Введение
Логарифмическая мера яркости астрономического объекта.
В астрономии звёздная величина – это мера яркости объекта, обычно в определённой полосе пропускания. Неточное, но систематическое определение звёздных величин объектов было введено в древности Гиппархом. Значение звёздной величины не имеет единицы измерения. Шкала логарифмическая и определена таким образом, что звезда с величиной 1 в 100 раз ярче звезды с величиной 6. Таким образом, каждый шаг в одну звёздную величину соответствует увеличению яркости в 2,512 раза (примерно). Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина, причём самые яркие объекты достигают отрицательных значений. Астрономы используют два различных определения звёздной величины: видимую звёздную величину и абсолютную звёздную величину. Видимая звёздная величина (m) – это яркость объекта, зависящая от его собственной светимости, расстояния до него и поглощения света межзвёздной средой. Абсолютная звёздная величина (M) описывает собственную светимость объекта и определяется как видимая звёздная величина, которую объект имел бы, если бы находился на расстоянии 10 парсек от наблюдателя (для звёзд). Для планет и малых тел Солнечной системы используется более сложное определение абсолютной звёздной величины, основанное на яркости объекта на расстоянии одной астрономической единицы от наблюдателя и Солнца. Видимая звёздная величина Солнца составляет −27, а Сириуса, самой яркой звезды, видимой невооружённым глазом, −1,46. Венера в максимальной яркости достигает величины −4,9. Международная космическая станция (МКС) иногда достигает величины −6. Астрономы-любители обычно характеризуют темноту неба предельной звёздной величиной – видимой звёздной величиной самой слабой звезды, различимой невооружённым глазом. В местах с тёмным небом люди обычно могут видеть звёзды 6-й звёздной величины и слабее. Видимая звёздная величина фактически является мерой освещённости, которую также можно измерять в фотометрических единицах, таких как люкс.
Современное определение
Ранние фотометрические измерения (сделанные, например, с помощью света для проецирования искусственной "звезды" в поле зрения телескопа и настройки её яркости, чтобы она соответствовала яркости реальных звезд) показали, что звезды первой звездной величины примерно в 100 раз ярче звезд шестой звездной величины. Таким образом, в 1856 году Норман Погсон из Оксфорда предложил принять логарифмическую шкалу с основанием ≈ 2,512 между звездными величинами, так что пять шагов звездной величины точно соответствовали фактору 100 в яркости. Каждый интервал в одну звездную величину соответствует изменению яркости в 2,512 раза. Следовательно, звезда величины 1 примерно в 2,5 раза ярче звезды величины 2, примерно в 2,52 раза ярче звезды величины 3, примерно в 2,53 раза ярче звезды величины 4 и так далее. Это современная система звездных величин, которая измеряет яркость, а не видимый размер звезд. Используя эту логарифмическую шкалу, звезда может быть ярче, чем звезда первой величины, поэтому Арктур или Вега имеют звездную величину 0, а Сириус – звездную величину -1.46.
Масштаб
Как упоминалось выше, шкала, по-видимому, работает «в обратную сторону»: объекты с отрицательной величиной кажутся ярче, чем объекты с положительной величиной. Чем больше абсолютное значение отрицательной величины, тем ярче объект. Объекты, расположенные левее на этой линии, ярче, а объекты, расположенные правее, тусклее. Таким образом, ноль находится посередине, самые яркие объекты – крайние левые, а самые тусклые – крайние правые.
Видимое значение
В соответствии с современной логарифмической шкалой звездных величин, два объекта, один из которых используется в качестве эталона или базовой линии, с потоками (то есть яркостью, мерой мощности на единицу площади) в единицах, таких как ватт на квадратный метр (Вт м⁻²), равными F₁ и Fref, будут иметь звездные величины m₁ и mref, связанные между собой соотношением…
Астрономы используют термин "поток" для обозначения того, что в физике часто называют "интенсивностью", чтобы избежать путаницы со специфической интенсивностью. Благодаря этой формуле шкала звездных величин может быть расширена за пределы древнего диапазона от 1 до 6, и она становится точным измерением яркости, а не просто системой классификации. Астрономы теперь могут измерять различия в яркости, составляющие всего лишь одну сотую звездной величины. Звезды, имеющие звездные величины от 1,5 до 2,5, называются звездами второй величины; существует около 20 звезд ярче 1,5, которые являются звездами первой величины (см. список самых ярких звезд). Например, Сириус имеет звездную величину −1,46, Арктур −0,04, Альдебаран 0,85, Спика 1,04, а Процион 0,34. В древней системе звездных величин все эти звезды могли быть классифицированы как "звезды первой величины". Звездные величины также могут быть рассчитаны для объектов, гораздо более ярких, чем звезды (например, Солнца и Луны), и для объектов, слишком слабых для восприятия человеческим глазом (например, Плутона).
Абсолютная величина
Часто упоминается только видимая величина, поскольку её можно измерить непосредственно. Абсолютную величину можно рассчитать из видимой величины и расстояния, исходя из того, что интенсивность падает пропорционально квадрату расстояния. Это известно как модуль расстояния, где d – расстояние до звезды, измеренное в парсеках, m – видимая величина, а M – абсолютная величина. Если линия видимости между объектом и наблюдателем подвержена поглощению света межзвездной пылью, то видимая величина объекта будет соответственно слабее. Для величины поглощения A связь между видимой и абсолютной величинами становится:
because intensity falls off proportionally to distance squared. This is known as the distance modulus, where d is the distance to the star measured in parsecs, m is the apparent magnitude, and M is the absolute magnitude. If the line of sight between the object and observer is affected by extinction due to absorption of light by interstellar dust particles, then the object's apparent magnitude will be correspondingly fainter. For A magnitudes of extinction, the relationship between apparent and absolute magnitudes becomes
Stellar absolute magnitudes are usually designated with a capital M with a subscript to indicate the passband. For example, MV is the magnitude at 10 parsecs in the V passband. A bolometric magnitude (Mbol) is an absolute magnitude adjusted to take account of radiation across all wavelengths; it is typically smaller (i. e. brighter) than an absolute magnitude in a particular passband, especially for very hot or very cool objects. Bolometric magnitudes are formally defined based on stellar luminosity in watts, and are normalised to be approximately equal to MV for yellow stars. Absolute magnitudes for Solar System objects are frequently quoted based on a distance of 1 AU. These are referred to with a capital H symbol. Since these objects are lit primarily by reflected light from the Sun, an H magnitude is defined as the apparent magnitude of the object at 1 AU from the Sun and 1 AU from the observer.
Звёздные абсолютные величины обычно обозначаются заглавной буквой M с индексом, указывающим полосу пропускания. Например, MV – это величина на расстоянии 10 парсек в полосе V. Болометрическая величина (Mbol) – это абсолютная величина, скорректированная с учётом излучения на всех длинах волн; она обычно меньше (то есть ярче), чем абсолютная величина в определённой полосе пропускания, особенно для очень горячих или очень холодных объектов. Болометрические величины формально определяются на основе светимости звезды в ваттах и нормализуются так, чтобы приблизительно равняться MV для жёлтых звёзд. Абсолютные величины для объектов Солнечной системы часто приводятся для расстояния в 1 а.е. Они обозначаются заглавной буквой H. Поскольку эти объекты освещаются в основном отражённым светом от Солнца, величина H определяется как видимая величина объекта на расстоянии 1 а.е. от Солнца и 1 а.е. от наблюдателя.
because intensity falls off proportionally to distance squared. This is known as the distance modulus, where d is the distance to the star measured in parsecs, m is the apparent magnitude, and M is the absolute magnitude. If the line of sight between the object and observer is affected by extinction due to absorption of light by interstellar dust particles, then the object's apparent magnitude will be correspondingly fainter. For A magnitudes of extinction, the relationship between apparent and absolute magnitudes becomes
Stellar absolute magnitudes are usually designated with a capital M with a subscript to indicate the passband. For example, MV is the magnitude at 10 parsecs in the V passband. A bolometric magnitude (Mbol) is an absolute magnitude adjusted to take account of radiation across all wavelengths; it is typically smaller (i. e. brighter) than an absolute magnitude in a particular passband, especially for very hot or very cool objects. Bolometric magnitudes are formally defined based on stellar luminosity in watts, and are normalised to be approximately equal to MV for yellow stars. Absolute magnitudes for Solar System objects are frequently quoted based on a distance of 1 AU. These are referred to with a capital H symbol. Since these objects are lit primarily by reflected light from the Sun, an H magnitude is defined as the apparent magnitude of the object at 1 AU from the Sun and 1 AU from the observer.
Другие весы
В системе Погсона звезда Вега использовалась в качестве фундаментальной звезды отсчета, с видимой звёздной величиной, определяемой равной нулю, независимо от метода измерения или используемого фильтра длины волны. Именно поэтому объекты ярче Веги, такие как Сириус (звёздная величина Веги −1,46 или −1,5), имеют отрицательные звёздные величины. Однако в конце двадцатого века было обнаружено, что яркость Веги изменяется, что делает её непригодной в качестве абсолютной точки отсчёта. Поэтому система отсчёта была модернизирована, чтобы не зависеть от стабильности какой-либо конкретной звезды. В результате современное значение звёздной величины Веги близко к нулю, но уже не равно точно нулю, а составляет 0,03 в V (визуальном) диапазоне. Современные абсолютные системы отсчёта включают систему AB, в которой за точку отсчёта принимается источник с постоянной плотностью потока на единицу частоты, и систему STMAG, в которой за точку отсчёта принимается источник с постоянной плотностью потока на единицу длины волны.