Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для использования в других целях, см Величина (значения) .
Ночное небо с очень яркой спутниковой вспышкой
Сверхглубокое поле телескопа Хаббла part.jpg CometBorrelly1002.jpg

В астрономии , величина является безразмерной мерой яркости в качестве объекта в определенной полосе пропускания , часто в видимом или инфракрасном спектре, но иногда во всех длины волн. Неточное, но систематическое определение величины предметов было введено в древние времена Гиппархом .

Шкала является логарифмической и определяется таким образом, что каждый шаг в одну величину изменяет яркость с коэффициентом корня пятой степени из 100, или приблизительно 2,512. Например, звезда 1-й величины ровно в 100 раз ярче звезды 6-й величины. Чем ярче объект, тем меньше значение его величины, при этом самые яркие объекты достигают отрицательных значений.

Астрономы используют два разных определения величины: кажущаяся величина и абсолютная величина . Очевидно , величина ( м ) представляет собой яркость объекта , как он появляется в ночном небе от Земли . Видимая звездная величина зависит от собственного объекта светимости , его расстояния , и угасание уменьшая его яркость. Абсолютная величина ( М ) описывает внутреннюю светимость , испускаемого объектом и определяется равной видимой величине , что объект будет иметь , если были размещены на определенном расстоянии от Земли, 10 парсекдля звезд. Для планет и малых тел Солнечной системы используется более сложное определение абсолютной величины , основанное на их яркости на расстоянии одной астрономической единицы от наблюдателя и Солнца.

ВС имеет кажущуюся величину -27 и Сириуса , самую яркую звезду видимой в ночном небе, -1,46. Кажущиеся звездные величины также могут быть присвоены искусственным объектам на околоземной орбите с Международной космической станцией (МКС), иногда достигающей величины -6.

История [ править ]

Система звездных величин возникла примерно 2000 лет назад греческим астрономом Гиппархом (в некоторых источниках упоминается александрийский астроном Птолемей ), который классифицировал звезды по их видимой яркости, которую они рассматривали как размер ( величина означает «величина, размер» [1] ). Невооруженным глазом более выдающаяся звезда, такая как Сириус или Арктур, кажется больше, чем менее выдающаяся звезда, такая как Мицар , которая, в свою очередь, кажется больше действительно слабой звезды, такой как Алькор . В 1736 году математик Джон Кейл описал древнюю невооруженным глазом систему величин следующим образом:

В неподвижных звездах кажутся различным Bignesses, не потому , что они на самом деле так, а потому , что не все они одинаково далеки от нас. [примечание 1] Ближайшие будут отличаться блеском и величиной; более далекие Звезды будут давать более тусклый Свет и казаться Глазам меньше. Отсюда происходит распределение звезд по классам в соответствии с их порядком и достоинством ; первый класс, содержащий самые близкие к нам, называются звездами первой величины; те, что рядом с ними, - это Звезды второй величины ... и так далее, пока мы не дойдем до Звезд шестой величины, которые охватывают мельчайшиеЗвезды, которые можно различить невооруженным глазом. Ведь все другие Звезды , которые можно увидеть только с помощью телескопа и которые называются Телескопическими, не входят в число этих шести Орденов. Астрономы обычно принимают разделение звезд на шесть степеней величины ; тем не менее, мы не должны судить, что каждая конкретная Звезда должна быть точно оценена в соответствии с определенной величиной, которая является одной из Шести; но на самом деле Орденов Звезд почти столько же , сколько и Звезд , и лишь немногие из них имеют одинаковую величину и блеск. И даже среди этих звездкоторые причислены к самому яркому классу, появляется множество величин; ибо Сириус или Арктур каждый из них ярче, чем Альдебаран или Бычий глаз, или даже чем Звезда в Спике ; и тем не менее все эти Звезды причислены к Звездам первого порядка: и есть несколько звезд такого промежуточного порядка, что астрономы различались по их классификации; одни помещают одни и те же звезды в один класс, другие - в другой. Например: Маленькая Собачка была помещена Тихо средиЗвезды второй величины, которые Птолемей причислял к Звездам первого класса: и поэтому на самом деле она не относится ни к первому, ни ко второму порядку, но должна занимать место между ними. [2]

Обратите внимание, что чем ярче звезда, тем меньше величина: яркие звезды «первой величины» - это звезды «1-го класса», в то время как звезды, едва видимые невооруженным глазом, - «звезды« шестой величины »или« 6-го класса ». Система представляла собой простое разделение яркости звезд на шесть отдельных групп, но не учитывала вариации яркости внутри группы.

Тихо Браге попытался напрямую измерить «величину» звезд с точки зрения углового размера, что теоретически означало, что величина звезды могла быть определена не только на основе субъективного суждения, описанного в приведенной выше цитате. Он пришел к выводу , что звезды первой величины измеряются 2 угловых минут (2 ') в видимый диаметр ( 1 / 30 градуса, или 1 / 15 диаметра полной луны), со вторым по шестой величины звезд измерения 1 1 / 2 ', 1 1 / 12 ', 3 / 4 ', 1 / 2 ', и 1 / 3 ', соответственно. [3] Развитие телескопа показало, что эти большие размеры были иллюзорными - в телескоп звезды казались намного меньше. Однако ранние телескопы давали ложное дискообразное изображение звезды, которое было больше для более ярких звезд и меньше для более слабых. Астрономы от Галилея до Жака Кассини ошибочно принимали эти ложные диски за физические тела звезд и, таким образом, в восемнадцатом веке продолжали думать о величине как о физическом размере звезды. [4] Иоганнес Гевелиус составил очень точную таблицу размеров звезд, измеренных телескопически, но теперь измеренные диаметры варьировались от чуть более шести угловых секунд для первой величины до чуть менее 2 секунд для шестой величины. [4] [5] Ко времени Уильяма Гершеля астрономы поняли, что телескопические диски звезд были ложными и зависели от телескопа, а также от яркости звезд, но все же говорили о размере звезды больше, чем о ее яркости. . [4] Даже в девятнадцатом веке систему величин продолжали описывать в терминах шести классов, определяемых кажущимся размером, в которых

Нет другого правила для классификации звезд, кроме оценки наблюдателя; и поэтому одни астрономы считают звезды первой величины, а другие - второй. [6]

Однако к середине девятнадцатого века астрономы измерили расстояния до звезд с помощью звездного параллакса и так поняли, что звезды находятся так далеко, что по сути являются точечными источниками света. После достижений в понимании дифракции света и астрономического зрения астрономы полностью поняли как видимые размеры звезд были ложными, так и то, как эти размеры зависели от интенсивности света, исходящего от звезды (это видимая яркость звезды, которую можно измерить. в таких единицах, как ватт / см 2 ), чтобы более яркие звезды казались больше.

Современное определение [ править ]

Ранние фотометрические измерения (сделанные, например, с использованием света для проецирования искусственной «звезды» в поле зрения телескопа и корректировки ее в соответствии с яркостью реальных звезд) продемонстрировали, что звезды первой величины примерно в 100 раз ярче звезд шестой величины. .

Так, в 1856 году Норман Погсон из Оксфорда предложил использовать логарифмическую шкалу 5 √ 100 ≈ 2,512 между звездными величинами, чтобы пять ступеней звездных величин точно соответствовали коэффициенту яркости в 100. [7] [8] Каждый интервал одной звездной величины соответствует изменению яркости в 5 √ 100 или примерно в 2,512 раза. Следовательно, звезда 1-й величины примерно в 2,5 раза ярче звезды 2-й величины, на 2,5 2 ярче звезды 3-й величины, на 2,5 3 ярче звезды 4-й величины и так далее.

Это современная система звездных величин, которая измеряет яркость, а не видимый размер звезд. Используя эту логарифмическую шкалу, звезда может быть ярче, чем «первый класс», поэтому Арктур или Вега имеют звездную величину 0, а Сириус - звездную величину -1,46. [ необходима цитата ]

Масштаб [ править ]

Как упоминалось выше, шкала работает «наоборот», когда объекты с отрицательной величиной ярче, чем объекты с положительной величиной. Чем отрицательнее значение, тем ярче объект.

Объекты, расположенные левее на этой линии, будут ярче, а объекты, расположенные дальше вправо, - более тусклыми. Таким образом, ноль отображается посередине, самые яркие объекты находятся в крайнем левом углу, а самые тусклые объекты - в крайнем правом углу.

Видимая и абсолютная величина [ править ]

Астрономы выделяют два основных типа величин:

  • Видимая величина, яркость объекта на ночном небе.
  • Абсолютная величина, которая измеряет яркость объекта (или отраженный свет для несветящихся объектов, таких как астероиды ); это видимая величина объекта, видимая с определенного расстояния, обычно 10 парсеков (32,6 световых года ).

Разницу между этими понятиями можно увидеть, сравнив две звезды. Бетельгейзе (видимая величина 0,5, абсолютная величина -5,8) кажется немного более тусклой в небе, чем Альфа Центавра (видимая величина 0,0, абсолютная величина 4,4), хотя она излучает в тысячи раз больше света, потому что Бетельгейзе находится намного дальше.

Видимая величина [ править ]

Основная статья: Видимая величина

Согласно современной логарифмической шкале звездных величин, два объекта, один из которых используется в качестве эталона или базовой линии, чьи интенсивности (яркости), измеренные с Земли в единицах мощности на единицу площади (например, ватты на квадратный метр, Вт · м -2 ), являются I 1 и I ref , будут иметь величины m 1 и m ref, связанные соотношением

Используя эту формулу, шкала звездных величин может быть расширена за пределы древнего диапазона величин 1–6, и она становится точной мерой яркости, а не просто системой классификации. Астрономы сейчас измеряют разницу величиной до одной сотой величины. Звезды с величиной от 1,5 до 2,5 называются второй величиной; Есть около 20 звезд ярче 1,5, которые являются звездами первой величины (см. список самых ярких звезд ). Например, величина Сириуса -1,46, Арктура -0,04, Альдебарана 0,85, Спики 1,04, а Проционасоставляет 0,34. Согласно древней системе звездных величин, все эти звезды можно было классифицировать как «звезды первой величины».

Также можно вычислить звездные величины для объектов, которые намного ярче звезд (таких как Солнце и Луна ), и для объектов, слишком слабых для человеческого глаза (например, Плутон ).

Абсолютная величина [ править ]

Основная статья: Абсолютная величина

Часто упоминается только кажущаяся величина, поскольку ее можно измерить напрямую. Абсолютная звездная величина может быть рассчитана по видимой величине и расстоянию от:

Это известно как модуль расстояния , где d - расстояние до звезды, измеренное в парсеках , m - видимая звездная величина, а M - абсолютная звездная величина.

Если линия визирования между объектом и наблюдателем зависят от исчезновения из - за поглощение света межзвездной частиц пыли , то видимая величина объекта будет соответственно слабее. Для величин вымирания A соотношение между видимыми и абсолютными величинами становится

Звездные абсолютные величины обычно обозначаются заглавной буквой M с нижним индексом, обозначающим полосу пропускания. Например, M V - это величина на 10 парсек в полосе пропускания V. Болометрическая величина (М бол ) является абсолютная величина корректируется с учетом излучения во всех длинах волн; она обычно меньше (т.е. ярче), чем абсолютная величина в конкретной полосе пропускания, особенно для очень горячих или очень холодных объектов. Болометрические звездные величины формально определяются на основе светимости звезд в ваттах и нормированы, чтобы быть приблизительно равными M V для желтых звезд.

Абсолютные звездные величины для объектов Солнечной системы часто указываются на расстоянии 1 а.е. Они обозначаются заглавной буквой H. Поскольку эти объекты освещаются в основном отраженным светом от Солнца, величина H определяется как видимая величина объекта на расстоянии 1 а.е. от Солнца и 1 а.е. от наблюдателя. [9]

Примеры [ править ]

Ниже приведена таблица дает очевидные величины для астрономических объектов и искусственных спутников в диапазоне от Солнца до самого слабого объекта , видимого с космического телескопа Хаббла (HST) :

Видимая
величина		Яркость
относительно
звездной величины 0		ПримерВидимая
величина		Яркость
относительно
звездной величины 0		ПримерВидимая
величина		Яркость
относительно
звездной величины 0		Пример
−276,31 × 10 10солнце−7631SN 1006 сверхновая136,31 × 10 −63C 273 квазар
предел 4.5–6 дюймов (11–15 см) телескопов
−262,51 × 10 10−6251МКС (макс.)142,51 × 10 −6 Предел Плутона (макс.
) Для телескопов 8–10 дюймов (20–25 см)
−2510 10−5100Венера (макс.)1510 −6
−243,98 × 10 9−439,8Самые тусклые объекты, видимые днем ​​невооруженным глазом, когда солнце высоко [10]163,98 × 10 −7Харон (макс.)
−231,58 × 10 9−315,8Юпитер (макс.) , Марс (макс.)171,58 × 10 −7
−226,31 × 10 8−26,31Ртуть (макс.)186,31 × 10 −8
−212,51 × 10 8−12,51Сириус192,51 × 10 −8
−2010 801Вега , Сатурн (макс.)2010 −8
−193,98 × 10 710,398Антарес21 год3,98 × 10 −9Каллирро (спутник Юпитера)
−181,58 × 10 720,158Полярная звезда221,58 × 10 −9
−176,31 × 10 630,0631Кор Кароли236,31 × 10 −10
−162,51 × 10 640,0251Acubens242,51 × 10 −10
−1510 650,01Веста (макс.) , Уран (макс.)2510 −10Фенрир (спутник Сатурна)
−143,98 × 10 563,98 × 10 −3типичный предел невооруженного глаза [примечание 2]263,98 × 10 −11
−131,58 × 10 5полнолуние71,58 × 10 −3Церера (макс.) Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом из "темных" сельских районов [11]271,58 × 10 −11предел видимого света 8-метровых телескопов
−126,31 × 10 486,31 × 10 −4Нептун (макс.)286,31 × 10 −12
−112,51 × 10 492,51 × 10 −4292,51 × 10 −12
−1010 41010 −4типичный предел бинокля 7 × 503010 −12
−93,98 × 10 3Иридиевый факел (макс.)113,98 × 10 −5Проксима Центавра31 год3,98 × 10 −13
−81,58 × 10 3121,58 × 10 −5321,58 × 10 −13предел видимого света HST

Другие масштабы [ править ]

Под Pogson в системе звезда Вега была использована в качестве основной опорной звезды с очевидной величиной , определенной быть равна нулю , независимо от методики измерений или длины волны фильтра. Вот почему объекты ярче, чем Вега, такие как Сириус (звездная величина Веги -1,46 или -1,5), имеют отрицательные величины. Однако в конце двадцатого века было обнаружено, что Вега различается по яркости, что делает ее непригодной для абсолютного отсчета, поэтому система отсчета была модернизирована, чтобы не зависеть от стабильности какой-либо конкретной звезды. Вот почему современное значение звездной величины Веги близко к нулю, но уже не совсем оно, а скорее 0,03 в V (визуальном) диапазоне. [12] Современные системы абсолютного отсчета включаютСистема величин AB , в которой эталоном является источник с постоянной плотностью потока на единицу частоты, и система STMAG, в которой эталонный источник вместо этого определяется как имеющий постоянную плотность потока на единицу длины волны. [ необходима цитата ]

См. Также [ править ]

  • Величина AB
  • Цвет – цветовая диаграмма
  • Список самых ярких звезд
  • Фотометрическая стандартная звезда
  • Фотометрическая система УБВ

Примечания [ править ]

  1. ^ Сегодня астрономы знают, что яркость звезд зависит как от расстояния до них, так и от их собственной яркости .
  2. ^ Под очень темным небом, например, в отдаленных сельских районах

Ссылки [ править ]

  1. ^ Майлз, Р. (октябрь 2006 г.). «Легкая история фотометрии: от Гиппарха до космического телескопа Хаббла» . Журнал Британской астрономической ассоциации . 117 : 172 . Проверено 8 февраля 2021 года .
  2. ^ Кайль, J. (1739). Введение в истинную астрономию (3-е изд.). Лондон. стр.  47 -48.
  3. ^ Торен, VE (1990). Повелитель Ураниборга . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 306 .
  4. ^ а б в Грейни, CM; Грейсон, Т.П. (2011). «О телескопических дисках звезд: обзор и анализ наблюдений за звездами с начала XVII до середины XIX веков». Анналы науки . 68 (3): 351–373. arXiv : 1003,4918 . DOI : 10.1080 / 00033790.2010.507472 .
  5. ^ Graney, CM (2009). «Фотометрические данные XVII века в виде телескопических измерений видимого диаметра звезд Иоганна Гевелиуса». Балтийская астрономия . 18 (3–4): 253–263. arXiv : 1001.1168 . Bibcode : 2009BaltA..18..253G .
  6. ^ Юинг, А .; Геммер, Дж. (1812 г.). Практическая астрономия . Берлингтон, Нью-Джерси: Эллисон. п. 41.
  7. ^ Хоскин, М. (1999). Кембриджская краткая история астрономии . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 258.
  8. ^ Tassoul, JL; Тассул, М. (2004). Краткая история солнечной и звездной физики . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета . п. 47 .
  9. ^ «Глоссарий» . JPL. Архивировано 25 ноября 2017 года . Проверено 23 ноября 2017 .
  10. ^ «Увидеть звезды и планеты при дневном свете» . sky.velp.info . Архивировано 7 марта 2016 года . Проверено 8 мая 2018 .
  11. ^ "Шкала астрономической величины" . www.icq.eps.harvard.edu . Проверено 17 декабря 2020 .
  12. ^ Milone, EF (2011). Астрономическая фотометрия: прошлое, настоящее и будущее . Нью-Йорк: Спрингер. стр.  182 -184. ISBN 978-1-4419-8049-6.

Внешние ссылки [ править ]

  • Ротштейн, Дэйв (18 сентября 2003 г.). "Какая видимая величина?" . Корнельский университет . Проверено 23 декабря 2011 года .