галактики сократился до 000 световых лет, а толщина оценивалась примерно в 000 световых лет. Наше Солнце должно было быть в этом море звезд, периферийных, галактических, около тысячи световых лет от центра.

Всего на небе наблюдается 20 наиболее ярких звёзд, о которых обычно говорят, что это звёзды первой величины. Но это не значит, что они имеют одинаковую яркость. На самом деле одни из них несколько ярче 1-й величины, другие несколько слабее и только одна из них - звезда в точности 1-й величины. Такое же положение и со звёздами 2-й, 3-й и последующих величин. Поэтому для более точного обозначения яркости той или иной звезды используют дробные величи́ны . Так, например, те звёзды, которые по своей яркости находятся посредине между звёздами 1-й и 2-й звёздных величин, считают принадлежащими к 1,5-й звёздной величине. Есть звёзды, имеющие звёздные величи́ны 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 и т.д. На небе видно несколько особенно ярких звёзд, которые по своему блеску превышают блеск звёзд 1-й звёздной величины. Для этих звёзд ввели нулевую и отрицательные звёздные величи́ны . Так, например, самая яркая звезда северного полушария неба - Вега - имеет блеск 0,03 (0,04) звёздной величины, а ярчайшая звезда - Сириус - имеет блеск минус 1,47 (1,46) звёздной величины, в южном полушарии ярчайшей звездой является Кано́пус (Кано́пус расположен в созвездии Киль. Видимый блеск звезды минус 0,72, Кано́пус обладает наибольшей светимостью среди всех звёзд в радиусе 700 световых лет от Солнца. Для сравнения, Сириус всего лишь в 22 раза ярче, чем наше Солнце, но он намного ближе к нам, чем Кано́пус. Для очень многих звёзд среди ближайших соседей Солнца Кано́пус является самой яркой звездой на их небосклоне.)

В первые годы столетия, который только что закончился, картина Вселенной будет точно очерчивать, но она далека от завершения. Были некоторые тела с мягкими контурами, называемыми «туманностями», которые на самом деле не понимали, каковы они. По правде говоря, нельзя было даже выяснить, следует ли рассматривать объекты внутри или вне нашей Галактики. Некоторые астрономы также выдвинули сомнение в том, что это было собрание звезд, то есть галактик, а не космических порошков, как думали многие, и как подразумевалось имя, которое они были назначены.

Звёздная величина в современной науке

В середине XIX в. английский астроном Норман По́гсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. По́гсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами составляет 2,5 (например сила свечения звезды третьего класса в 2,5 раза больше, чем у звезды четвёртого класса). По́гсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 к 1 (Разность в 5 звёздных величин соответствует изменению блеска звёзд в 100 раз). Таким образом, разница в плане светимости между каждым классом составляет не 2,5, а 2,512 к 1 .

Один из этих широко распространенных туманов на космических картах обозначался аббревиатурой М 31, но также назывался туманностью Андромеды, потому что он находится в созвездии, носящем это имя. Затем стало ясно, что туманность Андромеды на самом деле была галактикой.

Даже другие туманности оказались агломерированными со звездами, которые появились на еще больших расстояниях, чем галактика Андромеды. Таким образом, Вселенная была заселена большим количеством «островных Вселенных», как и предполагал Кант, и, следовательно, ее размеры также расширялись до расстояний десятков и сотен миллионов световых лет.

Система, разработанная английским астрономом, позволила сохранить существующую шкалу (деление на шесть классов), но придала ей максимальную математическую точность. Сначала ноль-пунктом для системы звёздных величин была выбрана Полярная звезда, её звездная величина в соответствии с системой Птолемея была определена в 2,12. Позже, когда выяснилось, что Полярная звезда является переменной, на роль ноль-пункта были условно определены звёзды с постоянными характеристиками. По мере совершенствования технологий и оборудования учёные смогли определить звёздные величины с большей точностью: до десятых, а позже и до сотых единиц.

Галактики дали несколько сплетен астрономам в 1930-х годах. Сначала они казались все меньше наших; Во-вторых, оценка их расстояний означала, что Вселенной было всего 2 миллиарда лет, жизнь слишком короткая и явно противостояла жизни Земли, которая была оценена строгими методами на 4, 5 миллиардов лет.

Он, воспользовавшись исключительными условиями неба Маунт-Уилсон, где находился новый 100-дюймовый телескоп, из-за затенения соседнего города Лос-Анджелеса, навязанного опасностью японских воздушных вторжений, смог получить фотографии неба отличное качество. На этих фотографиях были также показаны внутренние звезды Галактики Андромеды, те, кто не наблюдал Хаббла.

Связь между видимыми звёздными величинами выражается формулой По́гсона: m 2 -m 1 =-2,5log (E 2 /E 1) .

Количество n звёзд с визуальной звездной величиной свыше L

L	n	L	n	L	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Относительная и абсолютная звёздная величина

Звёздная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп (фото́метрами), указывает, какое количество света от звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. Другими словами, тот факт, что звёзды различаются по блеску, ещё не дает полной информации о звезде. Очень яркая звезда может иметь большую светимость, а находиться очень далеко и потому иметь очень большую звёздную величину. Для сравнения яркости звёзд независимо от их расстояния до Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина» . Для определения абсолютной звездной величины необходимо знать расстояние до звезды. Абсолютная звездная величина М характеризует блеск звезды на расстоянии в 10 парсек от наблюдателя. (1 парсек = 3,26 светового года.). Связь абсолютной звездной величины М, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках: M = m + 5 – 5 lg R.

Таким образом, Бааде мог заметить, что звезды, расположенные внутри Галактики Андромеды, сильно отличались от внешних. Первые были красными, а внешние - синими; Кроме того, синие гиганты пригородов оказались в 100 раз ярче красных гигантов галактического центра.

Используя то, что считалось гигантским инструментом наблюдения за небом, можно было обнаружить, что существуют галактики разной структуры, но их можно проследить только до двух основных типов: эллиптических галактик и спиральных галактик. С другой стороны, если абсолютная величина была неправильной, это должно было быть рассчитано исходя из этого расстояния.

Для сравнительно близких звёзд, удалённых на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется по параллаксу способом, известным уже двести лет. При этом измеряют ничтожно малые угловые смещения звёзд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Параллаксы даже самых близких звёзд меньше 1" . С понятием параллакса связано название одной из основных единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равен 1" .

Вывод всего этого заключался в том, что галактика, в которой располагалась цефеид, должна была быть далеко, чем расчеты. Короче говоря, Вселенная внезапно удвоила свои измерения, и проблемы, связанные с ошибочной оценкой космических расстояний, были решены: наша не была самой большой галактикой всех, а возраст Вселенной стал намного больше, чем тот, который был получен из предыдущих расчетов и поэтому идеально совместим с возрастом нашей Земли. Сегодня мы знаем, что Вселенная на миллион триллионов раз больше нашей Галактики.

Однако, удвоив расстояния галактик, проблема размера Вселенной не была решена. На какое расстояние вы могли бы наблюдать галактики? Каковы были реальные границы Вселенной? Наблюдения с современными телескопами показали, что галактики склонны объединяться в группы, как и звезды. В иерархическом масштабе мы видели, что группа звезд образует галактику; теперь можно сказать, что группа галактик образует скопление галактик. Например, наша Галактика является частью так называемой локальной группы, которая состоит из около двадцати галактик, которые включают Андромеду и два Магеллановых Облака.

Уважаемые посетители!

У вас отключена работа JavaScript . Включите пожалуйста скрипты в браузере, и вам откроется полный функционал сайта!

Звездная величина

Безразмерная физическая величина, характеризующая , создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя. Субъективно ее значение воспринимается как (у ) или (у ). 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 оптических звезд, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: , . Шкала звездных величин логарифмическая, как и шкала децибеллов. В шкале звездных величин разность на 5 единиц соответствует 100-кратному различию в потоках света от измеряемого и эталонного источников. Таким образом, разность на 1 звездную величину соответствует отношению потоков света в 100 1/5 = 2.512 раза. Обозначают звездную величину латинской буквой "m" (от лат. magnitudo, величина) в виде верхнего курсивного индекса справа от числа. Направление шкалы звездных величин обратное, т.е. чем больше значение, тем слабее блеск объекта. Например, звезда 2-й звездной величины (2 m ) в 2.512 раза ярче звезды 3-й величины (3 m ) и в 2.512 x 2.512 = 6.310 раза ярче звезды 4-й величины (4 m ).

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. Шкала видимых величин ведет начало от звездного каталога Гиппарха (до 161 ок. 126 до н.э.), в котором все видимые глазом звезды впервые были разбиты на 6 классов по яркости. У звезд Ковша Б.Медведицы блеск около 2 m , у Веги около 0 m . У особо ярких светил значение звездной величины отрицательно: у Сириуса около -1.5 m (т.е. поток света от него в 4 раза больше, чем от Веги), а блеск Венеры в некоторые моменты почти достигает -5 m (т.е. поток света почти в 100 раз больше, чем от Веги). Подчеркнем, что видимая звездная величина может быть измерена как невооруженным глазом, так и с помощью телескопа; как в визуальном диапазоне спектра, так и в других (фотографическом, УФ-, ИК-). В данном случае "видимая" (англ. apparent) означает "наблюдаемая", "кажущаяся" и не имеет отношения конкретно к человеческому глазу (см.: ).

Даже кластеры галактик организованы в более высокие единицы. На самом деле наблюдались галактики. Например, наша местная группа будет частью супердума Девы. Помимо этого размера, скорее всего, вы не поедете. Последние наблюдения показали, что галактики будут располагаться в замкнутых зонах, которые ограничивают большие пустые районы. Другими словами, Вселенная имеет структуру губки.

Отсюда следует, что Вселенная бесконечна? Фактически существует ограничение, налагаемое временем, а не пространством. Прежде чем мы поговорим об этом, мы попытаемся выяснить, как астрономы сделали расстояния более дальних галактик, что метод цефеид больше не применим для простого факта, что в отдаленных галактиках уже невозможно отличить одиночные звезды. Дальнейшие галактики появляются как туманные облака и ничего больше.

Абсолютная звездная величина (М) указывает, какую видимую звездную величину имело бы светило в том случае, если бы расстояние до него составляло 10 и отсутствовало бы . Таким отразом, абсолютная звездная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать истинные светимости небесных объектов (в заданном диапазоне спектра).

Метод, который позволил бы определить расстояния дальних объектов Вселенной, родился чуть больше века назад, когда была определена новая методика исследования небесных тел на основе детального анализа света. Этот метод называется «оптической спектроскопией» и заключается в пропускании света через призму стекла, чтобы он мог быть разделен на элементарные компоненты.

Уже со времен Ньютона мы знали, что свет Солнца, который кажется нам «белым», на самом деле состоит из набора из семи цветов от красного до фиолетового. Эти цвета проявлялись, когда свет стекла проходил сквозь стеклянную призму. Наложенные этим непрерывным спектром цветов были тысячи темных линий, которые возникали, когда свет, прежде чем пересекать прозрачную призму, был вынужден пройти через плотную щель. Линии были впервые обнаружены немецким физиком Джозефом Фраунгофером, но ни один из них в то время не мог объяснить.

Что касается спектральных диапазонов, то существует множество систем звездных величин, различающихся выбором конкретного диапазона измерения. При наблюдении глазом (невооруженным или через телескоп) измеряется визуальная звездная величина (m v ). По изображению звезды на обычной фотопластинке, полученному без дополнительных светофильтров, измеряется фотографическая звездная величина (m P). Поскольку фотоэмульсия чувствительна к синим лучам и нечувствительна к красным, на фотопластинке более яркими (чем это кажется глазу) получаются голубые звезды. Однако и с помощью фотопластинки, используя ортохроматическую и желтый , получают так называемую фотовизуальную шкалу звездных величин (m Pv ), которая практически совпадает с визуальной. Сопоставляя яркости источника, измеренные в различных диапазонах спектра, можно узнать его цвет, оценить температуру поверхности (если это звезда) или (если планета), определить степень межзвездного поглощения света и другие важные характеристики. Поэтому разработаны стандартные , в основном определяемых подбором светофильтров. Наиболее популярна трехцветная : ультрафиолетовый (Ultraviolet), синий (Blue) и желтый (Visual). При этом желтый диапазон очень близок к фотовизуальному (B m Pv ), а синий - к фотографическому (B m P).

Решением загадки является Густав Роберт Кирхгофф и Роберт Вильгельм Бунсен, которые поняли, что черные линии - это не более, чем след, оставленный на спектре химическими элементами, присутствующими на Солнце. Эти линии - не что иное, как след, оставленный отдельными химическими элементами, своего рода «отпечаток пальца», характерный для каждого элемента.

И наоборот, если холодный газ пересекает свет, создаваемый раскаленным добела, на сплошном спектре цветов будет образовываться серия черных рядов точно в том же положении, что и светлые линии, излучаемые тем же раскаленным газом. И как можно получить спектр Солнца, таким же образом вы можете получить спектр звезд и галактик. Изучение этих спектров дает информацию о химическом составе, температуре и плотности газообразного материала, присутствующего на катетере.

Значения звездных величин в определенных диапазонах ("фильтрах") обычно записывают так: m P = 5; V = 11; U = 7.8 и т.п., не употребляя при цифре верхнего индекса m , поскольку и так ясно, о каких единицах идет речь. Иногда видимую звездную величину в каком-либо фильтре записывают так: m B = 5 или m V = 8. Обычно такую запись используют в формулах, где помимо видимой величины встречается и абсолютная, например: M V = m v + 5 - 5 lg r (пк).

Кроме того, насколько нам известно, определение длины световых волн, соответствующих рядам спектра, приводит к значительным данным о движении звезд и галактик. Было замечено, что спектральные ряды звезд и галактик никогда не были помещены в занятое положение, в лабораторные наблюдения, теми же химическими элементами, но, по-видимому, сдвинуты или со стороны фиолетовой или красной части.

Почти все астрономы сегодня согласны с тем, что смещение спектра светового спектра обусловлено эффектом Допплера. Мы все испытали эффект Допплера. Когда, например, сирена, объясняющая подходы, мы замечаем, что тон становится все более острой, а затем, после того как он прошел мимо нас и уходит, он становится серьезным. Более острый шум возникает короткими волнами, в то время как сильный шум возникает длинными волнами; следовательно, звук источника звука, который приближается, а затем удаляет изменения в тоне, потому что он изменяет длину волны, которая ее производит.

Кроме спектрально-чувствительных приемников существуют - интегральные приемники излучения. Поток излучения, просуммированный по всем диапазонам спектра, дает болометрическую звездную величину (m b или m bol) и позволяет (если известно расстояние до источника и степень ) вычислить объекта.

Звездная величина в астрономии. Звёздная величина