Видима зоряна величина

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Ви́дима зо́ряна величина́ (позначається m — від англ. magnitude) — безрозмірна величина, яка характеризує блиск небесного тіла (кількість світла, що надходить від нього) з погляду земного спостерігача. Чим яскравіший об'єкт, тим менша його видима зоряна величина.

Слово «видима» у назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається з Землі, і вживається для того, щоб відрізняти її від абсолютної зоряної величини. Ця назва стосується не лише видимого світла. Величина, яка сприймається людським оком (чи іншим приймачем з такою ж спектральною чутливістю), називається візуальною.

Зоряна величина позначається маленькою літерою m у вигляді верхнього індексу до числового значення. Наприклад, 2m означає другу зоряну величину.

Історія[ред.ред. код]

Поняття зоряної величини запровадив давньогрецький астроном Гіппарх у II сторіччі до нашої ери. Він розподілив усі доступні неозброєному оку зорі на шість величин: найяскравіші він назвав зорями першої величини, найтьмяніші — шостої. Для проміжних величин вважалося, що, скажімо, зорі третьої величини, настільких ж тьмяніші за зорі другої, наскільки вони яскравіші за зорі четвертої. Цей спосіб виміру блиску набув поширення завдяки «Альмагесту» — зоряному каталогу Клавдія Птолемея.

Така класифікаційна шкала майже без змін застосовувалася до середини 19 сторіччя. Першим, хто поставився до зоряної величини як до кількісної, а не якісної характеристики, був Фрідріх Аргеландер. Саме він почав впевнено застосовувати десяткові частки зоряних величин[1].

1856 року Норман Погсон формалізував шкалу зоряних величин, встановивши, що зірка першої величини рівно у 100 разів яскравіша за зірку шостої величини. Оскільки відповідно до закон Вебера — Фехнера зміна освітленості в однакову кількість раз сприймається оком як зміна на однакову величину, то різниця в одну зоряну величину відповідає зміні інтенсивності світла в \sqrt[5]{100} ≈ 2,512 раз. Це ірраціональне число, яке називають числом Погсона.

Отже, шкала зоряних величин є логарифмічною: різниця зоряних величин двох об'єктів визначається рівнянням:

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

де:

m_1, m_2 — зоряні величини об'єктів,
L_1, L_2 — освітленості, що створюються ними.

Ця формула дає можливість визначити лише різницю зоряних величин, але не самі величини. Щоб за її допомогою побудувати абсолютну шкалу, необхідно задати нуль-пункт — освітленість, якій відповідає нульова зоряна величина (0m). Спочатку Погсон застосовував як еталон Полярну зірку, поклавши, що вона має рівно другу величину. Після того, як з'ясувалося, що Полярна є змінною зорею, шкалу почали прив'язувати до Веги (якій приписували нульову величину), а потім (коли у Веги теж запідозрили змінність) нуль-пункт шкали перевизначили за допомогою кількох інших зір. Втім, для візуальних спостережень Вега може слугувати еталоном нульової зоряної величини й далі, оскільки її зоряна величина у видимому світлі дорівнює +0,03m, що на око не відрізняється від нуля.

Сучасна шкала зоряних величин не обмежується шістьма величинами чи тільки видимим світлом. Зоряна величина дуже яскравих об'єктів є від'ємною. Наприклад, Сіріус, найяскравіша зірка нічного неба, має видиму зоряну величину −1,47m[2]. Сучасна техніка дозволяє також виміряти блиск Місяця і Сонця: повний Місяць має видиму зоряну величину −12,6m, а Сонце −26,8m. Орбітальний телескоп «Хаббл» може спостерігати зірки до 31,5m у видимому діапазоні.

Спектральна залежність[ред.ред. код]

Зоряна величина залежить від спектрального діапазону, в якому здійснюється спостереження, тому що світловий потік від будь-якого об'єкта в різних діапазонах різний.

  • Болометрична зоряна величина показує повну потужність випромінювання об'єкта, тобто сумарний потік у всіх спектральних діапазонах. Вимірюється болометром.

Найбільш розповсюджена фотометрична система — система UBV — має 3 смуги (спектральні діапазони, в яких здійснюються вимірювання). Відповідно, там існують:

  • ультрафіолетова зоряна величина (U) — визначається в ультрафіолетовому діапазоні;
  • «синя» зоряна величина (B) — визначається в синьому діапазоні;
  • візуальна зоряна величина (V) — визначається у видимому діапазоні; крива спектральної чутливості вибрана так, щоб найкраще відповідати людському зору. Око найбільш чутливе до жовто-зеленого світла з довжиною хвилі близько 555 нм.

Різниця (U−B чи B−V) між зоряними величинами одного й того же об'єкта в різних смугах показує його колір і називається показником кольору. Чим більший показник кольору, тим червоніший об'єкт.

Є й інші фотометричні системи, у кожній з яких є різні смуги і, відповідно, можна виміряти різні величини. Наприклад, у старій фотографічній системі використовувались такі величини:

  • фотовізуальна зоряна величина (mpv) — міра зчорнення зображення об'єкта на фотопластинці з оранжевим світлофільтром;

Видимі зоряні величини деяких об'єктів[ред.ред. код]

Об’єкт m
Сонце −26,73
Повний Місяць −12,92
Спалах Ірідіуму (максимум) −9,50
Венера (максимум) −4,89
Венера (мінімум) −3,50
Юпітер (максимум) −2,94
Марс (максимум) −2,91
Меркурій (максимум) −2,45
Юпітер (мінімум) −1,61
Сіріус (найяскравіша зоря неба) −1,47
Канопус (2-га за яскравістю зоря неба) −0,72
Сатурн (максимум) −0,49
Альфа Центавра сукупна яскравість А,В −0,27
Арктур (3-тя за яскравістю зоря неба) −0,05
Альфа Центавра А (4-та за яскравістю зоря неба) −0,01
Вега (5-та за яскравістю зоря неба) +0,03
Сатурн (мінімум) +1,47
Марс (мінімум) +1,84
SN 1987Aнаднова зоря 1987 року у Великій Магеллановій Хмарі +3,03
Туманність Андромеди +3,44
Найслабші зорі,які видно у мегаполісах +3...+4
Ганімед — супутник Юпітера, найбільший супутник Сонячної системи (максимум) +4,38
4 Веста (найяскравіший астероїд), у максимумі +5,14
Уран (максимум) +5,32
Галактика Трикутника (М33), видима неозброєним оком при хорошому небі +5,72
Меркурій (мінімум) +5,75
Уран (мінімум) +5,95
Найтьмяніші зорі, видимі неозброєним оком у сільській місцевості +6,50
Церера (максимум) +6,73
NGC 3031(М81), видима неозброєним оком при ідеальному небі +6,90
Найтьмяніші зірки, видимі неозброєним оком на ідеальному небі
(Обсерваторія Мауна-Кеа, пустеля Атакама)
+7,72
Нептун (максимум) +7,78
Нептун (мінімум) +8,01
Титан — супутник Сатурна, 2-й за розміром супутник Сонячної системи (максимум) +8,10
Проксіма Центавра +11,10
Найяскравіший квазар +12,60
Плутон (максимум) +13,65
Макемаке в опозиції +16,80
Хаумеа в опозиції +17,27
Ерида в опозиції +18,70
Найслабші зорі, видимі на знімку CCD-детектора на 24" телескопі
при витримці у 30 хв
+22
Найтьмяніший об’єкт, доступний на 8-метровому наземному телескопі +27
Найтьмяніший об’єкт, доступний на орбітальному телескопі «Хаббл» +31,5
Найтьмяніший об’єкт, що буде доступний на 42-метровому наземному телескопі +36
Найтьмяніший об’єкт, що буде доступний на орбітальному телескопі OWL
(запуск планується 2020 року)
+38


Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Миронов А. В. (2005). «Основы астрофотометрии». с. 40. Архів оригіналу за 2013-06-25. Процитовано 2012-09-07. (рос.)
  2. «SIMBAD Query result: Sirius». SIMBAD. Архів оригіналу за 2013-06-25. Процитовано 2010-06-21.  (англ.)

Література[ред.ред. код]