Видима зоряна величина — це безрозмірна астрономічна величина, яка характеризує видимий блиск чи яскравість небесного тіла з погляду земного спостерігача. Чим яскравіший об'єкт, тим менше числове

Видима зоряна величина — це безрозмірна астрономічна величина, яка характеризує видимий блиск чи яскравість небесного тіла з погляду земного спостерігача. Чим яскравіший об'єкт, тим менше числове значення його зоряної величини. Тому зоряні величини зростають у напрямку до від'ємних значень.

Поняття зоряної величини було започатковано ще античними астрономами, які розподіляли всі доступні неозброєному оку об'єкти неба на шість величин. Найяскравіші зірки відносили до першої величини, найтьмяніші до шостої. Вважалося, що зірки якоїсь величини вдвічі яскравіші ніж зірки наступної величини. Цей спосіб виміру яскравості набув поширення завдяки «Альмагесту» — зоряному каталогу Клавдія Птолемея, а його автором вважається Гіппарх.

Шкала зоряних величин є логарифмічною через те, що зміна яскравості в однакове число разів сприймається оком як однакова (фізіологічний закон Вебера-Фехнера).

1856 року Норман Погсон формалізував шкалу зоряних величин, встановивши, що зірка першої величини рівно у 100 разів яскравіша за зірку шостої величини і, таким чином, яскравіша за зірку другої величини приблизно в 2,512 раза. Корінь п'ятого степеня зі 100 — ірраціональне число, що приблизно дорівнює 2,512, зветься коефіцієнтом Погсона.

Таким чином, зоряну величину можна виразити через таке рівняння:

,

де I — світловий потік, а С — константа, яка залежить від вибору базової точки шкали.

Спочатку Погсон використовував Полярну зірку як базу своєї шкали, поклавши, що вона має точно другу зоряну величину. Однак потім було з'ясовано, що Полярна є змінною, і шкалу почали прив'язувати до Веги (зоряну величину якої вважали за нуль), а потім (коли з'сувалося, що Вега теж змінна типу δ Щита) перейшли до користування табличною базовою точкою, заснованою на виміряному значенні світлового потоку.

Зоряна величина в наукових текстах позначається на зразок 2^m (літера m походить від англ. magnitude).

Сучасна шкала вже не обмежується шістьма зоряними величинами чи тільки видимим світлом. Дуже яскраві об'єкти можуть мати від'ємну зоряну величину. Наприклад, Сіріус, найяскравіша зірка небесної сфери, має зоряну величину −1,47^m[1]. Сучасна шкала дозволяє також одержати значення для Місяця і Сонця: повний місяць має зоряну величину −12,6^m, а Сонце −26,8^m. Орбітальний телескоп «Хаббл» може спостерігати зірки до 31.5^m в видимому діапазоні.

Абсолютна зоряна величина (M) — це видима зоряна величина (у відповідному діапазоні хвиль), яку мав би астрономічний об'єкт, розташований на стандартній відстані 10 парсеків від спостерігача (за відсутності поглинання світла)^[1].

Абсолютна зоряна величина вводиться для порівняння яскравості об'єктів, незалежно від відстані до них. На відміну від видимої зоряної величини є фізичною характеристикою власне небесного тіла.

Абсолютну зоряну величину M можна визначити через видиму зоряну величину , якщо знати відстань до об'єкта в парсеках за формулою

.

Через абсолютні зоряні величини знаходять світності зір:

, де — абсолютна зоряна величина Сонця.

Залежно від того, у якій фотометричній системі виражено зоряну величину розрізняють візуальну (M_V), фотометричну (M_B), болометричну (M_bol) та ін. види абсолютної зоряної величини.

Абсолютні зоряні величині окремих зір лежать у діапазоні від —10^m для найяскравіших нових^[2] до +15^m для найтьмяніших об'єктів - коричневих карликів.

Слідом за міжнародною термінологією, абсолютною зоряною величиною (англ. absolute magnitude, H) називають інколи стандартну зоряну величину, яка використовується для астероїдів, планет, комет та інших тіл Сонячної системи. У англійські мові абсолютна і стандартна зоряні величини називаються одним терміном і розрізняються лише позначкою — M та H відповідно.

Фотографічним блиском зірки називається той блиск, який би сприйняв спостерегач при візуальних спостереженнях, коли б спектральна чутливість його ока збігалася зі спектральною чутливістю несенсобілізованої фотографічної пластинки. Фотографічна зоряна величина зростаює у напрямку до від'ємних значень, тобто -2^m,3 > 1^m,5.

Світність — це кількість енергії, яку випромінює зірка за одну секунду.

Всі зірки випромінюють світло у широкому діапазоні електромагнітного спектра від радіохвиль з низькими енергіями до гамма-променів з високою енергією. Зірка, що випромінює енергію головним чином у ультрафіолетовому діапазоні хвиль породжує енергію у рази більшу ніж енергія, породжена зіркою, що випромінює в основному у інфрачервоному діапазоні. Отже, світність — це міра енергії, яку випромінює зірка на всіх довжинах хвиль. Співвідношення між довжиною хвилі і енергією було вказано Ейнштейном у формі E = h * v, де v — частота, h — стала Планка, а E — енергія фотона у Джоулях. З цієї формули випливає, що променям з меншою довжиною хвилі (а отже, вищими частотами) відповідають більші енергії.

Наприклад, хвилі з довжиною lambda = 10 метрів лежать у радіо-діапазоні електромагнітного спектра і мають частоту f = c / lambda = 3 * 10^8 м/с / 10 м = 30 МГц, це c — швидкість світла. Енергія фотона з такою довжиною хвилі дорівнює E = h * v = 6,625 * 10^-34 Дж с * 30 МГц = 1,988 * 10^-26 Джоулів. З іншого боку, видиме світло має набагато меншу довжину хвиль і вищу частоту. Фотон з довжиною хвилі lambda = 5 * 10^-9 метрів (зелене світло) має енергію E = 3,975 * 10^-17 Джоулів, що більше ніж у мільярд разів вища за енергію радіо-фотона. Далі, фотон червоного світла (довжина хвилі lambda = 700 нм) має меншу енергію ніж фотон фіолетового світла (довжина хвилі lambda = 400 нм).

Світність залежить як від температури, так і від площі поверхні зірки. І це логічно, оскільки палаюча колода випромінює більше енергії ніж сірник, хоча обидва мають однакову температуру, а залізний стрижень, розігрітий до 2000 градусів, випромінює більше енергії, ніж якщо його розігріто до 200 градусів.

Світність є фундаментальною характеристикою у астрономії і астрофізиці. Більшість відомих фактів щодо зоряних об’єктів визначено з аналізу світла, яке надходить від цих об’єктів. Причиною цього є те, що інформація щодо фізичних процесів, що відбуваються у надрах зірок, відображається і передається світлом, яке ці зірки випромінюють. Світність вимірюється у одиницях енергії на секунду. Астрономи віддають перевагу Ергам над Ватами під час визначення світності.

Дата добавления: 2015-08-28