Фотографическая звездная величина: измерение яркости объектов в астрономии. Методы определения блеска звезд: от фотопластинок до современных фотометров и CCD.
Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.
Введение
Фотографическая величина (mph или mp) — это мера относительной яркости звезды или другого астрономического объекта, зафиксированная на фотоэмульсии с помощью камеры, прикрепленной к телескопу. Видимая фотографическая величина объекта зависит от его собственной светимости, расстояния до него и поглощения света межзвездной пылью и газом на пути к наблюдателю. Фотографические наблюдения в настоящее время уступили место электронной фотометрии, такой как камеры на основе ПЗС (приборов с зарядовой связью), которые преобразуют поступающий свет в электрический ток посредством фотоэлектрического эффекта. Определение звездной величины производится с помощью фотометра.
Photographic magnitude (mph or mp ) is a measure of the relative brightness of a star or other astronomical object as imaged on a photographic film emulsion with a camera attached to a telescope. An object's apparent photographic magnitude depends on its intrinsic luminosity, its distance and any extinction of light by interstellar matter existing along the line of sight to the observer. Photographic observations have now been superseded by electronic photometry such as CCD charge couple device cameras that convert the incoming light into an electric current by the photoelectric effect. Determination of magnitude is made using a photometer.
Метод
До появления фотографических методов определения блеска, яркость небесных объектов определялась визуальными фотометрическими методами. Это достигалось с помощью человеческого глаза путем сравнения яркости астрономического объекта с другими близлежащими объектами известной или фиксированной величины: особенно в отношении звезд, планет и других планетарных объектов в Солнечной системе, переменных звезд и объектов глубокого неба. К концу XIX века более точная оценка видимой величины астрономических объектов стала возможна благодаря фотографии, часто с использованием специальной камеры с пластиной, установленной в основном фокусе телескопа. Изображения получали на ортохроматической фотоэмульсионной пленке или пластинах. Эти фотографии создавались путем экспонирования пленки в течение короткого или длительного времени, общая продолжительность экспозиции накапливала фотоны и позволяла увидеть более слабые звезды или астрономические объекты, невидимые невооруженным глазом. Хотя звезды, видимые в небе, являются приблизительно точечными источниками, процесс сбора их света приводит к тому, что каждая звезда выглядит как небольшой круглый диск, яркость которого приблизительно пропорциональна диаметру диска или его площади. Простые измерения размера диска можно оптически оценить с помощью микроскопа или специально разработанного астрономического микроденситометра. Ранние черно-белые фотопластинки использовали эмульсии на основе галогенидов серебра, которые были более чувствительны к синей части видимого спектра. Это приводило к тому, что голубые звезды имели больший фотографический блеск по сравнению с эквивалентным визуальным блеском: они казались ярче на фотографии, чем при наблюдении невооруженным глазом или с помощью современных электронных фотометров. И наоборот, красные звезды казались тусклее и имели меньший фотографический блеск, чем их визуальный блеск. Например, красный сверхгигант KW Sagittarii имеет диапазон фотографического блеска от 11.0p до 13.2p, но визуальный блеск составляет примерно от 8.5p до 11.0p. На картах переменных звезд часто указываются несколько синих звезд для сравнения блеска (B), например, S Doradus и WZ Sagittae. Фотографические фотометрические методы определяют блеск и цвет астрономических объектов, используя астрономические фотографии, полученные через выбранные или стандартные цветные фильтры. Это отличается от других способов определения видимого визуального блеска, наблюдаемого невооруженным глазом или полученного с помощью фотографии: они отличаются от общепринятых фотометрических систем (UBV, UBVRI или JHK), которые обозначаются заглавными буквами, например, "V" (mV), "B" (mB) и т.д. Визуальные блески, оцениваемые невооруженным глазом, обозначаются строчными буквами, например, "v" или "b" и т.д., например, визуальный блеск как mv. Таким образом, звезда шестой величины может быть указана как 6.0V, 6.0B, 6.0v или 6.0p. Поскольку звездный свет измеряется в разных диапазонах длин волн электромагнитного спектра и подвержен влиянию различной инструментальной светочувствительности, его значения не обязательно будут эквивалентны.
Prior to photographic methods to determine magnitude, the brightness of celestial objects was determined by visual photometric methods. This was simply achieved with the human eye by compared the brightness of an astronomical object with other nearby objects of known or fixed magnitude : especially regarding stars, planets and other planetary objects in the Solar System, variable stars and deep sky objects. By the late 19th Century, an improved measure of the apparent magnitude of astronomical objects was obtained by photography, often attached as a dedicated plate camera at the prime focus of the telescope. Images were made on orthochromatic photoemulsive film or plates. These photographs were created by exposing the film over a short or long period of time, whose total exposure length accumulates photons and reveals fainter stars or astronomical objects invisible to the human eye. Although stars viewed in the sky are approximate point sources, the process in collecting their light cause each star to appear as small round disk, whose brightness is approximately proportional to the disk's diameter or its area. Simple measurement of the disk size can be optically judged by either a microscope or by an specially designed astronomical microdensitometer. Early black and white photographic plates used silver halide emulsions that were more sensitive to the blue end of the visual spectrum. This caused bluer stars to have a brighter photographic magnitude against the equivalent visual magnitude: appearing brighter on the photograph than the human eye or modern electronic photometers. Conversely, redder stars appear dimmer, and have a fainter photographic magnitude than its visual magnitude. For example, the red supergiant star KW Sagittarii has the photographic magnitude range of 11.0p to 13.2p but in the visual magnitude of about 8.5p to 11.0p. It is also common for variable star charts to feature several blue magnitude (B) comparison stars. e. g. S Doradus and WZ Sagittae. Photographic photometric methods define magnitudes and colours of astronomical objects using astronomical photographic images as viewed through selected or standard coloured bandpass filters. This differs from other expressions of apparent visual magnitude observed by the human eye or obtained by photography: These are different from the commonplace photometric systems (UBV, UBVRI or JHK) that are expressed with a capital letter. e. g. 'V" (mV), "B" (mB), etc. Other visual magnitudes estimated by the human eye are expressed using lower case letters. e. g. "v" or "b", etc. e. g. Visual magnitudes as mv. Hence, a 6th magnitude star might be stated as 6.0V, 6.0B, 6.0v or 6.0p. Because starlight is measured over a different range of wavelengths across the electromagnetic spectrum and are affected by different instrumental photometric sensitivities to light, they are not necessarily equivalent in numerical value.