|
ВС, 01/09/2011 — 13:16 — mav Звёздная величина(из Википедии)Звёздная величина — числовая характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, показывающая, сколько света приходит от него в точку, где находится наблюдатель. Видимая (визуальная) Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно соответствовало величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами. Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот. В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:
Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0m) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 106 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0m за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10−6 люкс. Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше, чем звезда ярче, то в формуле присутствует знак минус. Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:
В наши дни видимая звёздная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина. Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)
Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах U−B и B−V являются интегральными показателями цвета объекта, чем они больше, тем более красным является объект.
абсолютнаяАбсолютная звёздная величина (M) определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7. Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:
Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением: Звёздные величины некоторых объектов
Самые яркие звёзды
Солнце с разных расстояний
|
где I — световой поток от объекта, C — постоянная.
где 
где 
и 
— светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.
Видимые звездные
величины ничего не говорят ни об общей
энергии, излучаемой звездой, ни о яркости
ее поверхности. Действительно, вследствие
различия в расстояниях маленькая,
сравнительно холодная звезда только
из-за своей относительно большой близости
к нам может иметь значительно меньшую
видимую звездную величину (т.е. казаться
ярче), чем далекий горячий гигант.
Если расстояния
до двух звезд известны, то на основании
их видимых звездных величин легко найти
отношение излучаемых ими действительных
световых потоков. Для этого достаточно
освещенности, создаваемые этими звездами,
отнести к общему для всех звезд
стандартному расстоянию. В качестве
такого расстояния принимается 10 пс.
Звездная величина,
которую имела бы звезда, если ее наблюдать
с расстояния в 10 пс,
называется абсолютной
звездной величиной.
Как и видимые, абсолютные звездные
величины могут быть визуальными,
фотографическими и т.д.
Пусть видимая
звездная величина некоторой звезды
равна m, а расстояние
ее от наблюдателя составляет r
пс. По определению, звездная
величина с расстояния 10 пс будет
равна абсолютной звездной величине М.
Применяя к m и М
формулу (5.5), получим:
,
где Е и Е10 —
соответственно освещенности от звезды
с расстояния r пс
и 10 пс. Поскольку освещенности
обратно пропорциональны квадратам
расстояний, то
.
Подставив это равенство в предыдущее
и выполнив преобразования, получим
|
M = m + 5 |
(5.7) |
Формула (5.7) позволяет
найти абсолютную звездную величину М,
если известна видимая звездная величина
объекта m
и расстояние до него r,
выраженное в парсеках. Если же абсолютная
звездная величина известна из каких-нибудь
других соображений, то, зная видимую
звездную величину, легко найти выраженное
в парсеках расстояние из условия
|
lg r |
(5.8) |
Величина (m
— М) называется
модулем
расстояния.
Если
в соотношение (5.7) подставить видимую
звездную величину Солнца, а также
расстояние до него в парсеках, то получим,
что абсолютная звездная величина Солнца
М=
4m,8.
Найдем связь между
абсолютной звездной величиной и
светимостью звезды. Для этого поместим
две звезды на расстояние 10 пс от
наблюдателя и применим для них формулу
Погсона (5.5):
|
|
(5.9) |
Если взять в
качестве второй звезды Солнце и принять
светимость Солнца за единицу, то с учетом
соотношения (5.9) получим
|
|
(5.10) |
Отсюда
светимость звезды L
(выраженная в светимостях Солнца)
|
|
(5.11) |
где
M
— абсолютная
звездная величина звезды.
§ 5.4. Основы колориметрии
Наиболее полной
информацией об излучении звезды является
распределение энергии в ее спектре,
выраженное в абсолютных энергетических
единицах. Однако достаточно точные
спектрофотометрические измерения можно
осуществить лишь для сравнительно
небольшого числа звезд, поток излучения
от которых наибольший. В тех случаях,
когда это удается сделать, оказывается,
что звезды излучают не по закону Планка,
причем нередко отличие сильнее, чем в
случае Солнца.
Для слабых звезд,
излучение которых удается зарегистрировать
лишь в широком участке спектра,
единственным источником информации
остается поток излучения, определяющий
их звездные величины.
Некоторое
представление о распределении энергии
в спектре звезд можно получить, если
измерять поток их излучения в различных
частях спектра, пользуясь светофильтрами.
Так получаются различные системы
звездных величин.
Звездные величины,
полученные в результате применения
визуальных фотометров или путем
глазомерных оценок, называются
визуальными.
До изобретения фотографии и применения
ее в астрономии визуальные методы
определения звездных величин были
единственным способом фотометрии звезд.
Сейчас этот метод играет меньшую роль,
хотя его и применяют при исследовании
переменных звезд.
Звездные величины,
которые получаются методом фотометрических
измерений изображений звезд, полученных
на фотопластинках, называются
фотографическими
звездными
величинами.
Наиболее точные
современные определения потока излучения
от звезд получаются фотоэлектрическими
или фотографическими методами с
применением специально подобранных
светофильтров в новой международной
системе U,
В, V,
что соответствует измерению потока в
трех участках спектра: ультрафиолетовой
области (ультрафиолетовая
звездная величина U),
синей и близкой ультрафиолетовой области
(синяя
звездная величина
В) и
желто-зеленой области (желтая
звездная величина
V).
Существуют и другие многоцветные
фотометрические системы, включающие,
например, измерения в красной или
инфракрасной областях спектра.
Обычно рассматривают
не длину волны максимума излучения, а
некоторую объективную характеристику
цвета звезды, называемую показателем
цвета,
и устанавливают эмпирическую зависимость
ее от эффективной температуры,
характеризующей суммарную энергию
излучения звезды. Судить о цвете можно,
сравнивая потоки излучения в различных
областях спектра. Поэтому показатель
цвета определяется как разность между
звездными величинами, измеренными в
двух каких-либо фотометрических системах,
например, фотографической и визуальной.
В этом случае обычный
показатель цвета
равен
,
где mpg
и mv
— соответственно
фотографическая и визуальная звездные
величины. В системе U,
В, V
обычно пользуются двумя показателями
цвета: основным
(В — V)
и ультрафиолетовым
(U
— В) или (U
— V).
Условились считать,
что все рассмотренные выше показатели
цвета равны нулю для звезд чисто белого
цвета. Показатели цвета звезд других
цветов могут быть как положительными,
так и отрицательными.
Раздел астрофизики,
посвященный изучению показателей цвета
звезд, называется колориметрией.
Его целью является измерение показателей
цвета различными методами и нахождение
других величин, характеризующих
спектральный состав излучения звезд,
а также установление связи между этими
характеристиками и температурой.
Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
Наше Солнце справедливо называют типичной звездой, но среди огромного многообразия мира звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по физическим характеристикам. Поэтому более полное представление о звёздах даёт такое определение:
звезда — это пространственно обособленный, гравитационно связанный, непрозрачный для излучения космический объект, в котором в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.
Солнце существует уже несколько миллиардов лет и мало изменилось за это время, поскольку в его недрах всё ещё происходят термоядерные реакции, в результате которых из четырёх протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звёзды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После того как водород израсходован, начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерода-12 и другие реакции, продуктами которых являются кислород и тяжёлые элементы (натрий, сера, магний и т. д.). Таким образом, в недрах звёзд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.
У наиболее массивных звёзд прекращение всех возможных термоядерных реакций сопровождается мощным взрывом, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды.
Все элементы, которые входят в состав нашей планеты и всего живого на ней, образовались в результате термоядерных реакций, происходивших в звёздах, поэтому звёзды не только самые распространённые во Вселенной объекты, но и самые важные для понимания происходящих в ней явлений и процессов.
Именно термоядерные реакции являются характерной отличительной особенностью звёзд от планет. Поэтому современное определение планеты формулируется так:
планета — небесное тело, обращающееся вокруг звезды или остатка звезды, достаточно массивное, чтобы приобрести сферическую форму под действием собственной гравитации, и своим воздействием удалившее малые тела с орбиты, близкой к собственной, но при этом в её недрах не происходят и никогда не происходили реакции термоядерного синтеза.
Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Однако долгое время оставалось неясным, как далеко они находятся от Земли. Ещё Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится (рис. 5.12). Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до неё: чем оно больше, тем ближе к нам расположена звезда. Но не только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой половины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд.
Рис. 5.12. Параллактическое смещение звезды
Рис. 5.13. Годичный параллакс звезды
Годичным параллаксом звезды p называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду (рис. 5.13).
Расстояние до звезды
D = 
,
где a — большая полуось земной орбиты. Заменив синус малого угла величиной самого угла, выраженной в радианной мере, и приняв a = 1 а. е., получим следующую формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:
D = 
.
В 1837 г. впервые были осуществлены надёжные измерения годичного параллакса. Русский астроном Василий Яковлевич Струве (1793—1864) провёл эти измерения для ярчайшей звезды Северного полушария Веги (α Лиры). Почти одновременно в других странах определили параллаксы ещё двух звёзд, одной из которых была α Центавра. Эта звезда, которая с территории России не видна, оказалась ближайшей к нам. Даже у неё годичный параллакс составил всего 0,75ʺ. Под таким углом невооружённому глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Поэтому неудивительно, что столь малые угловые смещения так долго не могли заметить.
Расстояние до ближайшей звезды, параллакс которой p = 0,75ʺ, составляет D = 
= 270 000 а. е. Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсек и световой год.
Парсек — это такое расстояние, на котором параллакс звёзд равен 1ʺ. Отсюда и название этой единицы: пар — от слова «параллакс», сек — от слова «секунда». Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса. Например, поскольку параллакс α Центавра равен 0,75ʺ, расстояние до неё равно 1,3 парсека.
Световой год — это такое расстояние, которое свет, распространяясь со скоростью 300 тыс. км/с, проходит за год. От ближайшей звезды свет идёт до Земли свыше четырёх лет, тогда как от Солнца около восьми минут, а от Луны немногим более одной секунды.
1 пк (парсек) = 3,26 светового года = 206 265 а. е. = 3•1013 км.
К настоящему времени с помощью специального спутника «Гиппаркос» измерены годичные параллаксы более 118 тыс. звёзд с точностью 0,001ʺ.
Таким образом, теперь измерением годичного параллакса можно надёжно определить расстояния до звёзд, удалённых от нас на 1000 пк, или 3000 св. лет. Расстояния до более далёких звёзд определяются другими методами.
После того как астрономы получили возможность определять расстояния до звёзд, выяснилось, что звёзды, находящиеся на одинаковом расстоянии, могут отличаться по видимой яркости (т. е. по блеску). Стало очевидно, что звёзды имеют различную светимость. Солнце кажется самым ярким объектом на небе только потому, что оно находится гораздо ближе всех остальных звёзд.
Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени.
Она выражается в абсолютных единицах (ваттах) или в единицах светимости Солнца.
В астрономии принято сравнивать звёзды по светимости, рассчитывая их блеск (звёздную величину) для одного и того же стандартного расстояния — 10 пк.
Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии D0 = 10 пк, получила название абсолютной звёздной величины M.
Рассмотрим, как можно определить абсолютную звёздную величину M, зная расстояние до звезды D (или параллакс — p) и её видимую звёздную величину m. Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины которых отличаются на единицу, отличается в 2,512 раза. Для звёзд, звёздные величины которых равны m1 и m2 соответственно, отношение их блесков I1 и I2 выражается соотношением:
I1 : I2 = 
.
Для видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды отношение блесков будет выглядеть так:
I : I0 = 2,512M – m,
где I0 — блеск этой звезды, если бы она находилась на расстоянии D0 = 10 пк.
В то же время известно, что блеск звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до неё. Поэтому
I : I0 = 
: D2.
Следовательно,
2,512M – m = 
: D2.
Логарифмируя это выражение, находим
0,4(M – m) = lg 102 – lg D2,
или
M = m + 5 – 5 lg D,
или
M = m + 5 + lg p.
Абсолютная звёздная величина Солнца M☉ = 5m. Иначе говоря, с расстояния 10 пк наше Солнце выглядело бы как звезда пятой звёздной величины.
Зная абсолютную звёздную величину звезды M, легко вычислить её светимость L. Считая светимость Солнца L☉ = 1, получаем:
L = 2,5125 – M,
или
lg L = 0,4(5 – M).
По светимости (мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга: некоторые излучают энергию в сотни тысяч раз больше, чем Солнце, другие — в десятки тысяч раз меньше. Абсолютные звёздные величины звёзд наиболее высокой светимости (гигантов и сверхгигантов) достигают M = –9m, а звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, имеют абсолютную звёздную величину M = +17m.
Всю информацию о звёздах можно получить только на основе исследования приходящего от них излучения. Наблюдая звёзды, можно заметить, что они имеют различный цвет. Хорошо известно, что цвет любого нагретого тела, в частности звезды, зависит от его температуры. Более полное представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Для большинства звёзд это спектры поглощения, в которых на фоне непрерывного спектра наблюдаются тёмные линии.
Температуру наружных слоёв звезды, от которых приходит излучение, определяют по распределению энергии в непрерывном спектре (рис. 5.14), а также по интенсивности разных спектральных линий. Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела. По мере увеличения температуры положение максимума смещается от красного к фиолетовому концу спектра. Количественно эта зависимость выражается законом Ви́на:
λmax = 
,
где λmax — длина волны (в см), на которую приходится максимум излучения, а T — абсолютная температура.
Рис. 5.14. Распределение энергии в непрерывном спектре Солнца и чёрного тела при различных температурах
Как оказалось, эта температура для различных типов звёзд заключена в пределах от 2500 до 50 000 К. Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосферах звёзд, что отражается в их спектрах. По ряду характерных особенностей спектров звёзды разделены на спектральные классы, которые обозначены латинскими буквами и расположены в порядке, соответствующем убыванию температуры: O, B, A, F, G, K, M.
У наиболее холодных (красных) звёзд класса M в спектрах наблюдаются линии поглощения некоторых двухатомных молекул (например, оксидов титана, циркония и углерода). Примерами звёзд, температура которых около 3000 К, являются Антарес и Бетельгейзе.
В спектрах жёлтых звёзд класса G с температурой около 6000 К, к которым относится и Солнце, преобладают линии металлов: железа, натрия, кальция и т. д. По температуре, спектру и цвету сходна с Солнцем звезда Капелла.
Для спектров белых звёзд класса A, которые имеют температуру около 10 000 К (Вега, Денеб и Сириус), наиболее характерны линии водорода и множество слабых линий ионизованных металлов. В спектрах наиболее горячих звёзд появляются линии нейтрального и ионизованного гелия.
Различия звёздных спектров объясняются отнюдь не разнообразием их химического состава, а различием температуры и других физических условий в атмосферах звёзд. Изучение спектров показывает, что преобладают в составе звёздных атмосфер (и звёзд в целом) водород и гелий. На долю всех остальных химических элементов приходится не более нескольких процентов.
Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить скорость их движения. Если источник излучения (звезда или любой другой объект) приближается к наблюдателю или удаляется от него со скоростью v, то наблюдатель будет регистрировать изменение длины волны принимаемого излучения. В случае уменьшения расстояния между наблюдателем и звездой длина волны уменьшается и соответствующая линия смещается к сине-фиолетовому концу спектра. При удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную его часть. Это явление получило название эффекта Доплера, согласно которому зависимость разности длин волн от скорости источника по лучу зрения v и скорости света c выражается следующей формулой:
= 
,
где λ0 — длина волны спектральной линии для неподвижного источника, а λ — длина волны в спектре движущегося источника.
Эффект Доплера наблюдается в оптической и других областях спектра и широко используется в астрономии.
Полученные данные о светимости и спектрах звёзд уже в начале XX в. были сопоставлены двумя астрономами — Эйнаром Герцшпрунгом (Голландия) и Генри Расселлом (США) — и представлены в виде диаграммы, которая получила название «диаграмма Герцшпрунга—Расселла». Если по горизонтальной оси отложены спектральные классы (температура) звёзд, а по вертикальной — их светимости (абсолютные звёздные величины), то каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме (рис. 5.15). В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звёзд на диаграмме — они не заполняют всё её поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями. Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звёзд) оказалась главная последовательность, к числу звёзд которой принадлежит наше Солнце (его положение отмечено на диаграмме кружочком). Звёзды этой последовательности отличаются друг от друга по светимости и температуре, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: самую высокую светимость имеют наиболее горячие звёзды, а по мере уменьшения температуры светимость падает. Красные звёзды малой светимости получили название красных карликов. Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность не соблюдается. Особенно заметно это среди более холодных (красных) звёзд: помимо звёзд, принадлежащих главной последовательности и потому имеющих малую светимость, на диаграмме представлены звёзды высокой светимости, которая практически не меняется при изменении их температуры. Такие звёзды принадлежат двум последовательностям (гиганты и сверхгиганты), получившим эти названия вследствие своей светимости, которая значительно превосходит светимость Солнца. Особое место на диаграмме занимают горячие звёзды малой светимости — белые карлики.
Рис. 5.15. Диаграмма «спектр — светимость»
Лишь к концу XX в., когда объём знаний о физических процессах, происходящих в звёздах, существенно увеличился и стали понятными пути их эволюции, удалось найти теоретическое обоснование тем эмпирическим закономерностям, которые отражает диаграмма «спектр — светимость».
Какова светимость звезды ξ Скорпиона, если её звёздная величина 3m, а расстояние до неё 7500 св. лет?
|
Дано: m = 3m D = 7500 св. лет |
Решение: lg L = 0,4(5 – M). M = m + 5 – 5 lg D, где D = 7500 : 3,26 = 2300 пк. Тогда M = 3 + 5 – 5 lg 2300 = –8,8. lg L = 0,4•[5 – (–8,8)] = 5,52. |
|
L — ? |
Отсюда L = 330 000.
Ответ: L = 330 000.
Вопросы 1. Как определяют расстояния до звёзд? 2. От чего зависит цвет звезды? 3. В чём главная причина различия спектров звёзд? 4. От чего зависит светимость звезды?
Упражнение 18 1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран; Солнце ярче, чем Сириус? 2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звёздных величин? 3. Параллакс Веги 0,11ʺ. Сколько времени идёт свет от неё до Земли? 4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе? 5. Во сколько раз звезда 3,4 звёздной величины слабее, чем Сириус, имеющий звёздную величину –1,6? Чему равны абсолютные величины этих звёзд, если расстояние до каждой составляет 3 пк?
Звездная величина или блеск – это безразмерная величина, характеризующая видимость космического объекта на ночном небе. Обозначается буквой m, что пошло от латинского magnitude – величина, размер. Звездная величина зависит как от физических свойств объекта, так и от расстояния до него.
Оглавление
- 1 История
- 2 Классификация звездных величин
- 2.1 Видимая звездная величина
- 2.2
- 2.3 Абсолютная звездная величина
- 3
- 4 Применение звездных величин
История
Считается, что понятие звездой величины ввел Гиппарх Никейский. Однако, письменных подтверждений этому нет. Гиппарх составил первый каталог звезд, где разделили их на шесть величин – по яркости на небе, где первая – самые яркие, шестая – самые тусклые – предел человеческого восприятия невооруженным глазом.
Птолемей описал данную систему в Альмогесте, тем самым дав ей широкую огласку.
Норман Погсон в 1856 году ввел ясность в определение звездных величин, обозначив звезды первой величины в 100 раз ярче чем звезды шестой величин. Тем самым введя логарифмическую шкалу. Такой ее вид используется и по ныне.
В качестве эталонной звезды изначально была принятая Полярная, ее видимая звездная величина была определена как 2,00m. Но с развитием телескопов, стало понятно, что Полярная – переменная звезда, ее видимая величина меняется со временем. Тогда, в качестве эталона взяли Вегу, приняв ее звездную величину равную 0,00m.
В современной шкале используется и отрицательные звездные величины, так как под их описание попадают и планеты, и Луна, и Солнце.
Классификация звездных величин
В зависимости от спектральной чувствительности приемника (глаза, фотопластины, фотодетектора и т.п.) можно выделить 5 звездных величин:
- болометрическая – распространяется на весь спектр излучения, на все длины волн. Удобна, когда основная часть излучения звезды находится не в видимом спектре;
- визуальная – распространяется только на видимую часть спектра, максимум восприятия приходится на 555 нм (зеленый цвет);
- синяя – распространяется только на синюю часть спектра, как следует из названия, максимум восприятия приходится на 445 нм;
- ультрафиолетовая – распространяется на ультрафиолетовый спектр излучения с максимумом на 350 нм;
- фотографическая – показывает видимую звездную величину, если бы чувствительность человеческого глаза совпадала с чувствительностью фотоприбора. Максиму приходится на 425 нм.
Видимая звездная величина
Тем самым, исторически, видимая звездная величина – это сугубо человеческая характеристика яркости космического объекта на звездном небе и опирается она на чувствительность человеческого глаза.
Но в настоящее время, для определения видимой звездой величины используется логарифмические зависимости, основываясь на освещенности (отношение светового потока к площади на которую он падает) от этих объектов.
Абсолютная звездная величина
Абсолютная звездная величина уравнивает все объекты на одно расстояние, то есть, абсолютная звездная величина звезды – это видимая величина светила, если бы оно находилось на расстоянии 10 персек (32, 616 световых лет), без учета атмосферного или межзвездного поглощения.
Абсолютная звездная величина планет Солнечной системы – видимая величина на расстоянии 1 астрономической единицы от наблюдателя.
Для метеоров – видимая звездная величина, если бы метеор находился на расстоянии 100 км в зените.
Если же космический объект по своим размерам больше 10 парсек (галактика, туманность, звездное скопление), то тогда этот объект считают, как точечный объект, со суммарной светимостью.
Применение звездных величин
В астрономии используются все виды звездных величин, в зависимости от характера объекта и тех данных, которые надо сравнить. Особых предпочтений ученые не делают. Зная видимую и абсолютные звездные величины можно рассчитать расстояние до объекта.
Решебник по астрономии 11 класс на урок №22 (рабочая тетрадь) — Основные характеристики звёзд. Светимость
1. Дайте определения понятиям.
Светимость звезды — полная энергия, излучаемая звездой по всем направлениям за единицу времени.
Видимая звёздная величина — мера наблюдаемого блеска небесного объекта, видимого с Земли.
Абсолютная звёздная величина — видимая звёздная величина, которую бы звезда имела, находясь на стандартном расстоянии 10 пк.
2. Дополнив рисунок необходимыми буквенными обозначениями, выполнив следующие задания:
а) введите понятие годичного параллакса: угол, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду.
б) Запишите формулы по которым, можно определить расстояния до звёзд (в астрономических единицах и парсеках), если известен их параллакс: r = 206 265″ / π» а. е., для расстояния в парсеках — r = 1 / π» пк.
3. Запишите соотношения между единицами:
а) 1 пк = 3,26 св. лет;
б) 1 пк = 206 265 а. е.;
в) 1 пк = 3,086 · 1013 км.
4. Почти одновременно в Германии, России и Англии учёные определили годичный параллакс одних и тех же звёзд. Определите расстояние до этих звёзд (в парсеках и световых годах).
| Звезда | Годичный параллакс | Исследователь, годы определения параллакса | Расстояние до звезды | |
| пк | св. лет | |||
| 61 Лебедя | 0,296« | Ф. Бессель, 1837-1838 | 3,38 | 11 |
| α Лиры | 0,123« | В. Струве, 1835-1837 | 8,13 | 26,5 |
| α Центавра | 0,754« | Т. Гендерсон, 1833-1839 | 1,33 | 4,32 |
5. Какое предельное расстояние до звёзд можно определить методом параллакса, если современная астрономическая аппаратура позволяет измерять угол до 0,001″?
π» = 0,001″; D = 1 / 0.001 = 1000 (пк), или 1 кпк.
6. Зная видимую звёздную величину (m) звёзд и пользуясь данными, указанными в задании 4, определите их абсолютные звёздные величины (M) и светимость (L).
| Звезда | m | M | L |
| 61 Лебедя | 5.22 | 7,58 | 0,076 |
| α Лиры | 0.03 | 0,48 | 52 |
| α Центавра | -0.27 | 4,12 | 1,9 |