Звездные величины

Взглянув на звездное небо, мы замечаем, что из нескольких тысяч видимых глазом звезд одни сверкают очень ярко, в то время как другие еле заметны. Поскольку в течение многих столетий единственным видом наблюдений были наблюдения непосредственно глазом, или визуальные, классификация звезд по яркости оказалась связана со свойствами человеческого глаза. А свойства эти таковы, что мы воспринимаем не абсолютные различия блеска, а относительные. Так, мы легко обнаруживаем изменение блеска при добавлении одной электрической лампочки в люстре, где уже горят две лампочки. Но мы можем не заметить добавление одной лампочки, скажем, к 20. Для того чтобы разность блеска нам казалась такой же, как в первом случае (две лампочки плюс одна), к 20 лампам нужно добавить 10. Так же мы воспринимаем и свет от звезд.

Еще во II в. до н. э. древнегреческий ученый Гиппарх разделил все видимые на небе невооруженным глазом звезды по яркости на 6 групп. Самые яркие звезды он назвал звездами 1-й величины, а самые слабые - звездами 6-й величины. Между ними он расположил звезды 2-й, 3-й, 4-й, 5-й величины. При переходе от одной величины к следующей глаз ощущает одинаковый перепад блеска. Как мы видели, это соответствует увеличению блеска звезды в одно и то же число раз. Впоследствии точными фотометрическими измерениями было установлено, что отношение блеска звезд 1-й звездной величины к звездам 6-й величины составляет почти точно 100. Поскольку это отношение соответствует интервалу в 5 звездных величин, то отношение блеска звезд, отличающихся на одну звездную величину, равно:

Звездные величины

Этот коэффициент был принят для определения звездных величин небесных светил. Математически шкала звездных величин записывается так. Пусть освещенность, создаваемая одной звездой, равна Е₁ а другой - Е₂. Тогда, по определению, отношение их равно:

где m₁, m₂ - звездные величины, причем более яркой звезде соответствует меньшее значение звездной величины.

Если теперь приписать какой-либо звезде фиксированную звездную величину, т. е. выбрать нуль-пункт, то этим соотношением будут определены видимые звездные величины m всех звезд. Нуль-пункт для системы звездных величин был условно определен по группе выбранных звезд в области Полярной звезды, называемых Северным Полярным рядом.

Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие хорошо известные звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба - Сириус - минус 1,5. Звездная величина обозначается вверху маленькой латинской буквой m (от слова "магнитудо" - величина). Для не видимых глазом звезд используется та же шкала звездных величин. Наиболее слабые звезды, которые могут быть зарегистрированы самыми мощными телескопами, имеют 25^m. Легко подсчитать, что количество света, которое приходит от них, в 2,512²⁵≈10¹⁰, т.е. примерно в 10 млрд. раз меньше, чем от звезд нулевой величины. Приведем также часто используемую логарифмическую запись формулы для звездных величин:

Существуют различные приемники регистрации света, приходящего к нам от звезд. Это глаз, фотопластинка, фотоэлектрический приемник и т. д. Все они имеют различную чувствительность к лучам разной длины волны. Например, глаз лучше всего чувствует свет в желто-зеленой области спектра, а фотопластинка и фотоумножитель - в синей. Очевидно, система звездных величин будет зависеть от того, с помощью какого приемника света эти звездные величины измерены. Поэтому различают визуальную видимую звездную величину, фотографическую и др. В настоящее время разработаны специальные системы звездных величин, соответствующих различным участкам спектра. Например, введены звездные величины, получаемые при наблюдении с помощью специальных фильтров в трех спектральных диапазонах: около 350 нм, 435 нм, 555 нм (см. Электромагнитное излучение небесных тел). Соответствующие звездные величины обозначаются буквами U, В, V (от английских слов "ультрафиолетовый", "голубой", "видимый"). Эта система называется UBV-системой. Как известно, распределение энергии по спектру для различных звезд не одинаково. Поэтому изменение таких величин, как, например, разность В - V и U -В, при переходе от одной звезды к другой характеризует изменение отношения потоков излучения в разных областях спектра. Такие разности называются в астрономии показателями цвета, поскольку цвет звезды связан с распределением энергии в ее спектре. По показателям цвета можно приблизительно определить эффективную температуру звезды и ее спектральный класс (см. Спектральная классификация звезд). Впоследствии были построены цветовые системы, аналогичные UBV, и в других спектральных диапазонах. Интервал спектра, в котором измеряется звездная величина в системе UBV, составляет около 100 нм. Введены также системы, в которых этот интервал более узкий.

Кроме упомянутых звездных величин существует болометрическая видимая звездная величина, которая отвечает полному излучению звезды во всех спектральных интервалах и определяется специальным приемником излучения - болометром. Разность между болометрической и визуальной видимой звездной величиной называют болометрической поправкой.

Кроме видимой звездной величины используется абсолютная звездная величина, характеризующая блеск звезды на определенном расстоянии - в 10 пс (см. Светимость).