(обозначается m — от англ. M agnitude) — безразмерная величина, характеризующая блеск небесного тела (количество света, поступающего от него) с точки зрения земного наблюдателя. Чем ярче объект, тем меньше его видимая звездная величина.
Слово «видимая» в названии означает лишь то, что звездная величина наблюдается с Земли, и используется для того, чтобы отличать ее от абсолютной звездной величины. Это название относится не только видимого света. Величина, которая воспринимается человеческим глазом (или другим приемником с такой же спектральной чувствительностью), называется визуальной.
Звездная величина обозначается маленькой буквой m в виде верхнего индекса до числового значения. Например, 2 m означает вторую звездную величину.
История
Понятие звездной величины ввел древнегреческий астроном Гиппарх во II веке до нашей эры. Он распределил все доступные невооруженному глазу звезды на шесть величин: яркие он назвал звездами первой величины, найтьмяниши — шестой. Для промежуточных величин считалось, что, скажем, звезды третьей величины, столь же тусклее звезды второй, насколько они ярче звезды четвертой. Этот способ измерения блеска получил распространение благодаря «Альмагесту» — звездном каталога Клавдия Птолемея.
Такая классификационная шкала почти без изменений применялась до середины 19 века. Первым, кто отнесся к звездной величины как в количественной, а не качественной характеристики, был Фридрих Аргеландер. Именно он начал уверенно применять десятичные доли звездных величин.
1856 Норман Погсон формализовал шкалу звездных величин, установив, что звезда первой величины ровно в 100 раз ярче звезду шестой величины. Поскольку в соответствии с закон Вебера — Фехнера изменение освещенности в одинаковое количество раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину, то разница в одну звездную величину соответствует изменению интенсивности света в ≈ 2,512 раз. Это иррациональное число, которое называют числом Погсон.
Итак, шкала звездных величин является логарифмической: разница звездных величин двух объектов определяется уравнением:
, , — Звездные величины объектов, , — Освещенности, создаваемые ими.Эта формула дает возможность определить лишь разницу звездных величин, но не сами величины. Чтобы с ее помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт — освещенность, которой соответствует нулевая звездная величина (0 m). Сначала Погсон применял как эталон Полярную звезду, положив, что она имеет ровно второй величины. После того, как выяснилось, что Полярная является переменной звездой, шкалу начали привязывать к Веге (которой приписывали нулевую величину), а затем (когда в Веги тоже заподозрили изменчивость) нуль-пункт шкалы переопределили с помощью нескольких других звезд. Впрочем, для визуальных наблюдений Вега может служить эталоном нулевой звездной величины и дальше, поскольку ее звездная величина в видимом свете равен 0,03 m, что на глаз не отличается от нуля.
Современная шкала звездных величин не ограничивается шестью величинами или только видимым светом. Звездная величина очень ярких объектов является отрицательной. Например, Сириус, самая яркая звезда ночного неба, имеет видимую звездную величину -1,47 m. Современная техника позволяет также измерить блеск Луны и Солнца: полная Луна имеет видимую звездную величину -12,6 m, а Солнце -26,8 m. Орбитальный телескоп "Хаббл" может наблюдать звезды до 31,5 m в видимом диапазоне.
Спектральная зависимость
Звездная величина зависит от спектрального диапазона, в котором осуществляется наблюдение, так как световой поток от любого объекта в различных диапазонах разный.
- Болометрическая звездная величина показывает полную мощность излучения объекта, то есть суммарный поток во всех спектральных диапазонах. Измеряется болометра.
Наиболее распространенная фотометрическая система — система UBV — имеет 3 полосы (спектральные диапазоны, в которых осуществляются измерения). Соответственно, там существуют:
- ультрафиолетовая звездная величина (U) — определяется в ультрафиолетовом диапазоне;
- «Синяя» звездная величина (B) — определяется в синем диапазоне;
- визуальная звездная величина (V) — определяется в видимом диапазоне; кривая спектральной чувствительности выбрана так, чтобы лучше соответствовать человеческому зрению. Глаз наиболее чувствителен к желто-зеленого света с длиной волны около 555 нм.
Разница (U-B или B-V) между звездными величинами одного и того же объекта в разных полосах показывает его цвет и называется показателем цвета. Чем больше показатель цвета, тем краснее объект.
Есть и другие фотометрические системы, в каждой из которых есть различные полосы и, соответственно, можно измерить различные величины. Например, в старой фотографической системе использовались следующие величины:
- фотовизуальными звездная величина (m pv) — мера зчорнення изображение объекта на фотопластинке с оранжевым светофильтром;
- фотографическая звездная величина (m pg) — измеряется на обычной фотопластинке, что чувствительна к синему и ультрафиолетового диапазонов спектра.
Видимые звездные величины некоторых объектов
| Объект | m |
|---|---|
| Солнце | -26,73 |
| Полнолуние | -12,92 |
| Вспышка Иридиуму (максимум) | -9,50 |
| Венера (максимум) | -4,89 |
| Венера (минимум) | -3,50 |
| Юпитер (максимум) | -2,94 |
| Марс (максимум) | -2,91 |
| Меркурий (максимум) | -2,45 |
| Юпитер (минимум) | -1,61 |
| Сириус (самая яркая звезда неба) | -1,47 |
| Канопус (2-я по яркости звезда неба) | -0,72 |
| Сатурн (максимум) | -0,49 |
| Альфа Центавра совокупная яркость А, В | -0,27 |
| Арктур (3-я по яркости звезда неба) | 0,05 |
| Альфа Центавра А (4-я по яркости звезда неба) | -0,01 |
| Вега (5-я по яркости звезда неба) | 0,03 |
| Сатурн (минимум) | 1,47 |
| Марс (минимум) | 1,84 |
| SN 1987A — сверхновая звезда 1987 году в Большом Магеллановом Облаке | 3,03 |
| Туманность Андромеды | 3,44 |
| Слабые звезды, которые видны в мегаполисах | 3 … + 4 |
| Ганимед — спутник Юпитера, самый большой спутник Солнечной системы (максимум) | 4,38 |
| 4 Веста (яркий астероид), в максимуме | 5,14 |
| Уран (максимум) | 5,32 |
| Галактика Треугольника (М33), видимая невооруженным глазом при хорошем небе | 5,72 |
| Меркурий (минимум) | 5,75 |
| Уран (минимум) | 5,95 |
| Найтьмяниши звезды, видимые невооруженным глазом в сельской местности | 6,50 |
| Церера (максимум) | 6,73 |
| NGC 3031 (М81), видимая невооруженным глазом при идеальном небе | 6,90 |
| Найтьмяниши звезды, видимые невооруженным глазом на идеальном небе (Обсерватория Мауна-Кеа, пустыня Атакама) | 7,72 |
| Нептун (максимум) | 7,78 |
| Нептун (минимум) | 8,01 |
| Титан — спутник Сатурна, 2-й по величине спутник Солнечной системы (максимум) | 8,10 |
| Проксима Центавра | 11,10 |
| Самый яркий квазар | 12,60 |
| Плутон (максимум) | 13,65 |
| Макемаке в оппозиции | 16,80 |
| Хаумеа в оппозиции | 17,27 |
| Эрида в оппозиции | 18,70 |
| Слабые звезды, видимые на снимке CCD-детектора на 24 "телескопе при выдержке в 30 мин | 22 |
| Найтьмяниший объект, доступный на 8-метровом наземном телескопе | 27 |
| Найтьмяниший объект, доступный на орбитальном телескопе «Хаббл» | 31,5 |
| Найтьмяниший объект, который будет доступен на 42-метровом наземном телескопе | 36 |
| Найтьмяниший объект, который будет доступен на орбитальном телескопе OWL (запуск планируется 2020 года) | 38 |
Каждая из этих звезд имеет определенную величину, позволяющую их увидеть
Звездная величина - числовая безразмерная величина, характеризирующая яркость звезды или другого космического тела по отношению к видимой площади. Другими словами, эта величина отображает количество электромагнитных волн, телом, которые регистрируются наблюдателем. Поэтому данная величина зависит от характеристик наблюдаемого объекта и расстояния от наблюдателя до него. Термин охватывает лишь видимый, инфракрасный и ультрафиолетовый спектры электромагнитного излучения.
По отношению к точечным источникам света используют также термин «блеск», а к протяженным – «яркость».
Древнегреческий ученый , который жил на территории Турции во II веке до н. э., считается одним из влиятельнейших астрономов античности. Он составил объемный , 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 (1 m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6 m).
Эталон звездной величины
За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск , самой яркой точки в . 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 10 6 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 равна 2 m . Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0 m) 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, (-1.5 m). 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 составляет −12,7 m .
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 (32,62 ) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.
Абсолютная звездная величина для космических объектов в 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 , 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 , которые более чувствительны к высокочастотной части видимого света, и на изображении звезды получаются голубыми. Такая звездная величина называется «фотографической», m Pv . Чтобы получилось значение близкое к визуальному («фотовизуальное», m P), 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 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 (m b). С ее помощью, зная расстояние и степень межзвездного поглощения, астрономы вычисляют светимость космического тела.
Звездные величины некоторых объектов
- Солнце = −26,7 m
- Полная Луна = −12,7 m
- 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.
Звезды являются самым распространенным типом небесных тел во Вселенной. Звезд до 6-й звездной величины насчитывается около 6000, до 11-й звездной величины примерно миллион, а до 21-й звездной величины их на всем небе около 2 млрд.
Все они, как и Солнце, являются горячими самосветящимися газовыми шарами, в недрах которых выделяется огромная энергия. Однако звезды даже в самые сильные телескопы видны как светящиеся точки, так как они находятся очень далеко от нас.
1. Годичный параллакс и расстояния до звезд
Радиус Земли оказывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звезд и для определения расстояний до них. Еще во времена Коперника было ясно, что если Земля действительно обращается вокруг Солнца, то видимые положения звезд на небе должны меняться. За полгода Земля перемещается на величину диаметра своей орбиты. Направления на звезду с противоположных точек этой орбиты должны различаться. Иначе говоря, у звезд должен быть заметен годичный параллакс (рис. 72).
Годичным параллаксом звезды ρ называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), если она перпендикулярна лучу зрения.
Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее параллакс. Параллактическое смещение положения звезды на небе в течение года происходит по маленькому эллипсу или кругу, если звезда находится в полюсе эклиптики (см. рис. 72).
Коперник пытался, но не смог обнаружить параллакс звезд. Он правильно утверждал, что звезды слишком далеки от Земли, чтобы существовавшими тогда приборами можно было заметить их параллактическое смещение.
Впервые надежное измерение годичного параллакса звезды Веги удалось осуществить в 1837 г. русскому академику В. Я. Струве. Почти одновременно с ним в других странах определили параллаксы еще у двух звезд, одной из которых была α Центавра. Эта звезда, которая в СССР не видна, оказалась ближайшей к нам, ее годичный параллакс ρ= 0,75". Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Неудивительно, что так долго не могли заметить у звезд столь малые угловые смещения.
Расстояние до звезды 
где а - большая полуось земной орбиты. При малых углах 
если р выражено в секундах дуги. Тогда, приняв а = 1 а. е., получим:
Расстояние до ближайшей звезды α Центавра D=206 265" : 0,75" = 270 000 а. е. Свет проходит это расстояние за 4 года, тогда как от Солнца до Земли он идет только 8 мин, а от Луны около 1 с.
Расстояние, которое свет проходит в течение года, называется световым годом . Эта единица используется для измерения расстояния наряду с парсеком (пк).
Парсек - расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1".
Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние до звезды α Центавра равно 0,75" (3/4"), или 4/3 пк.
1 парсек = 3,26 светового года = 206 265 а. е. = 3*10 13 км.
В настоящее время измерение годичного параллакса является основным способом при определении расстояний до звезд. Параллаксы измерены уже для очень многих звезд.
Измерением годичного параллакса можно надежно установить расстояние до звезд, находящихся не далее 100 пк, или 300 световых лет.
Почему не удается точно измерить годичный параллакс более o далеких звезд?
Расстояние до более далеких звезд в настоящее время определяют другими методами (см. §25.1).
2. Видимая и абсолютная звездная величина
Светимость звезд. После того как астрономы получили возможность определять расстояния до звезд, было установлено, что звезды отличаются по видимой яркости не только из-за различия расстояния до них, но и вследствие различия их светимости .
Светимостью звезды L называется мощность излучения световой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солнцем.
Если две звезды имеют одинаковую светимость, то звезда, которая находится дальше от нас, имеет меньшую видимую яркость. Сравнивать звезды по светимости можно лишь в том случае, если рассчитать их видимую яркость (звездную величину) для одного и того же стандартного расстояния. Таким расстоянием в астрономии принято считать 10 пк.
Видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на стандартном расстоянии D 0 =10 пк, получила название абсолютной звездной величины М.
Рассмотрим количественное соотношение видимой и абсолютной звездных величин звезды при известном расстоянии D до нее (или ее параллаксе р). Вспомним сначала, что разность в 5 звездных величин соответствует различию яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разность видимых звездных величин двух источников равна единице, когда один из них ярче другого ровно в раз (эта величина примерно равна 2,512). Чем ярче источник, тем его видимая звездная величина считается меньшей. В общем случае отношение видимой яркости двух любых звезд I 1:I 2 связано с разностью их видимых звездных величин m 1 и m 2 простым соотношением:
Пусть m - видимая звездная величина звезды, находящейся на расстоянии D. Если бы она наблюдалась с расстояния D 0 = 10 пк, ее видимая звездная величина m 0 по определению была бы равна абсолютной звездной величине М. Тогда ее кажущаяся яркость изменилась бы в
В то же время известно, что кажущаяся яркость звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее. Поэтому
(2)
Следовательно,
(3)
Логарифмируя это выражение, находим:
(4)
где р выражено в секундах дуги.
Эти формулы дают абсолютную звездную величину М по известной видимой звездной величине m при реальном расстоянии до звезды D. Наше Солнце с расстояния 10 пк выглядело бы примерно как звезда 5-й видимой звездной величины, т. е. для Солнца М ≈5.
Зная абсолютную звездную величину М какой-нибудь звезды, легко вычислить ее светимость L. Принимая светимость Солнца L =1, по определению светимости можно записать, что
Величины М и L в разных единицах выражают мощность излучения звезды.
Исследование звезд показывает, что по светимости они могут отличаться в десятки миллиардов раз. В звездных величинах это различие достигает 26 единиц.
Абсолютные величины звезд очень высокой светимости отрицательны и достигают М =-9. Такие звезды называются гигантами и сверхгигантами. Излучение звезды S Золотой Рыбы мощнее излучения нашего Солнца в 500 000 раз, ее светимость L=500 000, наименьшую мощность излучения имеют карлики с М=+17 (L=0,000013).
Чтобы понять причины значительных различий в светимости звезд, необходимо рассмотреть и другие их характеристики, которые можно определить на основе анализа излучения.
3. Цвет, спектры и температура звезд
Во время наблюдений вы обратили внимание на то, что звезды имеют различный цвет, хорошо заметный у наиболее ярких из них. Цвет нагреваемого тела, в том числе и звезды, зависит от его температуры. Это дает возможность определить температуру звезд по распределению энергии в их непрерывном спектре.
Цвет и спектр звезд связаны с их температурой. В сравнительно холодных звездах преобладает излучение в красной области спектра, отчего они и имеют красноватый цвет. Температура красных звезд низкая. Она растет последовательно при переходе от красных звезд к оранжевым, затем к желтым, желтоватым, белым и голубоватым. Спектры звезд крайне разнообразны. Они разделены на классы, обозначаемые латинскими буквами и цифрами (см. задний форзац). В спектрах холодных красных звезд класса М с температурой около 3000 К видны полосы поглощения простейших двухатомных молекул, чаще всего оксида титана. В спектрах других красных звезд преобладают оксиды углерода или циркония. Красные звезды первой величины класса М - Антарес , Бетельгейзе .
В спектрах желтых звезд класса G , к которым относится и Солнце (с температурой 6000 К на поверхности), преобладают тонкие линии металлов: железа, кальция, натрия и др. Звездой типа Солнца по спектру, цвету и температуре является яркая Капелла в созвездии Возничего.
В спектрах белых звезд класса А , как Сириус, Вега и Денеб, наиболее сильны линии водорода. Есть много слабых линий ионизованных металлов. Температура таких звезд около 10 000 К.
В спектрах наиболее горячих, голубоватых звезд с температурой около 30 000 К видны линии нейтрального и ионизованного гелия.
Температуры большинства звезд заключены в пределах от 3000 до 30 000 К. У немногих звезд встречается температура около 100 000 К.
Таким образом, спектры звезд очень сильно отличаются друг от друга и по ним можно определить химический состав и температуру атмосфер звезд. Изучение спектров показало, что в атмосферах всех звезд преобладающими являются водород и гелий.
Различия звездных спектров объясняются не столько разнообразием их химического состава, сколько различием температуры и других физических условий в звездных атмосферах. При высокой температуре происходит разрушение молекул на атомы. При еще более высокой температуре разрушаются менее прочные атомы, они превращаются в ионы, теряя электроны. Ионизованные атомы многих химических элементов, как и нейтральные атомы, излучают и поглощают энергию определенных длин волн. Путем сравнения интенсивности линий поглощения атомов и ионов одного и того же химического элемента теоретически определяют их относительное количество. Оно является функцией температуры. Так, по темным линиям спектров звезд можно определить температуру их атмосфер.
У звезд одинаковой температуры и цвета, но разной светимости спектры в общем одинаковы, однако можно заметить различия в относительных интенсивностях некоторых линий. Это происходит от того, что при одинаковой температуре давление в их атмосферах различно. Например, в атмосферах звезд-гигантов давление меньше, они разреженнее. Если выразить эту зависимость графически, то по интенсивности линий можно найти абсолютную величину звезды, а далее по формуле (4) определить расстояние до нее.
Пример решения задачи
Задача. Какова светимость звезды ζ Скорпиона, если ее видимая звездная величина 3, а расстояние до нее 7500св. лет?
Упражнение 20
1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран? Солнце ярче, чем Сириус?
2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звездных величин?
3. Параллакс Веги 0,11". Сколько времени свет от нее идет до Земли?
4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе?
5. Во сколько раз звезда 3,4 звездной величины слабее, чем Сириус, имеющий видимую звездную величину -1,6? Чему равны абсолютные величины этих звезд, если расстояние до обеих составляет 3 пк?
6. Назовите цвет каждой из звезд приложения IV по их спектральному классу.
(из Википедии)Звёздная величина - числовая характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, показывающая, сколько света приходит от него в точку, где находится наблюдатель.
Видимая (визуальная)
Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно соответствовало величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами.
Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот.
В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:
Где I — световой поток от объекта, C — постоянная.
Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0 m ) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 10 6 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0 m за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10 −6 люкс.
Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше , чем звезда ярче , то в формуле присутствует знак минус.
Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:
- Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
- Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 10 1/2,5 =2,512 раза.
В наши дни видимая звёздная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.
Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)
- Визуальная звёздная величина (V или m v ) определяется спектром чувствительности человеческого глаза (видимый свет), имеющего максимум чувствительности при длине волны 555 нм. или фотографически с оранжевым фильтром.
- Фотографическая или «синяя» звёздная величина (B или m p ) определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.
- Ультрафиолетовая звёздная величина (U ) имеет максимум в ультрафиолете при длине волны около 350 нм.
Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах U−B и B−V являются интегральными показателями цвета объекта, чем они больше, тем более красным является объект.
- Болометрическая звёздная величина соответствует полной мощности излучения звезды, т. е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Для её измерения применяется специальное устройство — болометр.
абсолютная
Абсолютная звёздная величина (M ) определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7. Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:
где d
0
= 10 пк ≈ 32,616 световых лет.
Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле 
Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением: 
где и — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.
Звёздные величины некоторых объектов
| Объект | m |
| Солнце | −26,7 |
| Луна в полнолуние | −12,7 |
| Вспышка Иридиума (максимум) | −9,5 |
| Сверхновая 1054 года (максимум) | −6,0 |
| Венера (максимум) | −4,4 |
| Земля (глядя с Солнца) | −3,84 |
| Марс (максимум) | −3,0 |
| Юпитер (максимум) | −2,8 |
| Международная космическая станция (максимум) | −2 |
| Меркурий (максимум) | −1,9 |
| Галактика Андромеды | +3,4 |
| Проксима Центавра | +11,1 |
| Самый яркий квазар | +12,6 |
| Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом | От +6 до +7 |
| Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп | +27 |
| Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп Хаббла | +30 |
| 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
Решение задач по теме: «Блеск звезд и звездные величины».
№ 1.Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран? Солнце ярче, чем Сириус?
https://pandia.ru/text/78/246/images/image002_37.gif" width="158" height="2 src=">
I1 / I2 - ? !!! m i –звездная величина.
I3 / I1 - ? Ii - яркость звезды, блеск звезды.
№ 2 Во сколько раз звезда 3,4 звездной величины слабее, чем Сириус, имеющий величину -1,6?
https://pandia.ru/text/78/246/images/image004_26.gif">M1=3, 4 I1/I2= 1/ 2,512 5 =1/100.
M2= - 1, 6 Ответ: Сириус ярче данной звезды в 100
Следующую задачу решите самостоятельно.
№ 3 Во сколько раз Сириус(m 1 = -1, 6)Полярной звезды
(m 2 = + 2, 1)?
Выполните тестовые задания.
Желаем успешного выполнения!!!
Тестовые задания по астрономии. Тема: «Предмет и значение астрономии. Звездное небо. »
1. Астрономия изучает:
а) небесные законы;
б) звезды и другие небесные тела;
в) законы строения, движения и эволюции небесных тел.
2.Физики дали астрономии:
а) инструменты для исследования космоса;
б) формы для вычисления и решения задач;
в) методы изучения Вселенной.
3.Астрономию необходимо знать:
а) для того чтобы ориентироваться по звездам;
б) чтобы сформировать научное мировоззрение;
в) так как интересно узнать, как устроен мир.
4.Объектив телескопа нужен для того, чтобы:
а) собрать свет от небесного объекта и получить его изображение;
б) собрать свет от небесного объекта и увеличить угол зрения, под которым виден объект;
в) получить увеличенное изображение небесного тела.
5.Окуляр телескопа нужен для того, чтобы:
а) получить увеличенное изображение небесного тела;
б) увидеть полученное с помощью объектива изображение небесного тела;
в) увидеть под большим углом полученное с помощью объектива изображение небесного тела.
6.Астрограф отличается от телескопа, предназначенного для визуальных наблюдений:
а) меньшим увеличением;
б) большим увеличением;
в) отсутствием окуляра.
7.Можно ли астрограф, предназначенный для фотографирования в фокусе объектива, характеризовать его увеличением?
а) да, так как у астрографа имеется объектив;
б) нет, так как у астрографа отсутствует окуляр;
в) да, так как важной характеристикой любого телескопа является его увеличение.
8.При наблюдениях редко используют увеличение свыше 500 раз, так как:
а) искажаются изображения из-за атмосферы;
б) искажаются изображения из-за линз;
в) совокупность факторов а) и б).
9.Отличие системы рефрактора от системы рефлектора в том, что:
а) у первого - окуляр против объектива, а у второго – сбоку;
б) в рефлекторе объектив-линза, а у рефрактора - зеркало;
в) в рефракторе объектив-линза, а в рефлекторе - зеркало.
10.Чтобы подробнее рассмотреть удаленные объекты необходимо:
а) увеличить диаметр объектива телескопа;
б) повысить увеличение телескопа;
в) шире использовать наблюдения в радиодиапазоне;
г) в совокупности а) - в);
д) поднять инструменты исследования в космос.
11.Астрономия возникла:
а) из любознательности;
б) чтобы ориентироваться по сторонам горизонта;
в) для предсказания судеб людей и народов;
г) для измерения времени и навигации
12.Продолжите сообщения о звездном небе 1)-4), используя фрагменты А-Г.
1)На окружающий нас мир мы смотрим с Земли, и всегда нам кажется, что над нами простирается сферический купол, усеянный звездами.
2)На звездном небе звезды в течение долгого времени сохраняют относительное расположение. За эту кажущуюся особенность в древности звезды были названы неподвижными.
3)Общее число звезд, видимых человеком невооруженным глазом на всем небе, составляет около 6000, а на одной половине его мы видим примерно 3000 звезд. Звезды различаются блеском, а самые яркие и цветом.
4)Названия многих созвездий сохраняются с глубокой древности. Среди названий созвездий имеются названия предметов, напоминающих фигуры, образованные яркими звездами созвездия.
1.Под блеском звезды понимается освещенность, которую создает свет звезды на Земле. Блеск звезд измеряют в звездных величинах.
2.Отдельные звезды созвездия с XVII в. стали обозначать буквами греческого алфавита : «альфа», «бета», «гамма» и т. д., как правило, в порядке убывания блеска.
3.Именно поэтому и возникло в далекие времена представление о хрустальном своде.
4.Вдействительности все звезды движутся, обладают собственными движениями, но так как они находятся от нас очень далеко, то их годичное смещение на небе составляет лишь доли угловой секунды.
1.Наблюдаемые нами звезды находятся от нас на самых различных расстояниях, значительно превышающих полкилометра
2.Если нужно было обозначить еще какие-либо звезды в созвездии, но не хватало букв греческого алфавита, то для следующих звезд использовали буквы латинского алфавита, а затем порядковые номера.
3.Сейчас под созвездием понимается определенная область неба с видимыми звездами, границы созвездий строго определены.
4.Блеск звезд 1-й звездной величины в 2,512 раза больше блеска звезд второй звездной величины в 2,512 раза больше блеска звезд 3-й звездной величины и т. д.
1.Так как звезды сохраняют относительное расположение, то уже в древности люди использовали их в качестве ориентиров, в связи, с чем выделили на небе характерные сочетания звезд и назвали их созвездиями.
2.В древности все звезды по блеску были разделены на шесть групп: самые яркие отнесли к звездам первой величины, самые слабые - к звездам шестой величины.
3.Поэтому звезда «альфа» для большинства созвездий является самой яркой звездой этого созвездия.
4.В действительности никакого свода нет, а впечатление о небе в форме сферы объясняется особенностями нашего глаза не улавливать разницы в расстояниях, эти расстояния превосходят 0,5км.
1.Наиболее ярким или чем-либо примечательным звездам, кроме буквенного обозначения, даны собственные имена (обычно арабские, греческие и римские). Так, звезда «альфа» из созвездия Большого Пса называется Сириус, «альфа» из созвездия Лиры – Вега, «тета» Большой Медведицы – Алькор и т. д.
2.С помощью звездной величины можно выражать блеск любого светила, причем небесные тела более яркие, чем звезды первой величины, имеют нулевую или отрицательную звездную величину. Блеск небесных объектов, не наблюдаемых невооруженным глазом, выражается звездными величинами, большими шести.
3.На всем небе отмечено 88 созвездий, которые полностью занимают звездное небо.
4.Поэтому нам кажется, что все звезды и другие небесные объекты расположены на одинаковых расстояниях, т. е. как бы на поверхности некоторой сферы в центре которой всегда находится наблюдатель.
13.Продолжите утверждения 1.-4, используя фрагменты:
1).Астрономия-наука о небесных телах. Современная астрономия изучает движение, строение, взаимную связь, образование и развитие небесных тел и их систем …
2).Астрономия - древнейшая наука на Земле. Возникла астрономия из практических потребностей человека …
3). И в наше время астрономия решает ряд практических задач
4)Развитие астрономии способствует прогрессу в физике, математике, химии и технике …
5). Исключительное значение имеет астрономия для формирования научного мировоззрения. Наблюдения звездного неба, движение Солнца, Луны и других небесных тел без научных знаний может привести(и в действительности приводило) к неправильным взглядам на устройство окружающего мира и к всевозможным суевериям …
А. К числу таких задач относится точное время, вычисление и составление календаря, определение географических координат на Земле.
Б. . В качестве примера достаточно указать на достижения в области ракетной техники, создание искусственных спутников и космических кораблей. Эти достижения, в свою, вызвали бурное развитие радиоэлектроники. Это практическое значение астрономии.
В . Астрономия, изучая физическую природу небесных тел, выявляя действительные законы строения и движения их и их систем, утверждает единство мира, доказывая, что мир материален, что все процессы во Вселенной протекают как результат естественного развития без вмешательства каких бы то ни было сверхъестественных сил. На огромном фактическом материале об окружающем нас мире астрономия утверждает научное мировоззрение.
Г. В результате мы получаем представление о строении и развитии доступной нашим наблюдениям части Вселенной.
Д. Там, где нет явно выраженной смены времен года(например, в Египте), только по наблюдению за звездным небом можно было установить, когда начинать посев; у скотоводов и мореходов возникла потребность в ориентировке и в пустыне и на море –это тоже заставило наблюдать за движением небесных тел; развитие общества вызвало к жизни календарь.
Запишите домашнее задание:
1) Задача: Какая звезда ярче-звезда 2 m или звезда 5 m?
(2 m –звезда второй звездной величины, …)
2) ??? : а) Как Вы думаете, можно ли долететь до какого - нибудь созвездия?
б) Сколько времени идет до нас свет от Сириуса (расстояние 8,1*1016 м)?
литература:
1. «Астрономия-11», Москва, «Просвещение», 1994, параграфы 1, 2.
2., «Астрономия-11»,Москва, «Просвещение», 1993 ,параграфы 1, 2 (2.1), 13.
Проверьте правильность выполнения заданий:
№3.Ответ: Сириус ярче Полярной звезды в 30 раз.
Коды ответов на тестовые задания:
1-В 6-В 11-Г 13:
2-В 7-Б 12: 1-Г
3-Б 8-В 1)А3-В4-Б1-Г4. 2-Д
4-Б 9-В 2)А4-В1-Б3-Г3. 3-А
5-Б 10-Г 3)А1-В2-Б4-Г2. 4-Б
4)А2-В3-Б2-Г1. 5-В.
Устали? Отдохните! Посмотрите!
Как прекрасен этот мир!
ДО СВИДАНИЯ!!!
Ответы домашнего задания:
1) звезда 2 m ярче звезды 5m в 2,512 3 раз.
2) Созвездие-это условно определенный участок неба, в пределах которого оказались светила, находящиеся от нас на разных расстояниях. Поэтому выражение «долететь до созвездия» лишено смысла.
