Видима зоряна величина
Ви́дима зо́ряна величина́ (позначається m — від англ. magnitude) — безрозмірнісна величина, яка характеризує блиск небесного тіла (кількість світла, що надходить від нього) з погляду земного спостерігача. Чим яскравіший об'єкт, тим менша його видима зоряна величина.
Слово «видима» у назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається з Землі, і вживається для того, щоб відрізняти її від абсолютної зоряної величини. Ця назва стосується не лише видимого світла. Величина, яка сприймається людським оком (чи іншим приймачем з такою ж спектральною чутливістю), називається візуальною.
Зоряна величина позначається маленькою літерою m у вигляді верхнього індексу до числового значення. Наприклад, 2m означає другу зоряну величину.
Зміст
1 Історія
2 Спектральна залежність
3 Видимі зоряні величини деяких об'єктів
4 Див. також
5 Примітки
6 Література
Історія |
Поняття зоряної величини запровадив давньогрецький астроном Гіппарх у II сторіччі до нашої ери. Він розподілив усі доступні неозброєному оку зорі на шість величин: найяскравіші він назвав зорями першої величини, найтьмяніші — шостої. Для проміжних величин вважалося, що, скажімо, зорі третьої величини, настільких ж тьмяніші за зорі другої, наскільки вони яскравіші за зорі четвертої. Цей спосіб вимірювання блиску набув поширення завдяки «Альмагесту» — зоряному каталогу Клавдія Птолемея.
Така класифікаційна шкала майже без змін застосовувалася до середини 19 сторіччя. Першим, хто поставився до зоряної величини як до кількісної, а не якісної характеристики, був Фрідріх Аргеландер. Саме він почав впевнено застосовувати десяткові частки зоряних величин[1].
1856 року Норман Погсон формалізував шкалу зоряних величин, встановивши, що зірка першої величини рівно у 100 разів яскравіша за зірку шостої величини. Оскільки відповідно до закону Вебера — Фехнера зміна освітленості в однакову кількість раз сприймається оком як зміна на однакову величину, то різниця в одну зоряну величину відповідає зміні інтенсивності світла в 1005displaystyle sqrt[5]100 ≈ 2,512 раз. Це ірраціональне число, яке називають числом Погсона.
![displaystyle sqrt[5]100](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/d26eff2c044a521107db3cf827e04c2b8415691d)
Отже, шкала зоряних величин є логарифмічною: різниця зоряних величин двох об'єктів визначається рівнянням:
m1−m2=−2,5lg(L1L2)displaystyle m_1-m_2=-2,5,mathrm lg left(frac L_1L_2right),
де:
m1displaystyle m_1, m2displaystyle m_2 — зоряні величини об'єктів,
L1displaystyle L_1, L2displaystyle L_2 — освітленості, що створюються ними.
Ця формула дає можливість визначити лише різницю зоряних величин, але не самі величини. Щоб за її допомогою побудувати абсолютну шкалу, необхідно задати нуль-пункт — освітленість, якій відповідає нульова зоряна величина (0m). Спочатку Погсон застосовував як еталон Полярну зорю, поклавши, що вона має рівно другу величину. Після того, як з'ясувалося, що Полярна є змінною зорею, шкалу почали прив'язувати до Веги (якій приписували нульову величину), а потім (коли у Веги теж запідозрили змінність) нуль-пункт шкали перевизначили за допомогою кількох інших зір. Втім, для візуальних спостережень Вега може слугувати еталоном нульової зоряної величини й далі, оскільки її зоряна величина у видимому світлі дорівнює +0,03m, що на око не відрізняється від нуля.
Сучасна шкала зоряних величин не обмежується шістьма величинами чи тільки видимим світлом. Зоряна величина дуже яскравих об'єктів є від'ємною. Наприклад, Сіріус, найяскравіша зірка нічного неба, має видиму зоряну величину −1,47m[2]. Сучасна техніка дозволяє також виміряти блиск Місяця і Сонця: повний Місяць має видиму зоряну величину −12,6m, а Сонце −26,8m. Орбітальний телескоп «Габбл» може спостерігати зірки до 31,5m у видимому діапазоні.
Спектральна залежність |
Зоряна величина залежить від спектрального діапазону, в якому здійснюється спостереження, тому що світловий потік від будь-якого об'єкта в різних діапазонах різний.
Болометрична зоряна величина показує повну потужність випромінювання об'єкта, тобто сумарний потік у всіх спектральних діапазонах. Вимірюється болометром.
Найбільш розповсюджена фотометрична система — система UBV — має 3 смуги (спектральні діапазони, в яких здійснюються вимірювання). Відповідно, там існують:
ультрафіолетова зоряна величина (U) — визначається в ультрафіолетовому діапазоні;
«синя» зоряна величина (B) — визначається в синьому діапазоні;
візуальна зоряна величина (V) — визначається у видимому діапазоні; крива спектральної чутливості вибрана так, щоб найкраще відповідати людському зору. Око найчутливіше до жовто-зеленого світла з довжиною хвилі близько 555 нм.
Різниця (U−B чи B−V) між зоряними величинами одного й того же об'єкта в різних смугах показує його колір і називається показником кольору. Чим більший показник кольору, тим червоніший об'єкт.
Є й інші фотометричні системи, у кожній з яких є різні смуги і, відповідно, можна виміряти різні величини. Наприклад, у старій фотографічній системі використовувались такі величини:
фотовізуальна зоряна величина (mpv) — міра зчорнення зображення об'єкта на фотопластинці з оранжевим світлофільтром;
фотографічна зоряна величина (mpg) — вимірюється на звичайній фотопластинці, що чутливіша до синього та ультрафіолетового діапазонів спектру.
Видимі зоряні величини деяких об'єктів |
| Об’єкт | m |
|---|---|
| Сонце | −26,73 |
| Повний Місяць | −12,92 |
Спалах Ірідіуму (максимум) | −9,50 |
Венера (максимум) | −4,89 |
Венера (мінімум) | −3,50 |
Юпітер (максимум) | −2,94 |
Марс (максимум) | −2,91 |
Меркурій (максимум) | −2,45 |
Юпітер (мінімум) | −1,61 |
Сіріус (найяскравіша зоря неба) | −1,47 |
Канопус (2-га за яскравістю зоря неба) | −0,72 |
Сатурн (максимум) | −0,49 |
Альфа Центавра сукупна яскравість А,В | −0,27 |
Арктур (3-тя за яскравістю зоря неба) | −0,05 |
Альфа Центавра А (4-та за яскравістю зоря неба) | −0,01 |
Вега (5-та за яскравістю зоря неба) | +0,03 |
Сатурн (мінімум) | +1,47 |
Марс (мінімум) | +1,84 |
SN 1987A — наднова зоря 1987 року у Великій Магеллановій Хмарі | +3,03 |
| Туманність Андромеди | +3,44 |
| Найслабші зорі,які видно у мегаполісах | +3...+4 |
Ганімед — супутник Юпітера, найбільший супутник Сонячної системи (максимум) | +4,38 |
4 Веста (найяскравіший астероїд), у максимумі | +5,14 |
Уран (максимум) | +5,32 |
Галактика Трикутника (М33), видима неозброєним оком при хорошому небі | +5,72 |
Меркурій (мінімум) | +5,75 |
Уран (мінімум) | +5,95 |
| Найтьмяніші зорі, видимі неозброєним оком у сільській місцевості | +6,50 |
Церера (максимум) | +6,73 |
NGC 3031(М81), видима неозброєним оком при ідеальному небі | +6,90 |
| Найтьмяніші зірки, видимі неозброєним оком на ідеальному небі (Обсерваторія Мауна-Кеа, пустеля Атакама) | +7,72 |
Нептун (максимум) | +7,78 |
Нептун (мінімум) | +8,01 |
Титан — супутник Сатурна, 2-й за розміром супутник Сонячної системи (максимум) | +8,10 |
| Проксіма Центавра | +11,10 |
| Найяскравіший квазар | +12,60 |
Плутон (максимум) | +13,65 |
Макемаке в опозиції | +16,80 |
Хаумеа в опозиції | +17,27 |
Ерида в опозиції | +18,70 |
| Найслабші зорі, видимі на знімку CCD-детектора на 24" телескопі при витримці у 30 хв | +22 |
| Найтьмяніший об’єкт, доступний на 8-метровому наземному телескопі | +27 |
| Найтьмяніший об’єкт, доступний на орбітальному телескопі «Габбл» | +31,5 |
| Найтьмяніший об’єкт, що буде доступний на 42-метровому наземному телескопі | +36 |
| Найтьмяніший об’єкт, що буде доступний на орбітальному телескопі OWL (запуск планується 2020 року) | +38 |
Див. також |
- Абсолютна зоряна величина
Фотометрична система Джонсона (UBV)
Фотометрична система Стрьомґрена (uvbyβ)
Примітки |
↑ Миронов А. В. (2005). Основы астрофотометрии. с. 40. Архів оригіналу за 2013-06-25. Процитовано 2012-09-07. (рос.)
↑ SIMBAD Query result: Sirius. SIMBAD. Архів оригіналу за 2013-06-25. Процитовано 2010-06-21. (англ.)
Література |
Сурдин В. Г. Звездная величина. Глоссарий Astronet.ru (російською). Архів оригіналу за 2010-11-28. Процитовано 2012-09-16.
Миронов А. В. (2005). Основы астрофотометрии. Архів оригіналу за 2013-06-25. Процитовано 2012-09-07.
Миронов А. В. (1997). Прецизионная фотометрия. «Астронет». Архів оригіналу за 2013-06-25. Процитовано 2012-09-07.
