Абсолютна зоряна величина

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

Абсолютна зоряна величина — 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].

Абсолютну зоряну величину було запроваджено 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 можна обчислити світності зір:

, де — абсолютна зоряна величина Сонця.

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

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

Тіла Сонячної системи[ред.ред. код]

Інколи абсолютною зоряною величиною називають стандартну зоряну величину, яка застосовується для виміру блиску астероїдів, планет, комет та інших тіл Сонячної системи. В англійській мові абсолютну й стандартну зоряні величини називають одним терміном (англ. absolute magnitude) і розрізняються вони лише позначенням — M або H відповідно. У цьому випадку абсолютна величина (Н) визначається як видима зоряна величина, яку мав би об'єкт, якби знаходився на відстані в одну астрономічну одиницю як від Сонця, так і спостерігача.

Джерела[ред.ред. код]

  1. Зоряна величина абсолютна // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 185. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  2. Ю. П. Псковский (1985). [III. Обыкновенные новые звезды]. Новые и сверхновые звезды ((рос.)) (вид. 2). М.:  . 

Посилання[ред.ред. код]


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.