Видимая величина

Астероид 65 Кибела и две звезды с обозначенными величинами

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 около 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.${\ displaystyle {\ sqrt [{5}] {100}}}$

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 . Соответствующее обсуждение можно найти на Обсуждение: Видимая величина . Пожалуйста, помогите улучшить эту статью , добавив цитаты из надежных источников . Материал, не полученный от источника, может быть оспорен и удален. ( Май 2019 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения )

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 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.

В современных системах звездных величин яркость в очень широком диапазоне определяется 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 траектории движения в атмосфере). 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

${\ displaystyle m_ {x} = - 5 \ log _ {100} \ left ({\ frac {F_ {x}} {F_ {x, 0}}} \ right),}$

который чаще выражается в виде десятичных логарифмов как

${\ displaystyle m_ {x} = - 2,5 \ log _ {10} \ left ({\ frac {F_ {x}} {F_ {x, 0}}} \ right),}$

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${\ displaystyle {\ sqrt [{5}] {100}} \ приблизительно 2,512}$

${\ displaystyle {\ frac {F_ {2}} {F_ {1}}} = 100 ^ {\ frac {\ Delta m} {5}} = 10 ^ {0,4 \ Delta m} \ приблизительно 2,512 ^ {\ Delta м}.}$

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:

${\ displaystyle x = m_ {1} -m_ {2} = (- 12,74) - (- 26,74) = 14,00.}$

Фактор яркости:

${\ displaystyle v_ {b} = 10 ^ {0,4x} = 10 ^ {0,4 \ times 14,00} \ приблизительно 398 \, 107.}$

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]

${\displaystyle 10^{-m_{f}\times 0.4}=10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}.}$

Решение для урожайности${\displaystyle m_{f}}$

${\displaystyle m_{f}=-2.5\log _{10}\left(10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}\right),}$

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 на одном расстоянии будет иметь такую ​​же видимую величину, что и звезда в четыре раза ярче на расстоянии в два раза больше. 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 ]

Шкала звездных величин представляет собой обратную логарифмическую шкалу. Распространенное заблуждение состоит в том, что логарифмический характер шкалы связан с тем, что человеческий глаз сам по себе имеет логарифмический отклик. 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 классов 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-го 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 ]

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 ]

Внешние ссылки [ править ]

• «Шкала астрономической величины» . International Comet Quarterly .