Зоряна величина

Зоряна величина

вивчаємо поняття

Як визначити яскравість подвійної зорі?

   Зоряна величина – астрономічна одиниця, яка впродовж більше 2000 років використовується вченими  для характеристики блиску зірок і інших небесних світил.

Навіть далекі від астрономії люди знають, що зірки мають різний блиск. Найбільш яскраві зірки видно на засвіченому міському небі, а найбільш тьмяні ледь помітні при ідеальних умовах спостереження. Для характеристики блиску зірок і інших небесних світил (наприклад, планет, метеорів, Сонця і Місяця) вчені виробили шкалу зоряних величин.

Поняття «зоряна величина» використовується астрономами більше 2000 років. Ймовірно, першим його ввів відомий давньогрецький астроном і математик Гіппарх в II столітті до нашої ери. Регулярно спостерігаючи зоряне небо з острова Родос в Егейському морі, Гіппарх одного разу став свідком появи нової яскравої зірки в сузір'ї Скорпіона. Перебуваючи під враженням від цієї події, астроном вирішив скласти каталог зірок, щоб надалі швидко знаходити нові зірки, якщо такі з'являться. В результаті астроном переписав 1025 зірок: він не тільки дав для кожної зірки координати, але і поділив їх на 6 зоряних величин.

Найяскравішим зіркам Гіппарх присвоїв першу зоряну величину, а самим тьмяним, ледь видимим оком, - шосту. При цьому зірки 2-ї величини вважалися в стільки разів слабкіше зірок 1-ї, наскільки зірки 3-й величини слабше зірок 2-й і так далі: виходила арифметична прогресія. У каталозі Гіппарха виявилося 15 зірок першої величини, 45 зірок - другий, 208 - третьої, 474 - четвертої, 217 - п'ятої і 49 зірок шостої величини (плюс кілька туманностей).

Чому Гіппарх назвав характеристику блиску зірок величиною (розміром)?

В давнину люди вважали, що зірки знаходяться на небесній сфері на одній відстані від Землі, тому відмінність в яскравості зірок пояснювалося відмінностями в їх реальних розмірах або величині.

Звідси зірки першої величини повинні були бути набагато більшими за  зірок шостої величини.

Згідно введеної Гиппархом шкалою, такі зірки як Вега, Денеб або Капела мали першу зоряну величину (скорочено записується як 1^m), і це були найбільші, найяскравіші зірки. Зірки ковша Великої Ведмедиці мали в середньому 2^m, це були вже зірки дрібніші. 

 З часом астрономи зрозуміли, що зоряна величина визначає не справжні розміри світила, а лише його блиск, тобто освітленість, яку воно створює на Землі, проте продовжували користуватися шкалою Гіппарха.

Слід пам'ятати, що шкала зоряних величин - зворотна: чим зірка яскравіше, тим її величина менше. І навпаки, чим зірка тьмяніша, тим більшу зоряну величину вона має.

До середини XIX століття розвиток науки зажадало визначати блиск світил більш точно. Зокрема, виявилося, що людський зір влаштовано особливим чином: при зміні освітленості в геометричній прогресії воно передає нам відчуття в арифметичній прогресії. Виявилося, що не 6 зірок 6-ї величини створять таку ж освітленість, як і зірка 1-й (як передбачалося раніше), а ціла сотня!

У 1856 році англійський астроном Норман Погсон запропонував побудувати шкалу зоряних величин, враховуючи психофізичний закон зору. 

Згідно теорії Погсона, зірка 1-ї зоряної величини за визначенням створювала освітленість рівно в 100 разів більшу, ніж зірка 6^m. Таким чином виходить, що сучасна шкала зоряних величин - логарифмічна: зірка 1-ї величини приблизно в 2,512 разів яскравіше зірки 2-й, а та, у свою чергу, в 2,512 рази яскравіше зірки 3-й зоряної величини і так далі.

Зоряна величина - безрозмірна характеристика блиску небесного світила. На цій світлині  зображено відоме подвійне скупчення в сузір'ї Персея. Найяскравіші зірки на фото мають 6 зоряну величину, найбільш тьмяні - близько 17-ї. Відповідно до формули Погсона найяскравіші зірки на фото в 25000 разів яскравіші ледь заметних.

Але від чого вести відлік? Що прийняти за нуль-пункт?

Як відомо, астрономія - наука точна, і тому будь-яка фізична характеристика повинна вимірюватися в якихось величинах. Так, сила вимірюється в ньютонах, енергія - в джоулях. У цьому сенсі зоряна величина - безрозмірна характеристика блиску небесних світил. Погсон запропонував вважати блиск Полярної зірки рівним рівно 2^m (зовсім як Цельсій за 0° прийняв точку замерзання води), а величини інших зірок визначити, відштовхуючись від неї. Але згодом виявилося, що блиск Полярної зірки не постійний, і тоді в якості еталону вже взяли Вегу.  

Сьогодні за 0^m прийнята цілком певна освітленість, рівна енергетичної величиною E = 2,48 ∙ 10^-8 Вт / м².

Власне, саме освітленість і визначають при спостереженнях астрономи, а вже потім її спеціально переводять у зоряні величини.

 

Шкала зоряних величин

Робиться це не тільки тому що «так звичніше», а й тому що зоряна величина виявилася дуже зручним поняттям. Вимірювати освітленість у ватах на квадратний метр вкрай громіздко: для Сонця величина виходить великий, а для слабких телескопічних зірок - дуже маленькою. У той же час оперувати зірковими величинами набагато легше (якраз через те, що це логарифмічна шкала). Так, блиск Сонця дорівнює -26,73^m, а блиск найслабших об'єктів, знімки яких можна отримати за допомогою телескопа «Хаббл», дорівнює приблизно 31,50 ^m. Як бачимо, різниця становить всього в 58 «сходинок».

Спочатку зоряна величина використовувалася як покажчик блиску зірок, які спостерігалися в оптиці (тобто, візуально або фотографічно). Пізніше шкалу поширили на ультрафіолетовий і інфрачервоний діапазони випромінювання. Ясно, що зірки випромінюють нерівномірно на різних довжинах хвиль, тому зоряна величина небесного світила залежить від спектральної чутливості приймача випромінювання.

Візуальна зоряна величина mv відповідає спектральної чутливості людського ока (максимум припадає на довжину хвилі   λ = 555 мкм).

Фотовізуальная зоряна величина V (або жовта) практично збігається з візуальною і в даний час саме в шкалі фотовізуальними величин позначається блиск зірок і інших небесних тіл у каталогах, призначених для любителів астрономії .

Фотографічна зоряна величина B (або синя) визначається виміром блиску зірки по фотопластинці, чутливої ​​до синіх променів, або за допомогою фотопомножувача з синім фільтром.

Нарешті, болометрична зоряна величина mbol відповідає сумарній потужності випромінювання зірки в усіх діапазонах спектру.  

Наприклад, болометрична зоряна величина Сонця лише трохи менше візуальної, так як майже все випромінювання зірки припадає на видимий діапазон. З іншого боку, болометрична зоряна величина. червоних карликів набагато менше їх візуальної зоряної величини, оскільки більша частина енергії випромінювання припадає на інфрачервоний діапазон. Та ж ситуація спостерігається і з гарячими зірками спектральних класів О і В, які випромінюють в основному в ультрафіолеті.

До цих пір, кажучи про зоряну величиною, ми мали на увазі видиму зоряну величину, тобто ту, яка реєструється безпосередньо при спостереженні небесного світила. Видима зоряна величина означає «спостережувана», «уявна» і нічого не говорить про те, яка реальна світність небесного тіла. Наприклад, Венера на небі виглядає набагато яскравіше будь-якої зірки; її максимальний блиск досягає -4,67^m. Однак це не означає, що планета «випромінює» більше світла, ніж зірки; великий блиск Венери пояснюється її близькістю до Землі.

Щоб порівняти реальні потоки світлової енергії, що йдуть від небесних тіл, астрономи умовно розташовують їх на стандартному відстані 10 парсек від Землі. Абсолютна зоряна величина (М) показує, яку видиму зоряну величину мало б небесне тіло в тому випадку, якби відстань до нього становило 10 парсек.

Варто знати

Видимі зоряні величини деяких небесних тіл

• Сонце: -26,73^m

• Місяць (повний місяць): -12,74^m

• Венера (в максимумі блиску): -4,67^m

• Юпітер (в максимумі блиску): -2,91^m

• Сіріус: -1,44^m

• Вега: 0,03^m

• Найслабші зірки, видимі неозброєним оком: близько 6,0^m

• Сонце з відстані 100 світлових років: 7,30^m

• Проксіма Центавра: 11,05^m

• Найяскравіший квазар: 12,9^m

• Найслабші об'єкти, знімки яких отримані телескопом «Хаббл»: 31,5^m