Зоряна величина

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Зоряна величина — безрозмірна міра яскравості небесного тіла. Характеристику запровадив Гіппарх у часи античності.

Яскравість — поняття неоднозначне й залежить від спектрального діапазону та способу вимірювання. Тому розрізняють різні види зоряних величин. Візуальна зоряна величина характеризує яскравість небесного тіла, як вона спостерігається оком людини. Фотографічна зоряна величина — яскравість зображення зорі на фотографічній плівці. Ці величини відносні й визначені в логарифмічному масштабі.

З метою порівняння зір, розташованих на різній відстані від спостерігача вводиться поняття абсолютної зоряної величини.

Для характеристики об'єктів Сонячної системи застосовують поняття стандартна зоряна величина.

Історія[ред. | ред. код]

Запроваджений Гіппархом поділ зір на шість груп опирався на уявлення стародавніх греків про небесну сферу, на якій зорі закріплені непорушно. Ці зорі здавалися різними за розміром, звідки назва величина[1]. Крім того вважалося, що всі зорі рівновіддалені. Гіппарх відніс до першої величина найяскравіші зорі, такі як Сіріус та Арктур, а до шостої — найтьмяніші. Поділ було зроблено «на око» і він не був кількісним.

Тихо Браге пробував виміряти яскравість зір безпосередньо як кутовий розмір. Теоретично це означало, що зоряна величина була б не суб'єктивною характеристикою. Він зробив висновок, що зорі першої величини мають видимий діаметр 2 мінути, або 115 діаметра повного місяця, а зорі інших категорій мають розмір 1+12′, 1+112′, 34′, 12′, та 13′, відповідно.[2]. Із винаходом телескопа стало зрозуміло, що великий видимий розмір зір є ілюзією — у телескоп вони виглядають меншими. Однак, у перших телескопах спостерігалися розмиті дископодібні зображення, більші для яскравіших зірок і менші — для тьмяніших, тож ще у вісімнадцятому столітті продовжували вірити в те, що астрономи бачать розмір зір[3]. Ян Гевелій склав детальну таблицю виміряних за допомогою телескопа розмірів зір, які тоді вже ледь перевищували шість кутових секунд для зір першої величини й були дещо меншими від двох секунд для зір шостої величини[4]. У часи Вільяма Гершеля астрономи вже розуміли, що дископодібні зорі в телескопі — ілюзія, на яку впиває не лише яскравість зорі, а й апаратна частина телескопа, але все ж продовжували говорити про розміри зір, а не про яскравість[3]. Навіть ще в дев'ятнадцятому столітті зорі розбивали на шість класів за видимим розміром.

Однак, до середини 19-го століття астрономи виміряли відстань до деяких найближчих зір за допомогою річного паралаксу, а тому розуміли, що зорі настільки далеко, що виглядають як точкові джерела світла. Із прогресом у розумінні дифракції та принципів астрономічної видимості стало зрозуміло як розмиваються зображення від зір і як видимі розміри залежать від яскравості, яку можна вимірювати кількісно.

Сучасне визначення[ред. | ред. код]

Перші фотометричні вимірювання (наприклад, проектуючи “зірку” в поле зору телескопа й підбираючи інтенсивність так, щоб яскравість збігалася з реальною зіркою) показали, що зірки першої величини приблизно в 100 разів яскравіші від зірок шостої величини.

У 19856 році Норман Погсон запропонував як характеристику зоряної величини логарифмічну шкалу з масштабом 5100 ≈ 2,512, в якій зміна на п'ять одиниць виличини відповідала зміні яскравості в 100 разів[5][6]. Зміна зоряної величини на одиницю відповідає зміні яскравоості в 5100 або приблизно 2,512 разів. Зірка першої величини приблизно в 2,512 разів яскравіша від зірки другої величини, в 2,52 разів яскравіша від зірки третьої величини, й так далі.

Це сучасна система зоряних величин, в якій вимірюється яскравість, а не видимий розмір зірки. Використовуючи цю логарифмічну шкалу, можна отримати зірку, яскравішу від «першого класу», наприклад Арктур і Вега мають величину 0, а Сіріус — −1,46.

Шкала[ред. | ред. код]

Шкала зоряних величин виглядає оберненою — тіла з від'ємною величиною яскравіші від тіл з додатньою величиною. Чим далі вниз по шкалі, тим яскравіше тіло.

Number-line.svg

Сонце, наприклад, має видиму зоряну величину -27, а Міжнародна космічна станція — -6.

Видима й абсолютна зоряна величина[ред. | ред. код]

Два основні види зоряних величих, що їх розрізняють астрономи, суть:

  • Видима зоряна величина, тобто яскравість небесного тіла на нічному небі.
  • Абсолютна зоряна величина, що відображає світність тіла, умовно переміщеного на відстань 10 парсеків від спостерігача.

Різницю можна побачити, порівнюючи дві зірки. Бетельгейзе (видима величина 0.5, абсолютна величина −5,8) виглядає на небі тьмянішою, ніж Альфа Центавра (видима величина 0,0, абсолютна величина 4,4), хоча й випромінює в тисячі разів більше світла, оскільки Бетельгейзе знаходиться набагато дальше.


Видима зоряна величина[ред. | ред. код]

В сучасній логарифмічіній шкалі два тіла, одне з яких грає роль еталону для повівняння, інтенсивності свічення (яскравості) яких, виміряні з Землі в одиницях потужності на одиничну поверхню (наприклад, у ватах та квадратний метр, Вт м−2), дорівнюють I1 та Iref, матимуть зоряні величини m1 та mref, причому

Використовуючи цю формулу, шкалу зоряних величин можна розширити за діапазон від 1 до 6, і зоряна величина стає точною мірою яскравості, а не прото системою класифікації. Тепер астрономи можуть вимірювати такі незначні відмінності, як сота зоряної величини. Зорі з величинами між 1,5 та 2,5 називають зорями другої величини; є біля 20 зірок, яскравіших за 1,5, це зорі першої величини. Наприклад, Сіріус має зоряну величину −1,46, Арктур — −0,04, Альдебаран — 0,85, Спіка — 1,04, а Проціон — 0,34. Стародавня система класифікувала б усі ці зорі як зорі першої величини.

Зоряну величину можна обраховувати також для небесних тіл, яскравіших від зірок (таких як Сонце тв Місяць), а також для тіл, надто тьмяних для людського ока (таких як Плутон).

Абсолютна зоряна величина[ред. | ред. код]

Часто наводть тільки видиму зоряну величину, оскільки цю характеристику вимірюють безпосередньо. Абсолюту зоряну величину можна вирахувати, знаючи видиму величину й відстань до небесного тіла, за формулою:

У цьому виразі, який називають модулем відстані, d — відстань між зірками в парсеках, m — видима зоряна величина, а M — абсолютна зоряна величина.

Якщо світло від небесного тіла ослаблене поглинанням міжзонярим пилом, то видима зоряна величина зросте. У разі екстинції A співвідношення між видимою та абсолютною зоряними величинами набирає вигляду

Аблолютні зоряні величини зазвичай позначають великою латинською літерою M з індексом, що позначає частотну смугу. Наприлад, MV позначає зоряну величину на відстані 10 парсеків у видимому діапазоні. Болометрична зоряна величина (Mbol) — абслютна зоряна величина, розрахована так, щоб включати випромінювання усіх спектральних діапазонів; вона зазвичай менша (тобто тіло яскравіше), ніж абсолютна величина в конкретному діапазоні, особливо у разі дуже гарячих і дуже холодних тіл. Болометричні зоряні величини формально визначаються на світності тіл у ватах, яка потім нормалізується, щоб приблизно збігатися з MV для жовтих зірок.


Стандартна зоряна величина[ред. | ред. код]

Для порівняння небесних тіл Сонячної системи їх умовно відсувають на відстань 1 а.о.. Таку абсолютну величину називають стандартною і позначають літерою H. Оскільки ці тіла в основному освітлюються Сонцем, величина H формально визначається як видима зоряна велина тіла на відстані 1 а.о. як від Сонця, так і від спостерігача[7].

Інші системи порівняння яскравості небесних тіл[ред. | ред. код]

У системі вимірювання яскравості, яку називають системою Веги, за нуль на шкалі зоряних величин приймають яскравість Веги, виміряну через фільтри, хоча це тільки наближення: справжня яскравість зірки у видимому діапазоні відповідає зоряній величині 0,03. Найяскравіша зірка, Сіріус, має у системі Веги зоряну величину між −1.46 та −1.5. Насправді яскравість Веги міняється[8], тому використовують інші еталони. Один із таких еталонів — система AB, у якій порівняння проводиться з джерелом, що має фіксовану густину потоку на одиничний частотний діапазон. Система STMAG визначає еталонне джерело з постійною густиною потоку на одиничний діапазон довжин хвиль.

Посилання на джерела[ред. | ред. код]

  1. Heifetz, M.; Tirion, W. (2004). A Walk Through the Heavens: A Guide to Stars and Constellations and Their Legends. Cambridge: Cambridge University Press. с. 6. 
  2. Thoren, V. E. (1990). The Lord of Uraniborg. Cambridge: Cambridge University Press. с. 306. 
  3. а б Graney, C. M.; Grayson, T. P. (2011). On the Telescopic Disks of Stars: A Review and Analysis of Stellar Observations from the Early 17th through the Middle 19th Centuries. Annals of Science 68 (3): 351–373. doi:10.1080/00033790.2010.507472. 
  4. Graney, C. M. (2009). 17th Century Photometric Data in the Form of Telescopic Measurements of the Apparent Diameters of Stars by Johannes Hevelius. Baltic Astronomy 18 (3–4): 253–263. Bibcode:2009BaltA..18..253G. arXiv:1001.1168. 
  5. Hoskin, M. (1999). The Cambridge Concise History of Astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. с. 258. 
  6. Tassoul, J. L.; Tassoul, M. (2004). A Concise History of Solar and Stellar Physics. Princeton, NJ: Princeton University Press. с. 47. 
  7. Glossary. JPL. Архів оригіналу за 2017-11-25. Процитовано 2017-11-23. 
  8. Milone, E. F. (2011). Astronomical Photometry: Past, Present and Future. New York: Springer. с. 182–184. ISBN 978-1-4419-8049-6.