Кажущаяся величина ( м ) представляет собой меру яркости в виде звезды или другого астрономического объекта , наблюдаемого из Земли . Видимая величина объекта зависит от его собственной светимости , расстояния от Земли и любого ослабления света объекта, вызванного межзвездной пылью на луче зрения наблюдателя.
Слово величина в астрономии, если не указано иное, обычно относится к видимой величине небесного объекта. Шкала звездных величин восходит к древнему астроному Птолемею , в звездном каталоге которого были перечислены звезды от 1-й величины (самая яркая) до 6- й величины (самая тусклая). Современная шкала была математически определена таким образом, чтобы полностью соответствовать этой исторической системе.
Шкала обратная логарифмическая : чем ярче объект, тем меньше его величина . Разница в 1,0 соответствует коэффициенту яркости 5 √ 100 , или примерно 2,512. Например, звезда с величиной 2,0 в 2,512 раза ярче звезды с величиной 3,0, в 6,31 раза ярче звезды с величиной 4,0 и в 100 раз ярче звезды с величиной 7,0.
Самые яркие астрономические объекты имеют отрицательную видимую звездную величину: например, Венера с −4,2 или Сириус с −1,46. Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом в самую темную ночь, имеют видимую величину около +6,5, хотя это зависит от зрения человека, высоты и атмосферных условий. [1] Видимая звездная величина известных объектов варьируется от Солнца с -26,7 до объектов на глубоких изображениях космического телескопа Хаббла около +30 звездной величины. [2]
Измерение видимой звездной величины называется фотометрией . Фотометрические измерения производятся в ультрафиолетовых , видимых или инфракрасных диапазонах длин волн с использованием стандартных полосы пропускания фильтров , принадлежащие к фотометрическим системам , таким как системы UBV или Стремгрена uvbyβ система .
Абсолютная величина - это мера внутренней светимости небесного объекта, а не его видимой яркости, и выражается в той же обратной логарифмической шкале. Абсолютная величина определяется как видимая величина, которую имели бы звезда или объект, если бы наблюдались с расстояния 10 парсеков (3,1 × 10 14 километров). Когда говорят просто о «величине», обычно подразумевается кажущаяся величина, а не абсолютная величина.
История [ править ]
Этот раздел требует дополнительных ссылок для проверки . Май 2019 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения ) ( |
Виден обычным человеческим глазом [3] | Видимая величина | Яркости ности по отношению к Vega | Количество звезд (кроме Солнца ) ярче, чем видимая величина [4] в ночном небе. |
---|---|---|---|
да | −1,0 | 251% | 1 ( Сириус ) |
0,0 | 100% | 4 | |
1.0 | 40% | 15 | |
2,0 | 16% | 48 | |
3,0 | 6,3% | 171 | |
4,0 | 2,5% | 513 | |
5,0 | 1,0% | 1602 | |
6,0 | 0,4% | 4800 | |
6,5 | 0,25% | 9100 [5] | |
Нет | 7,0 | 0,16% | 14 000 |
8,0 | 0,063% | 42 000 | |
9,0 | 0,025% | 121 000 | |
10.0 | 0,010% | 340 000 |
Шкала, используемая для обозначения звездной величины, возникла в эллинистической практике разделения звезд, видимых невооруженным глазом, на шесть величин . В яркие звезды в ночном небе было сказано , чтобы быть первой величины ( т = 1), в то время как малейшее были шестой величины ( т = 6), которая является пределом человеческого зрительного восприятия (без помощи телескопа ). Каждая оценка величины считалась вдвое большей яркости следующей степени ( логарифмическая шкала ), хотя это соотношение было субъективным, поскольку фотодетекторы отсутствовали.существовал. Эта довольно грубая шкала яркости звезд была популяризирована Птолемеем в его Альмагесте и, как принято считать, возникла у Гиппарха . Это невозможно ни доказать, ни опровергнуть, поскольку исходный звездный каталог Гиппарха утерян. Единственный сохранившийся текст самого Гиппарха (комментарий к Арату) ясно свидетельствует о том, что у него не было системы для описания яркости числами: он всегда использует такие термины, как «большой» или «маленький», «яркий» или «слабый» или даже такие описания, как "видны в полнолуние". [6]
В 1856 году Норман Роберт Погсон формализовал систему, определив звезду первой величины как звезду, которая в 100 раз ярче звезды шестой величины, тем самым установив логарифмическую шкалу, используемую до сих пор. Это означает, что звезда величины m примерно в 2,512 раза ярче звезды величины m + 1 . Эта цифра, корень пятой степени из 100 , стала известна как коэффициент Погсона. [7] Нулевая точка шкалы Погсона была первоначально определена путем присвоения Полярной звездной величины ровно 2. Позже астрономы обнаружили, что Полярная звезда немного изменчива, поэтому они переключились на Вегу. в качестве стандартной опорной звезды, назначая яркость Vega как определение нулевой величины в любой заданной длине волны.
Помимо небольших поправок, яркость Веги по-прежнему служит определением нулевой величины для видимой и ближней инфракрасной длин волн, где ее спектральное распределение энергии (SED) близко приближается к таковому у черного тела при температуре11 000 К . Однако с появлением инфракрасной астрономии было обнаружено, что излучение Веги включает в себя инфракрасный избыток, предположительно из-за околозвездного диска, состоящего из пыли при высоких температурах (но намного более холодной, чем поверхность звезды). На более коротких (например, видимых) длинах волн при этих температурах наблюдается незначительное излучение пыли. Однако для того, чтобы правильно расширить шкалу звездных величин дальше в инфракрасный диапазон, эта особенность Веги не должна влиять на определение шкалы звездных величин. Поэтому шкала звездных величин была экстраполирована на все длины волн на основе кривой излучения черного тела. для идеальной поверхности звезды на 11 000 К без загрязнения околозвездной радиацией. На этой основе может быть вычислена спектральная энергетическая освещенность (обычно выражаемая в янских ) для точки нулевой звездной величины как функция длины волны. [8] Небольшие отклонения указаны между системами, использующими измерительные приборы, разработанные независимо, чтобы можно было должным образом сравнивать данные, полученные разными астрономами, но большее практическое значение имеет определение величины не на одной длине волны, а применительно к отклику стандартных спектральных фильтров. используется в фотометрии в различных диапазонах длин волн.
Апертура телескопа (мм) | Предельная величина |
---|---|
35 год | 11,3 |
60 | 12,3 |
102 | 13,3 |
152 | 14.1 |
203 | 14,7 |
305 | 15.4 |
406 | 15,7 |
508 | 16,4 |
В современных системах звездных величин яркость в очень широком диапазоне задается в соответствии с логарифмическим определением, подробно описанным ниже, с использованием этого нулевого эталона. На практике такие видимые звездные величины не превышают 30 (для обнаруживаемых измерений). Яркость Веги превосходят четыре звезды на ночном небе в видимом диапазоне длин волн (и больше в инфракрасном диапазоне), а также яркие планеты Венера, Марс и Юпитер, и их следует описывать отрицательными величинами. Например, Сириус , самая яркая звезда небесной сферы , имеет звездную величину -1,4 в видимом диапазоне. Отрицательные величины для других очень ярких астрономических объектов можно найти в таблице ниже.
Астрономы разработали другие фотометрические системы нулевой точки в качестве альтернативы системе Вега. Наиболее широко используется система звездных величин AB [10], в которой фотометрические нулевые точки основаны на гипотетическом эталонном спектре с постоянным потоком на единицу частотного интервала , а не на использовании звездного спектра или кривой черного тела в качестве эталона. Нулевая точка величины AB определяется таким образом, чтобы величины объекта на основе AB и Vega были приблизительно равны в полосе фильтра V.
Измерение [ править ]
Прецизионное измерение величины (фотометрия) требует калибровки фотографического или (обычно) электронного устройства обнаружения. Обычно это включает одновременное наблюдение в идентичных условиях стандартных звезд, величина которых с помощью этого спектрального фильтра точно известна. Более того, поскольку количество света, фактически принимаемого телескопом, уменьшается из-за прохождения через атмосферу Земли , необходимо учитывать воздушные массы цели и калибровочных звезд. Обычно можно наблюдать несколько разных звезд известной величины, которые достаточно похожи. Звезды калибратора, расположенные близко в небе к цели, являются предпочтительными (чтобы избежать больших различий в атмосферных траекториях). Если у этих звезд несколько разные зенитные углы( высоты ), то поправочный коэффициент как функция воздушной массы может быть получен и применен к воздушной массе в местоположении цели. Такая калибровка позволяет получить яркость, наблюдаемую над атмосферой, где определена видимая величина.
Расчеты [ править ]
Чем тусклее объект, тем выше числовое значение, данное его величине, с разницей в 5 звездных величин, что соответствует коэффициенту яркости ровно 100. Следовательно, величина m в спектральной полосе x будет определяться как
который чаще выражается в виде десятичных логарифмов как
где F x - наблюдаемая плотность потока с использованием спектрального фильтра x , а F x , 0 - эталонный поток (нулевая точка) для этого фотометрического фильтра . Поскольку увеличение на 5 звездных величин соответствует уменьшению яркости ровно в 100 раз, каждое увеличение звездной величины означает уменьшение яркости в раз ( коэффициент Погсона). Обращаясь к приведенной выше формуле, разница величин m 1 - m 2 = Δ m подразумевает коэффициент яркости, равный
Пример: Солнце и Луна [ править ]
Каково соотношение яркости Солнца и полной Луны ?
Видимая величина Солнца -26,74 [11] (ярче), а средняя звездная величина полной Луны -12,74 [12] (тусклее).
Разница в величине:
Фактор яркости:
Солнце появляется около В 400 000 раз ярче полной луны.
Добавление величины [ править ]
Иногда хочется добавить яркости. Например, фотометрия близко расположенных двойных звезд может дать измерение только их совокупного светового потока. Как мы можем рассчитать суммарную величину этой двойной звезды, зная только величины отдельных компонентов? Это можно сделать, добавив яркости (в линейных единицах), соответствующие каждой величине. [13]
Решение для урожайности
где m f - величина, полученная после сложения яркостей, обозначенных m 1 и m 2 .
Видимая болометрическая звездная величина [ править ]
В то время как величина обычно относится к измерению в определенной полосе фильтра, соответствующей некоторому диапазону длин волн, кажущаяся или абсолютная болометрическая величина (м бол ) является мерой кажущейся или абсолютной яркости объекта, интегрированной по всем длинам волн электромагнитного спектра (также известного как освещенность или мощность объекта соответственно). Нулевая точка шкалы кажущейся болометрической величины основана на определении, что кажущаяся болометрическая величина 0 mag эквивалентна принятой энергетической освещенности 2,518 × 10 -8 Вт на квадратный метр (Вт · м -2 ). [14]
Абсолютная величина [ править ]
В то время как кажущаяся величина является мерой яркости объекта, видимой конкретным наблюдателем, абсолютная величина является мерой внутренней яркости объекта. Поток уменьшается с расстоянием по закону обратных квадратов , поэтому видимая величина звезды зависит как от ее абсолютной яркости, так и от расстояния (и любого поглощения). Например, звезда, находящаяся на одном расстоянии, будет иметь такую же видимую величину, что и звезда в четыре раза ярче на двойном расстоянии. Напротив, собственная яркость астрономического объекта не зависит от расстояния до наблюдателя или какого-либо исчезновения .
Абсолютная звездная величина M звезды или астрономического объекта определяется как видимая величина, которую он имел бы при наблюдении с расстояния 10 парсеков (33 св . Лет ). Абсолютная звездная величина Солнца составляет 4,83 в полосе V (визуальная), 4,68 в полосе G спутника Gaia (зеленый) и 5,48 в полосе B (синий). [15] [16] [17]
В случае планеты или астероида абсолютная звездная величина H скорее означает видимую звездную величину, которую она имела бы, если бы находилась на расстоянии 1 астрономической единицы (150 000 000 км) от наблюдателя и Солнца и полностью освещалась при максимальном противодействии (конфигурация возможно только теоретически, если наблюдатель находится на поверхности Солнца). [18]
Стандартные справочные значения [ править ]
Группа | λ (мкм) | Δ λ/λ ( FWHM ) | Поток при m = 0 , F x , 0 | |
---|---|---|---|---|
Jy | 10 −20 эрг / (с · см 2 · Гц) | |||
U | 0,36 | 0,15 | 1810 г. | 1,81 |
B | 0,44 | 0,22 | 4260 | 4,26 |
V | 0,55 | 0,16 | 3640 | 3,64 |
р | 0,64 | 0,23 | 3080 | 3,08 |
я | 0,79 | 0,19 | 2550 | 2,55 |
J | 1,26 | 0,16 | 1600 | 1,60 |
ЧАС | 1,60 | 0,23 | 1080 | 1.08 |
K | 2,22 | 0,23 | 670 | 0,67 |
L | 3,50 | |||
грамм | 0,52 | 0,14 | 3730 | 3,73 |
р | 0,67 | 0,14 | 4490 | 4,49 |
я | 0,79 | 0,16 | 4760 | 4,76 |
z | 0,91 | 0,13 | 4810 | 4.81 |
Шкала звездных величин представляет собой обратную логарифмическую шкалу. Распространенное заблуждение состоит в том, что логарифмическая природа шкалы обусловлена логарифмической реакцией самого человеческого глаза . Во времена Погсона это считалось правдой (см. Закон Вебера – Фехнера ), но теперь считается, что ответ является степенным законом (см. Степенной закон Стивенса ). [20]
Величина усложняется тем, что свет не монохроматичен . Чувствительность светового приемника варьируется в зависимости от длины волны света, а способ ее изменения зависит от типа светового приемника. По этой причине необходимо указать, как измеряется величина, чтобы значение было значимым. Для этой цели широко используется система UBV , в которой величина измеряется в трех различных диапазонах длин волн: U (с центром около 350 нм, в ближнем ультрафиолетовом диапазоне).), B (около 435 нм, в синей области) и V (около 555 нм, в середине диапазона зрения человека при дневном свете). Полоса V была выбрана для спектральных целей и дает величины, близкие к величине, видимой человеческим глазом. Когда кажущаяся величина обсуждается без дополнительных уточнений, обычно понимается величина V. [ необходима цитата ]
Поскольку более холодные звезды, такие как красные гиганты и красные карлики , излучают мало энергии в синей и ультрафиолетовой областях спектра, их мощность часто недооценивается шкалой UBV. В самом деле, некоторые звезды класса L и T имеют оценочную величину значительно больше 100, потому что они излучают очень мало видимого света, но наиболее сильны в инфракрасном диапазоне . [ необходима цитата ]
Меры величины требуют осторожного обращения, и чрезвычайно важно измерять подобное с подобным. На ортохроматической (чувствительной к синему) фотопленке начала 20 века и более ранней относительной яркости синего сверхгиганта Ригеля и красного сверхгиганта Бетельгейзе (максимум) перевернуты по сравнению с тем, что воспринимают человеческие глаза, потому что эта архаичная пленка больше чувствительны к синему свету, чем к красному. Звездные величины, полученные с помощью этого метода, известны как фотографические звездные величины и в настоящее время считаются устаревшими. [ необходима цитата ]
Для объектов в пределах Млечного Пути с данной абсолютной величиной 5 добавляется к видимой величине на каждое десятикратное увеличение расстояния до объекта. Для объектов, находящихся на очень больших расстояниях (далеко за пределами Млечного Пути), это соотношение должно быть скорректировано с учетом красных смещений и мер неевклидовых расстояний из-за общей теории относительности . [21] [22]
Для планет и других тел Солнечной системы видимая величина определяется на основе их фазовой кривой и расстояний до Солнца и наблюдателя. [ необходима цитата ]
Список видимых звездных величин [ править ]
Этот раздел требует дополнительных ссылок для проверки . Сентябрь 2019 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения ) ( |
Видимая звездная величина (V) | Объект | Видно с ... | Заметки |
---|---|---|---|
-67,57 | гамма-всплеск GRB 080319B | видно из 1 а.е. даром | |
-41,39 | звезда Лебедь OB2-12 | видно с расстояния 1 AU | |
-40,67 | звезда M33-013406.63 | видно с расстояния 1 AU | |
–40,17 | звезда Eta Carinae A | видно с расстояния 1 AU | |
-40,07 | звезда Зета 1 Скорпиона | видно с расстояния 1 AU | |
-39,66 | звезда R136a1 | видно с расстояния 1 AU | |
–39,47 | звезда P Cygni | видно с расстояния 1 AU | |
-38,00 | звезда Ригель | видно с расстояния 1 AU | Его можно было бы увидеть как большой очень яркий голубоватый диск с видимым диаметром 35 °. |
−30,30 | звезда Сириус А | видно с расстояния 1 AU | |
−29,30 | звезда Солнце | видно с Меркурия в перигелии | |
-27,40 | звезда Солнце | видно с Венеры в перигелии | |
-26,74 | звезда Солнце | видно с Земли [11] | Примерно в 400000 раз ярче, чем средняя полная луна |
−25,60 | звезда Солнце | видно с Марса в афелии | |
-25,00 | Минимальная яркость, при которой обычный глаз вызывает легкую боль при взгляде | ||
-23,00 | звезда Солнце | видно с Юпитера в афелии | |
-21,70 | звезда Солнце | видно с Сатурна в афелии | |
−20,20 | звезда Солнце | видно с Урана в афелии | |
−19,30 | звезда Солнце | видно с Нептуна | |
−18,20 | звезда Солнце | видно с Плутона в афелии | |
-16,70 | звезда Солнце | видно из Эрис в Афелии | |
-14,20 | Уровень освещенности 1 люкс [23] [24] | ||
-12,90 | полнолуние | видно с Земли в перигелии | максимальная яркость перигея + перигелия + полной луны (среднее значение расстояния -12,74, [12], хотя значения примерно на 0,18 звездной величины ярче с учетом эффекта оппозиции ) |
-12,40 | Бетельгейзе | видно с Земли, когда она становится сверхновой [25] | |
-11,20 | звезда Солнце | видно из Седны в Афелии | |
-10,00 | Комета Икея – Секи (1965 г.) | видно с Земли | который был самым ярким крейц-сунгрейзером современности [26] |
-9,50 | Иридиевая (спутниковая) вспышка | видно с Земли | максимальная яркость |
-7,50 | сверхновая звезда 1006 | видно с Земли | самое яркое звездное событие в зарегистрированной истории (7200 световых лет от нас) [27] |
-6,50 | Общая интегрированная величина в ночном небе | видно с Земли | |
−6,00 | Крабовая сверхновая 1054 года | видно с Земли | (На расстоянии 6500 световых лет) [28] |
-5,90 | Международная космическая станция | видно с Земли | когда МКС находится в перигее и полностью освещена Солнцем [29] |
-4,92 | планета венера | видно с Земли | максимальная яркость [30] при освещении в виде полумесяца |
-4,14 | планета венера | видно с Земли | средняя яркость [30] |
−4 | Самые тусклые объекты, наблюдаемые днем невооруженным глазом при высоком солнце | ||
−3,99 | звезда Эпсилон Большого Пса | видно с Земли | максимальная яркость 4,7 миллиона лет назад, самая яркая звезда в истории последних и следующих пяти миллионов лет |
−2,98 | планета венера | видно с Земли | минимальная яркость, когда он находится на обратной стороне Солнца [30] |
−2,94 | планета юпитер | видно с Земли | максимальная яркость [30] |
−2,94 | планета марс | видно с Земли | максимальная яркость [30] |
−2,5 | Самые слабые объекты, видимые днем невооруженным глазом, когда Солнце находится менее чем на 10 ° над горизонтом | ||
-2,50 | Новолуние | видно с Земли | минимальная яркость |
−2,48 | планета Меркурий | видно с Земли | максимальная яркость в верхнем соединении (в отличие от Венеры, Меркурий наиболее яркий, когда находится на обратной стороне Солнца, причина заключается в их разных фазовых кривых) [30] |
−2,20 | планета юпитер | видно с Земли | средняя яркость [30] |
-1,66 | планета юпитер | видно с Земли | минимальная яркость [30] |
-1,47 | звездная система Сириус | видно с Земли | Самая яркая звезда за исключением Солнца в видимом диапазоне длин волн [31] |
-0,83 | звезда Eta Carinae | видно с Земли | кажущаяся яркость самозванца сверхновой в апреле 1843 г. |
-0,72 | звезда Канопус | видно с Земли | 2-я по яркости звезда в ночном небе [32] |
-0,55 | планета сатурн | видно с Земли | максимальная яркость вблизи оппозиции и перигелия, когда кольца расположены под углом к Земле [30] |
-0,3 | Комета Галлея | видно с Земли | Ожидаемая видимая величина на пролете 2061 г. |
-0,27 | звездная система Альфа Центавра AB | видно с Земли | Суммарная величина (3-я по яркости звезда в ночном небе) |
-0,04 | звезда Арктур | видно с Земли | 4-я по яркости звезда невооруженным глазом [33] |
−0,01 | звезда Альфа Центавра A | видно с Земли | 4-я по яркости отдельная звезда, телескопически видимая в ночном небе |
+0,03 | звезда Вега | видно с Земли | который изначально был выбран в качестве определения нулевой точки [34] |
+0,23 | планета Меркурий | видно с Земли | средняя яркость [30] |
+0,50 | звезда Солнце | видно с Альфы Центавра | |
+0,46 | планета сатурн | видно с Земли | средняя яркость [30] |
+0,71 | планета марс | видно с Земли | средняя яркость [30] |
+1,17 | планета сатурн | видно с Земли | минимальная яркость [30] |
+1,86 | планета марс | видно с Земли | минимальная яркость [30] |
+1,98 | звезда Полярная звезда | видно с Земли | средняя яркость [35] |
+3,03 | сверхновая SN 1987A | видно с Земли | в Большом Магеллановом Облаке (на расстоянии 160000 световых лет) |
От +3 до +4 | Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом в городских кварталах | ||
+3,44 | Галактика Андромеды | видно с Земли | M31 [36] |
+4 | Туманность Ориона | видно с Земли | M42 |
+4,38 | луна Ганимед | видно с Земли | максимальная яркость [37] (спутник Юпитера и самый большой спутник в Солнечной системе) |
+4,50 | открытый кластер M41 | видно с Земли | рассеянное скопление, которое, возможно, видел Аристотель [38] |
+4,5 | Карликовая сфероидальная галактика Стрелец | видно с Земли | |
+5,20 | астероид веста | видно с Земли | максимальная яркость |
+5,38 [39] | планета уран | видно с Земли | максимальная яркость [30] |
+5,68 | планета уран | видно с Земли | средняя яркость [30] |
+5,72 | спиральная галактика M33 | видно с Земли | который используется в качестве теста на зрение невооруженным глазом под темным небом [40] [41] |
+5,8 | гамма-всплеск GRB 080319B | видно с Земли | Пиковая визуальная величина («Событие Кларка») наблюдалась на Земле 19 марта 2008 года с расстояния 7,5 миллиардов световых лет. |
+6,03 | планета уран | видно с Земли | минимальная яркость [30] |
+6,49 | астероид Паллада | видно с Земли | максимальная яркость |
+6,5 | Приблизительный предел количества звезд, наблюдаемых средним невооруженным глазом в очень хороших условиях. Около 9500 звезд видны с величиной 6,5. [3] | ||
+6,64 | карликовая планета Церера | видно с Земли | максимальная яркость |
+6,75 | астероид Ирис | видно с Земли | максимальная яркость |
+6,90 | спиральная галактика M81 | видно с Земли | Это экстремальная цель для невооруженных глаз, которая доводит человеческое зрение и шкалу Бортла до предела [42] |
+7 до +8 | Крайний предел невооруженного глаза, класс 1 по шкале Бортла , самое темное небо, доступное на Земле [43] | ||
+7,25 | планета Меркурий | видно с Земли | минимальная яркость [30] |
+7,67 [44] | планета Нептун | видно с Земли | максимальная яркость [30] |
+7,78 | планета Нептун | видно с Земли | средняя яркость [30] |
+8.00 | планета Нептун | видно с Земли | минимальная яркость [30] |
+8,10 | Луна Титан | видно с Земли | максимальная яркость; самый большой спутник Сатурна; [45] [46] средняя величина противостояния 8,4 [47] |
+8,29 | звезда UY Scuti | видно с Земли | Максимальная яркость; одна из крупнейших известных звезд по радиусу |
+8,94 | астероид 10 Гигея | видно с Земли | максимальная яркость [48] |
+9,50 | Самые слабые объекты, видимые в обычный бинокль 7 × 50 в типичных условиях [49] | ||
+10,20 | луна япет | видно с Земли | максимальная яркость, [46] самая яркая, когда к западу от Сатурна, переход на другую сторону занимает 40 дней |
+11,05 | звезда Проксима Центавра | видно с Земли | 2-я ближайшая звезда |
+11,8 | луна фобос | видно с Земли | Максимальная яркость; ярчайшая луна Марса |
+12,23 | звезда R136a1 | видно с Земли | Самая яркая и массивная звезда из известных [50] |
+12,89 | Луна Деймос | видно с Земли | Максимальная яркость |
+12,91 | квазар 3C 273 | видно с Земли | самый яркий ( расстояние яркости 2,4 миллиарда световых лет ) |
+13,42 | луна Тритон | видно с Земли | Максимальная яркость [47] |
+13,65 | карликовая планета Плутон | видно с Земли | максимальная яркость, [51] в 725 раз слабее, чем небо невооруженным глазом 6,5 звездной величины |
+13,9 | луна Титания | видно с Земли | Максимальная яркость; ярчайшая луна Урана |
+14,1 | звезда WR 102 | видно с Земли | Самая горячая известная звезда |
+15,4 | кентавр хирон | видно с Земли | максимальная яркость [52] |
+15,55 | луна Харон | видно с Земли | максимальная яркость (самый большой спутник Плутона) |
+16,8 | карликовая планета Макемаке | видно с Земли | Текущая яркость оппозиции [53] |
+17,27 | карликовая планета Хаумеа | видно с Земли | Текущая яркость оппозиции [54] |
+18,7 | карликовая планета Эрида | видно с Земли | Текущая яркость оппозиции |
+19,5 | Самые слабые объекты, наблюдаемые с помощью 0,7-метрового телескопа Catalina Sky Survey с 30-секундной выдержкой [55], а также приблизительной предельной звездной величиной системы предупреждения о столкновении с землей астероида (ATLAS) | ||
+20,7 | Луна Каллирроу | видно с Земли | (маленький спутник Юпитера ≈8 км) [47] |
+22 | Самые слабые объекты, наблюдаемые в видимом свете с помощью телескопа Ричи-Кретьена 600 мм (24 ″) с 30-минутными сложенными изображениями (6 субкадров по 5 минут каждый) с использованием ПЗС-детектора [56] | ||
+22,8 | Лухман 16 | видно с Земли | Ближайшие коричневые карлики (Luhman 16A = 23,25, Luhman 16B = 24,07) [57] |
+22,91 | луна гидра | видно с Земли | максимальная яркость луны Плутона |
+23,38 | луна никс | видно с Земли | максимальная яркость луны Плутона |
+24 | Самые слабые объекты, наблюдаемые с помощью 1,8-метрового телескопа Pan-STARRS с использованием 60-секундной экспозиции [58]. В настоящее время это предельная величина для автоматических астрономических обзоров всего неба . | ||
+25,0 | луна фенрир | видно с Земли | (маленький спутник Сатурна ≈4 км) [59] |
+25,3 | Транснептуновый объект 2018 AG 37 | видно с Земли | Самый удаленный из известных наблюдаемых объектов в Солнечной системе примерно в 132 а.е. (19,7 миллиарда км) от Солнца. |
+26,2 | Транснептуновый объект 2015 TH 367 | видно с Земли | Объект размером 200 км находится на расстоянии около 90 а.е. (13 миллиардов км) от Солнца и примерно в 75 миллионов раз слабее, чем то, что можно увидеть невооруженным глазом. |
+27,7 | Самые слабые объекты, наблюдаемые с помощью одного наземного телескопа 8-метрового класса, такого как телескоп Субару, на 10-часовом изображении [60] | ||
+28,2 | Комета Галлея | видно с Земли (2003) | в 2003 году, когда он находился на расстоянии 28 а.е. (4,2 миллиарда км) от Солнца, что было получено с помощью 3 из 4 синхронизированных отдельных телескопов в массиве Очень Большого Телескопа ESO с общим временем экспозиции около 9 часов [61] |
+28,4 | астероид 2003 BH 91 | видно с околоземной орбиты | наблюдаемая величина ≈15-километрового пояс Койпер объекта посещения по космическому телескопу (HST) в 2003 году, тусклый известный под непосредственным наблюдением астероида. |
+31,5 | Самые слабые объекты, наблюдаемые в видимом свете с помощью космического телескопа Хаббла через экстремальное глубокое поле с экспозицией ~ 23 дней, собранной за 10 лет [62] | ||
+34 | Самые слабые объекты, наблюдаемые в видимом свете с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба [63] | ||
+35 | безымянный астероид | видно с околоземной орбиты | ожидаемая величина самого тусклого из известных астероидов, 950-метрового объекта пояса Койпера, обнаруженного спутником HST, проходящим перед звездой в 2009 году [64]. |
+35 | звезда LBV 1806-20 | видно с Земли | светящаяся голубая переменная звезда, ожидаемая величина в видимом диапазоне длин волн из-за межзвездного поглощения |
Некоторые из перечисленных величин являются приблизительными. Чувствительность телескопа зависит от времени наблюдения, оптической полосы пропускания и мешающего света от рассеяния и свечения воздуха .
См. Также [ править ]
- Модуль расстояния
- Список ближайших ярких звезд
- Список ближайших звезд
- Светимость в астрономии
- Яркость поверхности
Ссылки [ править ]
- ^ Curtis, Хибера Дуст (1903) [1901-03-27]. «На границах невооруженного зрения» . Бюллетень обсерватории Лик . Калифорнийский университет . С. 67–69. DOI : 10.5479 / ADS / нагрудник / 1903LicOB.2.67C .
- ↑ Мэтью, Темплтон (21 октября 2011 г.). «Звездные величины: измерение яркости звезд» . Американская ассоциация переменных звезд (AAVSO). Архивировано 18 мая 2019 года . Дата обращения 19 мая 2019 .
- ^ a b "Vmag <6.5" . Астрономическая база данных SIMBAD. Архивировано 22 февраля 2015 года . Проверено 25 июня 2010 года .
- ^ «Величина» . Национальная солнечная обсерватория - пик Сакраменто. Архивировано из оригинала 6 февраля 2008 года . Проверено 23 августа 2006 года .
- ^ Каталог ярких звезд
- ^ Hoffmann, С., Hipparchs Himmelsglobus, Springer, Висбаден / НьюЙорк, 2017
- ^ Погсон, Н. (1856). «Тридцать шесть звездных величин малых планет в первый день каждого месяца 1857 года» . MNRAS . 17 : 12. Bibcode : 1856MNRAS..17 ... 12P . DOI : 10.1093 / MNRAS / 17.1.12 . Архивировано 3 июля 2007 года . Проверено 16 июня 2006 года .
- ^ См. [1] .
- ^ Норт, Джеральд; Джеймс, Ник (2014). Наблюдения за переменными звездами, новыми и сверхновыми . Издательство Кембриджского университета. п. 24. ISBN 9781107636125.
- ^ Ок, JB; Ганн, Дж. Э. (15 марта 1983 г.). «Звезды вторичного стандарта для абсолютной спектрофотометрии». Астрофизический журнал . 266 : 713–717. Bibcode : 1983ApJ ... 266..713O . DOI : 10.1086 / 160817 .
- ^ a b Уильямс, Дэвид Р. (1 сентября 2004 г.). «Информационный бюллетень Sun» . НАСА (Национальный центр данных по космическим наукам). Архивировано 15 июля 2010 года . Проверено 3 июля 2010 года .
- ^ a b Уильямс, Дэвид Р. (2 февраля 2010 г.). "Информационный бюллетень Луны" . НАСА (Национальный центр данных по космическим наукам). Архивировано 23 марта 2010 года . Проверено 9 апреля 2010 года .
- ^ "Арифметика величин" . Еженедельная тема . Каглоу. Архивировано 1 февраля 2012 года . Проверено 30 января 2012 года .
- ^ Рабочая группа IAU Inter-Division AG по номинальным единицам для звездной и планетарной астрономии (13 августа 2015 г.). «Резолюция B2 IAU 2015 года о рекомендуемых нулевых точках для шкал абсолютной и кажущейся болометрической величины» (PDF) . Решения, принятые на общих собраниях . arXiv : 1510.06262 . Bibcode : 2015arXiv151006262M . Архивировано (PDF) из оригинала 28 января 2016 года . Дата обращения 19 мая 2019 .
- ^ Эванс, Аарон. «Некоторые полезные астрономические определения» (PDF) . Астрономическая программа Стоуни-Брук. Архивировано 20 июля 2011 года (PDF) . Проверено 12 июля 2009 года .
- ^ Чотар, Клемен; Цвиттер, Томаж; и другие. (21 мая 2019 г.). «Обзор GALAH: неразрешенные тройные звезды типа Солнца, обнаруженные миссией Gaia» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Издательство Оксфордского университета (ОУП). 487 (2): 2474–2490. DOI : 10.1093 / MNRAS / stz1397 . ISSN 0035-8711 .
- ^ Бесселл, Майкл С. (сентябрь 2005 г.). "Стандартные фотометрические системы" (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 293–336. Bibcode : 2005ARA & A..43..293B . DOI : 10.1146 / annurev.astro.41.082801.100251 . ISSN 0066-4146 .
- ^ Лучук, М., Астрономические звездные величины (PDF) , стр. 8 , дата обращения 11 января 2019.
- ^ Хухра, Джон. "Астрономические звездные системы" . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано 21 июля 2018 года . Проверено 18 июля 2017 года .
- ^ Шульман, Э .; Кокс, CV (1997). «Заблуждения об астрономических величинах». Американский журнал физики . 65 (10): 1003. Bibcode : 1997AmJPh..65.1003S . DOI : 10.1119 / 1.18714 .
- ^ Уме, Обинна; Кларксон, Крис; Мартенс, Рой (2014). "Нелинейные релятивистские поправки к космологическим расстояниям, красному смещению и увеличению гравитационного линзирования: II. Вывод". Классическая и квантовая гравитация . 31 (20): 205001. arXiv : 1402.1933 . Bibcode : 2014CQGra..31t5001U . DOI : 10.1088 / 0264-9381 / 31/20/205001 .
- ^ Хогг, Дэвид В .; Болдры, Иван К .; Blanton, Michael R .; Эйзенштейн, Дэниел Дж. (2002). «Коррекция К». arXiv : astro-ph / 0210394 .
- ↑ Дюфай, Жан (17 октября 2012 г.). Введение в астрофизику: звезды . п. 3. ISBN 9780486607719. Архивировано 24 марта 2017 года . Проверено 28 февраля +2016 .
- ^ Маклин, Ян С. (2008). Электронные изображения в астрономии: детекторы и приборы . Springer. п. 529. ISBN 978-3-540-76582-0.
- ^ Долан, Мишель М .; Мэтьюз, Грант Дж .; Лам, Доан Дык; Лан, Нгуен Куинь; Герцег, Грегори Дж .; Дирборн, Дэвид SP (2017). «Пути эволюции Бетельгейзе». Астрофизический журнал . 819 (1): 7. arXiv : 1406.3143 . Bibcode : 2016ApJ ... 819 .... 7D . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 819/1/7 .
- ^ «Самые яркие кометы, замеченные с 1935 года» . International Comet Quarterly. Архивировано 28 декабря 2011 года . Проверено 18 декабря 2011 года .
- ^ Винклер, П. Франк; Гупта, Гаурав; Лонг, Нокс С. (2003). «Остаток SN 1006: правильные оптические движения, глубокое изображение, расстояние и яркость на максимуме». Астрофизический журнал . 585 (1): 324–335. arXiv : astro-ph / 0208415 . Bibcode : 2003ApJ ... 585..324W . DOI : 10.1086 / 345985 .
- ^ "Сверхновая 1054 - Создание Крабовидной туманности" . САСЫ . Архивировано 28 мая 2014 года . Проверено 29 июля 2014 года .
- ^ "Heavens-above.com" . Небеса-выше. Архивировано 5 июля 2009 года . Проверено 22 декабря 2007 года .
- ^ Б с д е е г ч я J к л м п о р д т ы т у Mallama, А .; Хилтон, Дж. Л. (2018). «Вычисление видимых планетных величин для астрономического альманаха». Астрономия и вычисления . 25 : 10–24. arXiv : 1808.01973 . Bibcode : 2018A&C .... 25 ... 10M . DOI : 10.1016 / j.ascom.2018.08.002 .
- ^ "Сириус" . Астрономическая база данных SIMBAD. Архивировано 24 июня 2013 года . Проверено 26 июня 2010 года .
- ^ "Канопус" . Астрономическая база данных SIMBAD. Архивировано 14 июля 2014 года . Проверено 26 июня 2010 года .
- ^ "Арктур" . Астрономическая база данных SIMBAD. Архивировано 14 января 2014 года . Проверено 26 июня 2010 года .
- ^ "Вега" . Астрономическая база данных SIMBAD. Архивировано 7 июля 2015 года . Проверено 14 апреля 2010 года .
- ^ Evans, NR; Schaefer, GH; Bond, HE; Bono, G .; Каровская, М .; Nelan, E .; Сасселов, Д .; Мейсон, Б.Д. (2008). «Прямое обнаружение близкого спутника Полярной звезды с помощью космического телескопа Хаббла». Астрономический журнал . 136 (3): 1137. arXiv : 0806.4904 . Bibcode : 2008AJ .... 136.1137E . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/3/1137 .
- ^ "SIMBAD-M31" . Астрономическая база данных SIMBAD. Архивировано 19 мая 2014 года . Проверено 29 ноября 2009 года .
- ^ Йоманс; Чемберлин. «Система эфемерид Horizon Online для Ганимеда (основное тело 503)» . Калифорнийский технологический институт, Лаборатория реактивного движения. Архивировано 2 февраля 2014 года . Проверено 14 апреля 2010 года . (4.38 октября 2003 г.)
- ^ "M41, возможно, записанный Аристотелем" . SEDS (Студенты для исследования и освоения космоса). 28 июля 2006 года архивация с оригинала на 18 апреля 2017 года . Проверено 29 ноября 2009 года .
- ^ "Информационный бюллетень об Уране" . nssdc.gsfc.nasa.gov . Архивировано 22 января 2019 года . Проверено 8 ноября 2018 .
- ^ "SIMBAD-M33" . Астрономическая база данных SIMBAD. Архивировано 13 сентября 2014 года . Проверено 28 ноября 2009 года .
- ^ Lodriguss, Джерри (1993). «M33 (Галактика Треугольник)» . Архивировано 15 января 2010 года . Проверено 27 ноября 2009 года . (Показывает болометрическую величину, а не визуальную величину.)
- ^ "Мессье 81" . SEDS (Студенты для исследования и освоения космоса). 2 сентября 2007 года архивация с оригинала на 14 июля 2017 года . Проверено 28 ноября 2009 года .
- ↑ Джон Э. Бортл (февраль 2001 г.). "Чешуя Бортла Темного Неба" . Небо и телескоп. Архивировано из оригинального 23 марта 2009 года . Проверено 18 ноября 2009 года .
- ^ "Информация о Нептуне" . nssdc.gsfc.nasa.gov . Архивировано 10 января 2019 года . Проверено 8 ноября 2018 .
- ^ Йоманс; Чемберлин. «Система эфемерид Horizon Online для Титана (основное тело 606)» . Калифорнийский технологический институт, Лаборатория реактивного движения. Архивировано 13 ноября 2012 года . Проверено 28 июня 2010 года . (8.10, 30 декабря 2003 г.)
- ^ а б «Классические спутники Солнечной системы» . Обсерватория АРВАЛ. Архивировано из оригинального 31 -го июля 2010 года . Проверено 25 июня 2010 года .
- ^ a b c "Физические параметры планетных спутников" . JPL (динамика солнечной системы). 3 апреля 2009 года архивации с оригинала на 23 июля 2009 года . Проверено 25 июля 2009 года .
- ^ "AstDys (10) Hygiea Ephemerides" . Математический факультет Пизанского университета, Италия. Архивировано 8 июля 2013 года . Проверено 26 июня 2010 года .
- ^ Zarenski, Ed (2004). «Предельная величина в биноклях» (PDF) . Пасмурные ночи. Архивировано 21 июля 2011 года (PDF) . Проверено 6 мая 2011 года .
- ^ "Какая самая массивная звезда?" . Space.com . Архивировано 11 января 2019 года . Проверено 5 ноября 2018 .
- ↑ Уильямс, Дэвид Р. (7 сентября 2006 г.). «Информационный бюллетень о Плутоне» . Национальный центр данных по космическим наукам . НАСА. Архивировано 1 июля 2010 года . Проверено 26 июня 2010 года .
- ^ "AstDys (2060) Хирон Эфемериды" . Математический факультет Пизанского университета, Италия. Архивировано 29 июня 2011 года . Проверено 26 июня 2010 года .
- ^ "AstDys (136472) Makemake Ephemerides" . Математический факультет Пизанского университета, Италия. Архивировано 29 июня 2011 года . Проверено 26 июня 2010 года .
- ^ "AstDys (136108) Haumea Ephemerides" . Математический факультет Пизанского университета, Италия. Архивировано 29 июня 2011 года . Проверено 26 июня 2010 года .
- ^ "Услуги Catalina Sky Survey (CSS)" . Архивировано 3 ноября 2019 года . Дата обращения 3 ноября 2019 .
- ^ Стив Каллен (sgcullen) (5 октября 2009). «17 новых астероидов, обнаруженных LightBuckets» . LightBuckets. Архивировано из оригинала на 31 января 2010 года . Проверено 15 ноября 2009 года .
- ^ Боффин, HMJ; Пурбе, Д. (2014). «Возможное астрометрическое открытие субзвездного спутника ближайшей двойной системы коричневых карликов WISE J104915.57–531906.1». Астрономия и астрофизика . 561 : 5. arXiv : 1312.1303 . Бибкод : 2014A & A ... 561L ... 4B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322975 .
- ^ Предельная величина Pan-STARRS
- ^ Шеппард, Скотт С. "Известные спутники Сатурна" . Институт Карнеги (Отдел земного магнетизма). Архивировано 15 мая 2011 года . Проверено 28 июня 2010 года .
- ^ Какой самый тусклый объект был получен наземными телескопами? Архивировано 2 февраля 2016 года на Wayback Machine , автор: The Editors of Sky Telescope, 24 июля 2006 г.
- ^ "Новое изображение кометы Галлея на холоде" . ESO . 1 сентября 2003 года Архивировано из оригинала 1 марта 2009 года . Проверено 22 февраля 2009 года .
- ^ Иллингворт, GD; Magee, D .; Oesch, PA; Bouwens, RJ; Labbé, I .; Stiavelli, M .; ван Доккум, П.Г .; Franx, M .; Trenti, M .; Каролло, CM; Гонсалес, В. (21 октября 2013 г.). «HST eXtreme Deep Field XDF: объединение всех данных ACS и WFC3 / IR в области HUDF в самое глубокое поле за всю историю». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 209 (1): 6. arXiv : 1305.1931 . Bibcode : 2013ApJS..209 .... 6I . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 209/1/6 .
- ^ http://www.jaymaron.com/telescopes/telescopes.html Архивировано 01 августа 2017 г. на Wayback Machine (получено 14 сентября 2017 г.)
- ^ "Хаббл находит самый маленький объект пояса Койпера, когда-либо виденный" . НАСА . Архивировано 9 июня 2017 года . Проверено 16 марта 2018 .
Внешние ссылки [ править ]
- «Шкала астрономической величины» . International Comet Quarterly .