Видимая звездная величина - это безразмерная астрономическая величина, характеризующая видимый блеск или яркость небесного тела с точки зрения земного наблюдателя.Чем ярче объект, тем меньше числовое значение его звездной величины. Поэтому звездные величины возрастают в направлении отрицательных значений.

Понятие звездной величины был начат еще античными астрономами, которые распределяли все доступные невооруженному глазу объекты неба на шесть величин. Самые яркие звезды относили к первой величины, найтьмяниши до шести. Считалось, что звезды какой величины вдвое ярче чем звезды следующей величины. Этот способ измерения яркости получил распространение благодаря «Альмагеста» - звездном каталога Клавдия Птолемея, а его автором считается Гиппарх.

Шкала звездных величин является логарифмической за того, что изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как одинакова (физиологический закон Вебера-Фехнера).

1856 Норман Погсон формализовал шкалу звездных величин, установив, что звезда первой величины ровно в 100 раз ярче звезде шестой величины и, таким образом, ярче звезду второй величины примерно в 2,512 раза. Корень пятого степени из 100 - иррациональное число, приблизительно равна 2,512, называется коэффициентом Погсона.

Таким образом, звездную величину можно выразить через такое уравнение:

m = - 2,512 lg I + C,

где I - световой поток, а С - константа, зависящая от выбора базовой точки шкалы.

Сначала Погсон использовал Полярную звезду как базу своей шкалы, положив, что она точно вторую звездную величину. Однако затем было выяснено, что Полярная является переменной, и шкалу начали привязывать к Веги (звездную величину которого считали ноль), а потом (когда зьсувалося, что Вега тоже переменная типа δ Щита) перешли к использованию табличной базовой точкой, основанной на измеренного значения светового потока.

Звездная величина в научных текстах сказывается на образец 2 m (буква m происходит от англ. Magnitude.

Современная шкала уже не ограничивается шестью звездными величинами или только видимым светом. Очень яркие объекты могут иметь отрицательную звездную величину. Например, Сириус, ярчайшая звезда небесной сферы, имеет звездную величину -1,47 m.Современная шкала позволяет также получить значение для Луны и Солнца: полнолуние имеет звездную величину -12,6 m, а Солнце -26,8 m.Орбитальный телескоп «Хаббл» может наблюдать звезды до 30 m в видимом диапазоне.

Спектральная зависимость

Звездная величина, очевидно, зависит от спектрального диапазона, в котором здийсняеться наблюдения, так как световой поток от одного и того же объекта в различных диапазонах разный.

Визуальная звездная величина (V или m v) - мера яркости объекта в диапазоне чувствительности человеческого глаза, которое максимально чувствительно к желто-оранжевой участки спектра с длиной волны около 555 нм.Диапазон человеческого глаза может быть смоделирован фотопластинки с оранжевым светофильтром.

Фотографическая звездная величина (B или m p) - это мера зчорнення изображения объекта на фотопластинци, более чувствительна к синему и ультрафиолетового диапазонов спектра.

Ультрафиолетовая звездная величина (U) определяется в ультрафиолетовом диапазоне с длиной волны 350 нм.

Разница (U-B или B-V) между значениями этих звездных величин, полученных от одного и того же объекта, определяет его цвет. Чем больше эта разница, тем краснее объект.

Болометрична звездная величина обозначает полную мощность излучения звезды, то есть суммарный световой поток во всех спектральных диапазонах.

Комментарии:


Имя (обязательно)
E-mail (обязятельно)
Сайт

Комментарии(0) Подробнее