Звёздная величина

Звёздная величина — безразмерная числовая характеристика яркости объекта. Обычно рассматривается в применении к небесным телам. Звёздная величина характеризует количество квантов света, дошедшее от рассматриваемого светила до фотоприёмника: таким образом, звёздная величина зависит от физических характеристик объекта (то есть, светимости) и от расстояния до него. Звёздная величина является единицей измерения блеска объекта, при этом чем меньше значение числа звёздной величины, тем ярче будет блеск данного объекта (то же правило действует и применительно к возможным отрицательным величинам).

Определение

Еще во II веке до н. э. древнегреческий астроном Гиппарх разложил 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. Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно более-менее соответствовало величинам, приписанным звёздам Гиппархом.

В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:

$m=-2,5\mathrm {lg} I+C\,,$

где I — световой поток от объекта, C — постоянная.

Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0^m) 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) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0^m 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:

1. Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
2. Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 10^1/2,5≈2,512 раза.

В наши дни видимая звёдная 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.

Спектральная зависимость

Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)

• Визуальная звёздная величина (V или m_v, звёздная величина в фильтре V, максимум которого близок к максимуму чувствительности человеческого глаза (видимый свет), имеющего максимум чувствительности при длине волны 555 нм.

• Фотографическая или «синяя» звёздная величина (B или $m_{p}$) определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром, имеющим максимум чувствительности при длине волны около 445 нм.

• Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолете при длине волны около 350 нм.

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.

Другие используемые звёздные величины

• Болометрическая звёздная величина соответствует полной мощности излучения звезды, т. е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Некоторые звёзды (очень горячие и очень холодные) излучают преимущественно не в видимом спектре, поэтому для её измерения применяется специальное устройство — болометр.

• Абсолютная звёздная величина (M) — звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,8^m.

Звёздные величины некоторых объектов

Объекты звёздного неба

Объект	m
Солнце	−26,7 (в 400 000 раз ярче полной Луны)
Луна в полнолуние	−12,74
Вспышка Иридиума (максимум)	−9,5
Сверхновая 1054 года (максимум)	−6,0
Венера (максимум)	−4,67
Международная космическая станция (максимум)	−4
Земля (при наблюдении с Солнца)	−3,84
Юпитер (максимум)	−2,94
Марс (максимум)	−2,91
Меркурий (максимум)	−2,45
Сатурн (максимум)	+0,7
Звёзды Большого Ковша	+2
Галактика Андромеды	+3,44
Спутники Юпитера	+5-6
Уран	+5.5
Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом	От +6 до +7.72
Нептун	+7.8
Проксима Центавра	+11,1
Самый яркий квазар	+12,6
Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп	+27
Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп Хаббл	+31.5

Самые яркие звёзды

Объект	Созвездие	m
Сириус	Большой пёс	−1,47
Канопус	Киль	−0,72
α Центавра	Центавр	−0,27
Арктур	Волопас	−0,04
Вега	Лира	0,03
Капелла	Возничий	+0,08
Ригель	Орион	+0,12
Процион	Малый пёс	+0,38
Ахернар	Эридан	+0,46
Бетельгейзе	Орион	+0,50
Альтаир	Орёл	+0,75
Альдебаран	Телец	+0,85
Антарес	Скорпион	+1,09
Поллукс	Близнецы	+1,15
Фомальгаут	Южная рыба	+1,16
Денеб	Лебедь	+1,25
Регул	Лев	+1,35

Солнце с разных расстояний

Местоположение наблюдателя	m
Непосредственно на поверхности Солнца (суммарно со всего диска)	−38,4
Икар (перигелий)	−30,4
Меркурий (перигелий)	−29,3
Венера (перигелий)	−27,4
Земля	−26,7
Марс (афелий)	−25,6
Юпитер (афелий)	−23,0
Сатурн (афелий)	−21,7
Уран (афелий)	−20,2
Нептун (афелий)	−19,3
Плутон (афелий)	−18,2
631 а. е. (яркость полной Луны)	−12,7
Седна (афелий)	−11,8
2006 SQ372 (афелий)	−10,0
Комета Хякутакэ (афелий)	−8,3
0,456 св. года (яркость Венеры)	−4,4
Альфа Центавра	0,5
55 св. лет (порог видимости)	6,0
Ригель	12,0
Туманность Андромеды	29,3
3C 273 (ярчайший квазар)	44,2
UDFj-39546284 (самый далёкий астрономический объект на 2011 год, с учётом красного смещения)	49,8

См. также

• Абсолютная звёздная величина
• Классы светимости звёзд
• Светимость
• Список самых ярких звёзд

Ссылки

• Определение звёздной величины на снимке  (неопр.). «Астротурист». Дата обращения: 20 ноября 2009.