читать дальшеВидимая звездная величина характеризует ту яркость, которую мы видим или можем увидеть. То есть, она определяет условия наблюдения объекта с Земли.
Эта величина берет начало со II века до р.Х., когда Гиппарх предложил делить все звезды по яркости на шесть величин - самые яркие и лучше всего видимые он назвал звездами первой величины, а самые тусклые - шестой.
Разумеется, такой субъективный подход для современных целей неприменим, к тому же, большая часть астрономических объектов невооруженным глазом не видна. При этом характеристика видимой яркости - вещь очень полезная. Поэтому в наше время классификация Гиппарха модернизирована и стала измеримой и объективной - и, несмотря на модернизацию, классы Гиппарха удалось сохранить.
В основе классификации видимой яркости лежат два принципа.
Во-первых, яркость определяется числом квантов излучения объекта, принимаемых глазом или фотоприемником в единицу времени. Это позволяет оценить яркость объективно.
Во-вторых, она учитывает особенность человеческого зрения. Дело в том, что человек оценивает яркость не линейно, а логарифмически - психофизиологический закон Вебера-Фехнера утверждает, что для человека ощущение, вызванное неким раздражителем, изменяется пропорционально логарифму интенсивности раздражителя, то есть, применительно к свету, яркость света воспринимается нами пропорционально логарифму светового потока.
В связи с этим, видимая звездная величина m определяется по формуле:
m = - 2,5 lgI + C,
где I - световой поток, а С - некая константа
Константа С выбирается так, чтобы шкала звездных величин была как можно ближе к гиппарховой, то есть, чтобы для весьма яркой звезды видимая величина m была равна нулю. Строго говоря, С выбирается так, чтобы в приведенной формуле m было равно нулю для объекта, создающего (без учета влияния земной атмосферы) освещенность 2,54·10^-6 люкс.
Тогда звезда первой величины создает освещенность, примерно в 2,512 раз ниже указанной, второй величины - в 6,31 раз ниже и так далее. То есть, увеличение (уменьшение) звездной величины на единицу означает уменьшение (увеличение) силы света от источника примерно в 2,512 раза, а на пять единиц - ровно в сто раз. Объекты звездной величины более шести уже практически не видны невооруженным глазом.
При этом пока все еще не так просто. Звезда или иной объект излучает (или отражает) свет разных длин волн - а человек их воспринимает по-разному. При одной и той же интенсивности зеленый свет воспринимается ярче, красный - тусклее, а инфракрасный, разумеется, не воспринимается вовсе. А вот фотопластинка воспринимает свет по-своему. А еще какой-нибудь фотоприемник - еще как-нибудь. Поэтому видимых звездных величин несколько.
Визуальная звездная величина V определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через "физиологический" зеленый светофильтр, максимум которого равен максимуму чувствительности глаз среднестатистического человека (555 нанометров).
Фотографическая звездная величина B определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через стандартный синий светофильтр, максимум которого равен 445 нанометров. Синий светофильтр как правило используется при фотографировании астрономических объектов в оптике.
Ультрафиолетовая звездная величина U определяется при использовании ультрафиолетового светофильтра с максимумом 350 нанометров.
В результате, если определить все три величины, можно охарактеризовать реальный наблюдаемый цвет объекта. А именно, для этого используются разности измеренных звездных величин U и B (U-B), а также B и V (B-V), называемые интегральными показателями цвета. Чем они больше, тем более красным является объект.
Разумеется, это - не все видимые звездные величины. Кроме названных светофильтров применяются и другие, и соответствующие звездные величины имеют следующие обозначения:
R (красный светофильтр) - 658 нанометров.
I - 806 нанометров.
Z - 900 нанометров.
Y - 1020 нанометров.
J - 1220 нанометров.
H - 1630 нанометров.
K - 2190 нанометров.
L - 3450 нанометров.
M - 4750 нанометров.
N - 10500 нанометров.
Легко видеть, что звездные величины от I до N относятся уже к инфракрасной области - от ближней до дальней.
Но и это еще не все. Астрономические объекты излучают во всем спектре электромагнитного излучения, причем многие - преимущественно, вовсе не в видимом диапазоне (к примеру, очень горячие звезды в основном излучают ультрафиолетовое излучение, а очень холодные - инфракрасное). Поэтому существует еще один показатель их яркости - болометрическая звездная величина, характеризующая наблюдаемую с Земли мощность их излучения во всем диапазоне электромагнитных волн одновременно.
Для иллюстрации приведу несколько примеров видимых звездных величин:
- Солнце -26,7 ( обратите внимание на минус!);
- Луна в полнолуние -12,74 ( в четыреста тысяч раз слабее);
- Венера в максимуме -4,67;
- Юпитер в максимуме -2,94;
- Марс в максимуме -2,91;
- Сириус A -1,47;
- Вега +0,03;
- Ригель +0,12;
- Большое Магелланово облако +0,9;
- Галактика Андромеды +3,44;
- самый яркий квазар +12,6;
- самая дальняя известная галактика +30,1;
- самый слабый объект, сфотографированный "Хабблом", +31,5.
И примеры показателей цвета:
- голубой сверхгигант Ригель: B-V = -0,03, U-B = -0,66;
- голубой гипергигант эта Киля: B-V = -0,45, U-B = 0,61;
- голубой гипергигант Пистолет: B-V = -0,93, U-B = -0,13;
- белый Сириус А: B-V = 0,01, U-B = -0,05;
- желтое Солнце: B-V = 0,64, U-B = 0,18;
- красная Бетельгейзе: B-V = 1,86, U-B = 2,06.
Но и это - не все.
Разумеется, видимая звездная величина не может объективно характеризовать истинную яркость объекта - она определяет только наблюдаемую нами яркость этого объекта и зависит от расстояния до него.
Поэтому для объективной характеристики принят еще один параметр - абсолютная звездная величина М (визуальная, фотографическая, ультрафиолетовая, болометрическая), определяемая как видимая звездная величина этого объекта, если бы он находился на расстоянии 10 парсек (примерно, 32,616 световых лет).
И вот тут наше Солнце уже становится невзрачным... Его абсолютная звездная величина - всего лишь +4,7. А вот у Сириуса +1,42. У Ригеля -7 (! с расстояния в 32 световых года он был бы в сотни раз ярче Сириуса!) У эты Киля -12 (!! еще в сто раз ярче!!). У самой большой звезды R136a1 -12,5. А самая яркая известная звезда LBV 1806-20 имеет абсолютную звездную величину -14,2 и с расстояния в 10 парсек сияла бы на небе почти в пять раз ярче нашей Луны в полнолуние.
Взрыв самой яркой сверхновой -20,4 (с расстояния в 32,6 световых лет он светил бы в триста раз слабее Солнца. Или был в тысячу с лишним раз ярче Луны)...
Туманность Андромеды -21. Если собрать всю гигантскую галактику в точку, она бы светила чуть сильнее этой сверхновой.
Самый мощный гамма-всплеск -36,4... Минус тридцать шесть с небольшим... с расстояния в десять парсек он был бы ярче видимого нами на нашем небе Солнца без малого в десять тысяч раз, выжигая поверхность Земли...
Подводим итог:
Звездная величина - чем она меньше, тем видимый объект ярче. При звездной величине больше шести объект уже не виден большинству людей невооруженным глазом. Больше тридцати - объект не виден в самый мощный современный телескоп. Уменьшение на одну величину означает ослабление яркости в 2,5 раза, на пять величин - в сто. Звездная величина нуль соответствует весьма яркой звезде (Вега).
Абсолютная звездная величина - яркость объекта, который находился бы на расстоянии 32,616 световых года.
И цвет объекта. Показатель цвета нуль - белый. Меньше нуля - синий, и чем меньше показатель, тем более он синий. Больше нуля - желтый. Намного больше нуля (близок к единице) - оранжевый. Заметно больше единицы - красный.