Каждая из этих звезд имеет определенную величину, позволяющую их увидеть

Звездная величина - числовая безразмерная величина, характеризирующая яркость звезды или другого космического тела по отношению к видимой площади. Другими словами, эта величина отображает количество электромагнитных волн, телом, которые регистрируются наблюдателем. Поэтому данная величина зависит от характеристик наблюдаемого объекта и расстояния от наблюдателя до него. Термин охватывает лишь видимый, инфракрасный и ультрафиолетовый спектры электромагнитного излучения.

По отношению к точечным источникам света используют также термин «блеск», а к протяженным – «яркость».

Древнегреческий ученый , который жил на территории Турции во II веке до н. э., считается одним из влиятельнейших астрономов античности. Он составил объемный , первый в Европе, описав расположения более чем тысячи небесных светил. Также Гиппарх ввел такую характеристику как звездная величина. Наблюдая невооруженным глазом за звездами, астроном решил разделить их по яркости на шесть величин, где первая величина – самый яркий объект, а шестая - наиболее тусклый.

В XIX веке, британский астрономом Норман Погсон усовершенствовал шкалу измерений звездных величин. Он расширил диапазон ее значений и ввел логарифмическую зависимость. То есть с повышением звездной величины на единицу, яркость объекта уменьшается в 2.512 раза. Тогда звезда 1-й величины (1 m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6 m).

Эталон звездной величины

За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск , самой яркой точки в . Несколько позже было изложено более точное определение объекта нулевой звездной величины – его освещённость должная равняться 2,54·10 −6 люкс, а световой поток в видимом диапазон 10 6 квантов/(см²·с).

Видимая звездная величина

Описанная выше характеристика, которую определил Гиппарх Никейский, впоследствии стала носить название «видимая» или «визуальная». Имеется в виду, что ее можно наблюдать как при помощи человеческих глаз в видимом диапазоне, так и с использованием различных инструментов вроде телескопа, включая ультрафиолетовый и инфракрасный диапазон. Звездная величина созвездия равна 2 m . Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0 m) не самая яркая звезда на небосводе (пятая по блеску, третья для наблюдателей с территории СНГ). Поэтому более яркие звезды могут иметь отрицательную звездную величину, к примеру, (-1.5 m). Также сегодня известно, что среди небесных светил могут быть не только звезды, но и тела, отражающие свет звезд – планеты, кометы или астероиды. Звездная величина полной составляет −12,7 m .

Абсолютная звездная величина и светимость

Для того чтобы была возможность сравнить истинную яркость космических тел, была разработана такая характеристика как абсолютная звездная величина. Согласно ней вычисляется значение видимой звездной величины объекта, если бы этот объект располагался на за 10 (32,62 ) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.

Абсолютная звездная величина для космических объектов в использует иное расстояние от тела к наблюдателю. А именно 1 астрономическую единицу, при этом, в теории, наблюдатель должен находиться в центре Солнца.

Более современной и полезной величиной в астрономии стала «светимость». Эта характеристика определяет полную , которую излучает космическое тело за определенный отрезок времени. Для ее вычисления как раз и служит абсолютная звездная величина.

Спектральная зависимость

Как уже говорилось ранее, звездная величина может быть измерена для различных видов электромагнитного излучения, а потому имеет разные значения для каждого диапазона спектра. Для получения картинки какого-либо космического объекта астрономы могут использовать , которые более чувствительны к высокочастотной части видимого света, и на изображении звезды получаются голубыми. Такая звездная величина называется «фотографической», m Pv . Чтобы получилось значение близкое к визуальному («фотовизуальное», m P), фотопластинку покрывают специальной ортохроматической эмульсией и используют желтый светофильтр.

Учеными была составлена так называемая фотометрическая система диапазонов, благодаря которой можно определять основные характеристики космических тел, такие как: температура поверхности, степень отражения света (альбедо, не для звезд), степень поглощения света и прочие. Для этого производится фотографирование светила в разных спектрах электромагнитного излучения и последующие сравнение результатов. Для фотографии наиболее популярны следующие фильтры: ультрафиолетовый, синий (фотографическая звездная величина) и желтый (близкий к фотовизуальному диапазону).

Фотография с запечатленными энергиями всех диапазонов электромагнитных волн определяет так называемую болометрическую звездную величину (m b). С ее помощью, зная расстояние и степень межзвездного поглощения, астрономы вычисляют светимость космического тела.

Звездные величины некоторых объектов

• Солнце = −26,7 m
• Полная Луна = −12,7 m
• Вспышка Иридиума = −9,5 m . Iridium – это система из 66 спутников, которых движутся по орбите Земли и служат для передачи голоса и прочих данных. Периодически поверхность каждого из трех главных аппаратов отсвечивает солнечный свет в сторону Земли, создавая ярчайшую плавную вспышку на небосводе до 10 секунд.

(освещенности слишком малы), и самое главное, исторически сложилось так, что блеск звезд стали измерять задолго до введения физиками понятия освещенность, используя внесистемную единицу измерения - звездную величину m * .

Таблица. Физические характеристики Солнца

см/сек2

4m .8

12.2. Звездные величины

Звездные величины были введены Гиппархом во II веке до н.э. Он разделил видимые невооруженным глазом звезды по степени их яркости на шесть классов - звездных величин. Самые яркие звезды принадлежали к первому классу - имели первую звездную величину, а самые слабые принадлежали к шестому классу и имели шестую звездную величину

(обозначение соответственно 1m и 6m ). Таким образом, важно запомнить, что чем больше звездная величина, тем слабее звезда.

Связь между освещенностями и звездными величинами была установлена в XIX веке Погсоном, и она определяет отношение освещенностей, создаваемых двумя звездами, через разность их звездных величин:

В качестве начала отсчета звездных величин была выбрана звезда Вега ( Lyr). Условились

Кроме того, в настоящее время используют дробные значения звездных величин, а более яркие звезды, чем Вега, имеют отрицательные звездные величины. Например, Сириус ( CMa) имеет блеск m =-1m .58.

Совершенно очевидно, что звездная величина практически ничего не говорит нам о действительной светимости звезды. Яркая звезда первой звездной величины может быть близкой звездой-карликом низкой светимости, а слабенькая звездочка шестой звездной величины оказаться очень далеким сверхгигантом огромной светимости. Поэтому для характеристики светимости звезд введена шкала абсолютных звездных величин M . Абсолютная звездная величина - это звездная величина, которую бы имела эта звезда, находясь на расстоянии 10 пк . Связь между видимой и абсолютной звездной величиной легко найти, используя закон Погсона и выражая расстояние до звезды в парсеках:

Окончательно получим:

Светимости звезд в светимостях Солнца удобно выражать через абсолютную звездную величину Солнца :

12.3. Спектры звезд. Эффект Допплера

Кроме рассмотренных выше интегральных (по всем длинам волн) освещенностей E ,

создаваемых звездами, можно ввести еще монохроматические освещенности

определяемые как количество энергии, приходящее от звезды на перпендикулярную единичную площадку за единицу времени в единичном интервале длин волн (=эрг/(см

У разных звезд на разные длины волн приходится различное количество энергии, поэтому рассматривают распределение энергии по длинам волн и называют его еще спектральным распределением энергии или просто спектром звезды. В зависимости от температуры звезды максимум в спектральном распределении приходится на разные длины волн. Чем звезда горячее, тем на меньшие длины волн приходится максимум ее спектрального распределения энергии. Поэтому горячие звезды по цвету являются голубыми и белыми, а холодные - желтыми и красными.

В спектрах звезд на фоне непрерывного спектра заметны многочисленные темные относительно узкие линии поглощения. Они образуются при переходах между энергетическими уровнями различных атомов и ионов в поверхностных слоях звезды. Каждый переход характеризуется вполне определенной длиной волны. Однако в

наблюдаемых спектрах звезд длины волн этих переходов не совпадают с лабораторными

Земли. Вследствие движения звезды все наблюдаемые длины волн смещаются относительно своих лабораторных значений, благодаря эффекту Допплера. Если звезда к нам приближается, линии в ее спектре смещаются в синюю область спектра, а если удаляется от нас, то в красную. Величина смещения z зависит от скорости звезды вдоль луча зрения v r :

Здесь c =300 000 км/сек это скорость света в вакууме.

Таким образом, изучая смещения линий в спектрах звезд и других небесных тел относительно их лабораторных положений, мы можем получить богатую информацию о лучевых скоростях звезд, о скоростях расширения оболочек звезд (звездный ветер, взрывы Новых и Сверхновых звезд), изучать спектрально-двойные звезды.

12.4. Галактики. Закон Хаббла

В начале XX века было окончательно доказано, что кроме нашей звездной системы, Галактики (Млечный Путь), куда входит Солнце и еще около ста миллиардов звезд, существуют и другие звездные системы - галактики, удаленные от нас на сотни и тысячи

мегапарсек (1 Мпк =106 пк ) и так же состоящие из десятков и сотен миллиардов звезд.

В 1929 году Эдвин Хаббл обнаружил, что в спектрах галактик наблюдается удивительная закономерность: чем дальше от нас расположена галактика, тем больше смещены в красную сторону линии в ее спектре. Это означает, что чем дальше от нас расположена галактика, тем быстрее она от нас удаляется. Эта закономерность получила название закона Хаббла:

Величина 50-100 км/(сек Мпк ) носит название постоянной Хаббла. Используя этот закон, мы можем, зная величину красного смещения z , определять расстояние до галактик в

Мпк.

Закон Хаббла означает, что наша Вселенная (или Метагалактика) расширяется, и взаимные расстояния между галактиками непрерывно увеличиваются. Необходимо заметить, что закон

Хаббла не является абсолютно точным и применим лишь при скоростях удаления или . При 0.1 необходимо учитывать релятивистские поправки.

67. Определить светимость звезды Альтаир ( Aql), если расстояние до нее d =5 пк , а видимая звездная величина m =0m .9.

Решение: Прежде всего, необходимо найти абсолютную звездную величину Альтаира: M =m +5-5 lg 5 = 2m .4. Затем, сравнивая ее с абсолютной звездной величиной Солнца

, найти светимость Альтаира, выраженную в светимостях Солнца:

Или , откуда

68. Новая звезда 1901 г., вспыхнувшая в созвездии Персея, за двое суток увеличила свой блеск с 12m до 2m . Во сколько раз увеличилась ее яркость (создаваемая ею освещенность)?

Решение: Воспользуемся законом Погсона lg (E 1 /E 2 ) = -0.4(m 1 -m 2 )= -0.4 (2-12)=4. Значит, яркость увеличилась в 104 раз.

69. Определить радиус звезды, если ее температура T eff = 13000 K, а светимость ?

Решение: Воспользуемся формулой (43 ) и выведем из нее, что

Подставив известные значения и помня, что = 6000 K, вычислим, что .

70. (786) Какова суммарная звездная величина двойной звезды Андромеды, если звездные

величины ее компонентов равны 2m .28 и 5m .08?

Решение: При решении такого рода задач надо помнить, что можно суммировать освещенности, создаваемые разными звездами, но не их звездные величины.

Прежде всего найдем отношение освещенностей, создаваемых компонентами звезды lg E2 /E 1 = -0.4(5.08-2.28)=-1.12 или E 2 /E 1 = 0.076. Суммарная звездная величина компонент также определяется из закона Погсона m -m 1 =-2.5 lg ((E 1 +E 2 )/E 1 )= -2.5 lg (1+0.076) или m =m 1 -

0.08=2m .20.

71. (760) В спектре звезды линия кальция с = 4227 оказалась смещенной к синему

концу спектра на 0.7 . Определить, с какой скоростью звезда движется по лучу зрения, и удаляется она или приближается?

Решение: Поскольку линия смещена к синему концу спектра, следовательно, звезда приближается к нам, а из формулы (49 ) очевидно, что

49.7 км/сек.

72. (756) Сколько звезд 6-й величины имеют такой же блеск, как одна звезда 1-й величины?

73. (755) Пусть некоторая звезда периодически пульсирует при постоянной температуре поверхности. На сколько звездных величин изменяется при этом ее блеск, если минимальный радиус звезды в 2 раза больше максимального?

74. (1014) Расстояние до Сириуса составляет 2.7 пс , но из-за взаимных движений Солнца и Сириуса уменьшается со скоростью 8 км/сек. Через сколько лет яркость Сириуса возрастет в 2 раза?

75. (759) Звезд 6-й величины на северном небе 2000. Во сколько раз создаваемая ими освещенность больше освещенности, создаваемой Сириусом m =-1m .6?

76. (764) В спектре Новой 1934 г. в Геркулесе темные линии были смещены относительно нормального положения к синему концу. Линия (=4341 ) оказалась смещена на

10.1 . Какова скорость расширения оболочки звезды?

77. (1093) Двойная звезда Гидры имеет период обращения 15.3 года, параллакс 0".02 и угловые размеры большой полуоси орбиты 0".23. Определить линейные размеры большой полуоси и сумму масс компонентов.

78. (788) Звезда Центавра двойная, причем ее суммарная звездная величина 0m .06.

Звездная величина более яркого компонента 0m .33. Какова звездная величина менее яркого компонента?

79. (1002) Во сколько раз светимость звезды Ближайшая Центавра (Proxima Centauri), для которой , меньше светимости Солнца.

80. (1000) Вычислить абсолютную звездную величину Сириуса, зная, что его параллакс равен 0".371, а видимая звездная величина m=-1m .58.

Представляем вашему вниманию несколько терминов, с которыми ваши познания в астрономии станут более глубокими.

Видимая звездная величина

Количество звезд на ночном небе, доступных невооруженному взгляду, не так велико, как кажется. Если иметь хорошую остроту зрения и выбраться за город, подальше от уличного освещения, то для наблюдения будут доступны около 6000 звезд. При этом половина из них всегда будет скрыта от наблюдателя за горизонтом. Но даже этого количества достаточно, чтобы заметить, насколько звезды отличаются по своей яркости. Замечали это и античные ученые. Живший во II веке до нашей эры древнегреческий математик и астроном Гиппарх разделил все наблюдаемые им звезды на шесть величин. Самые яркие он отнес к первой величине, самые тусклые – к шестой. В целом, этот принцип используется и сейчас. Но сегодня возможности астрономии позволяют наблюдать бесчисленное количество звезд, большинство из которых настолько тусклые, что наблюдать невооруженным взглядом их невозможно. А само понятие звездной величины применяется не только для далеких звезд, но и для других объектов – Солнца, Луны, искусственных спутников, планет и так далее. Поэтому и считается, что звездная величина – это безразмерная числовая характеристика яркости объекта.

Как следует из вышесказанного, видимая звездная величина самых ярких объектов будет отрицательная. Для сравнения, звездная величина Солнца равна –26,7, а звездная величина ближайшей к нашему светилу, но не видимой невооруженным взглядом звезды Проксима Центавра составляет +11,1. Максимальная звездная величина Марса равна? 2,91. Спутник «Маяк», который создали и планируют отправить на орбиту молодые российские ученые, как запланировано должен иметь звездную величину не более?10. И если все удастся, он на некоторое время станет самым ярким объектом на ночном небе, если, конечно, не считать Луны в полнолуние (?12,74).

Абсолютная звездная величина

Денеб – одна из самых больших звезд, известных науке, имеет звездную величину +1,25. Ее диаметр примерно равен диаметру орбиты Земли и больше диаметра Солнца в 110 раз. Расстояние до этого исполина – 1 640 световых лет. Хотя ученые еще спорят по этому вопросу, уж очень это далеко. Большинство звезд, находящихся на таком удалении, можно увидеть только в телескоп. Если бы мы были к этой звезде ближе, то и яркость Денеба на небе была бы куда выше. Тем самым видимая звездная величина зависит как от светимости объекта, так и от расстояния до него. Чтобы можно было сравнить светимость разных звезд между собой, используют абсолютную звездную величину. Для звезд она определяется как видимая звездная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Если расстояние до звезды известно, то абсолютную звездную величину рассчитать несложно.

Абсолютная звездная величина Солнца составляет +4,8 (видимая, напомним, ?26,7). Сириус – самая яркая звезда ночного неба – имеет видимую величину?1,46, но абсолютную всего +1,4. Что, впрочем, неудивительно, ведь бриллиант ночного неба (как называют эту звезду) находится близко от нас: на расстоянии всего 8,6 световых лет. А вот абсолютная звездная величина уже упомянутого Денеба составляет?6,95.

Параллакс

Никогда не задумывались, как ученые определяют расстояние до звезды? Ведь лазерным дальномером это расстояние не измеришь. На самом деле, все просто. В течение года положение звезды на небе изменяется вследствие обращения Земли по орбите вокруг Солнца. Такое изменение называется годичным параллаксом звезды. Чем ближе звезда к нам, тем больше ее смещение на фоне звезд, которые находятся дальше. Но даже у ближайших звезд такое смещение чрезвычайно мало. Невозможность обнаружить параллакс у звезд в свое время была одним из аргументов против гелиоцентрической системы мира. Удалось это сделать только в XIX веке. В нынешнее время для измерения параллаксов, а следовательно и расстояний до звезд, на орбиты выводят специальные космические телескопы. Телескоп Hipparcos Европейского космического агентства (названный в честь того самого Гиппарха, который классифицировал звезды по яркости) позволил измерить параллаксы более 100 тысяч звезд. В декабре 2013 года выведен на орбиту его преемник Gaia.

Параллактическое смещение близких звезд на фоне далёких

Собственно, параллакс (а это не только астрономическое понятие) представляет собой изменение видимого положения объекта относительно удаленного фона (в нашем случае более дальних звезд) в зависимости от положения наблюдателя. Используется он и в геодезии. Имеет значение для фотографии. Измеряется параллакс в угловых секундах (секундах дуги).

Световой год

Мерить расстояния в космическом пространстве в километрах совсем не удобно. К примеру, расстояние до ближайшей к нам звезды Проксима Центавра? 4,01?1013километров (40,1 триллиона километров). Достаточно сложно представить это расстояние. Но если измерить это расстояние в световых годах, единице длины, равной расстоянию, проходимому светом за один год, то получится 4,2 световых года. Свет от этого красного карлика идет к нам примерно 4 года и 3 месяца. Все просто.

Парсек

А вот с другой единицей длины, применяемой в астрономии, не все так просто. Расстояние до звезды Проксима Центавра, измеренное в парсеках, составляет 1,3 единицы. Само слово «парсек» образовано из слов «параллакс» и «секунда» (имеется в виду угловая секунда, равная 1/3600 градуса, вспомните школьный транспортир). Тот самый параллакс, благодаря которому мы можем измерять расстояния до звезд. Парсек (обозначается «пк») ? это расстояние, с которого отрезок длиной в одну астрономическую единицу (радиус земной орбиты), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду.

Галактический рукав

Наш Млечный Путь имеет диаметр 100 000 световых лет. Он относится к одному из основных типов галактик. Млечный Путь – это спиральная галактика с перемычкой. Все звезды, которые мы видим на небе невооруженным взглядом, находятся в нашей Галактике. Всего Млечный Путь содержит, по разным оценкам, от 200 до 400 миллиардов звезд. Как же сориентироваться и узнать, где среди этих миллиардов звезд находится Солнце?

Млечный Путь – спиральная галактика, и она имеет спиральные галактические рукава, расположенные в плоскости диска. Галактический рукав – это структурный элемент спиральной галактики. Основное количество звезд, пыли и газа содержится именно в галактических рукавах.

Галактические рукава Млечного Пути

Таких рукавов несколько, но основные это рукав Стрельца, рукав Лебедя, рукав Персея, рукав Центавра и рукав Ориона. Такие названия они получили по имени созвездий, в которых можно наблюдать основной массив рукавов. Рукав Ориона, по сравнению с другими, небольшой. Иногда его даже называют Шпора Ориона. Его длина всего около 11 000 световых лет. Но для нас этот рукав примечателен тем, что Солнце и небольшая Голубая планета, обращающаяся вокруг него и являющаяся нашим домом, находятся именно в нем.

Апоцентр и перицентр

Большинство из известных орбит искусственных спутников и небесных тел эллиптические. А для любой эллиптической орбиты всегда можно указать точку, ближайшую к центральному телу и наиболее удаленную от него. Ближайшая точка называется перицентром, а наиболее удаленная – апоцентром.

Апоцентр (справа) и перицентр (слева)

Но, как правило, вместо слова «центр», после «пери-» или «апо-», подставляют название тела, вокруг которого происходит движение. Так, для орбит искусственных спутников Земли (Гея – на древнегреческом языке) и орбиты Луны применяют термины апогей и перигей. Для окололунной (Луна – Селена) орбиты иногда применяются апоселений и периселений. Ближайшая к Солнцу (Гелиос) точка орбиты нашей планеты или другого небесного тела Солнечной системы – перигелий, дальняя – афелий или апогелий. Для орбит вокруг других звезд (астрон – звезда) – периастр и апоастр.

Астрономическая единица

Перигелий орбиты нашей планеты (ближайшая точка орбиты к Солнцу) составляет 147 098 290 км (0,983 астрономических единиц), афелий – 152 098 232 км (1,017 астрономических единиц). А вот если взять среднее расстояние от Земли до Солнца, то получается удобная единица измерения в космосе. Для тех расстояний, где в километрах мерить уже неудобно, а в световых годах и парсеках еще неудобно. Такая единица измерения называется «астрономической единицей» (обозначается «а. е.») и применяется для определения расстояний между объектами Солнечной системы, внесолнечных систем, а также между компонентами двойных звезд. После нескольких уточнений астрономическая единица признана равной 149597870,7 километрам.

Тем самым Земля удалена от Солнца на расстояние 1 а. е., Нептун, самая далекая от Солнца планета, – на расстояние около 30 а. е. Расстояние от Солнца до самой близкой к нему планеты – Меркурия – всего 0,39 а. е. А в момент следующего великого противостояния Марса и Земли, 27 июля 2018 года, расстояние между планетами сократится до 0,386 а. е.

Предел Роша

В космосе нет ничего постоянного. Просто для изменения привычного нам порядка требуются миллионы лет. Так, если некий наблюдатель через несколько миллионов лет будет наблюдать Марс, то он может не обнаружить у него одного или даже двух его спутников. Как известно, больший из спутников красной планеты – Фобос – приближается к ней на 1,8 метра за столетие. Фобос движется на расстоянии всего около 9 000 км от Марса. Для сравнения, орбиты навигационных спутников находятся на высоте 19 400–23 222 км, геостационарная орбита – 35 786 км, а Луна, естественный спутник нашей планеты, находится от Земли на расстоянии 385 000 км.

Пройдет еще 10–11 миллионов лет, и Фобос перейдет свой предел Роша, в результате чего разрушится. Предел Роша, названный так по имени Эдуарда Роша, впервые рассчитавшего такие пределы для некоторых спутников, – это расстояние от планеты (звезды) до ее спутника, ближе которого спутник разрушается приливными силами. Как было установлено, сила притяжения планеты компенсируется центробежной силой только в центре масс спутника. В других точках спутника такого равенства сил нет, что и является причиной образования приливных сил. В результате действия приливных сил спутник сначала приобретает эллипсоидальную форму, а при прохождении предела Роша разрывается ими. А вот орбита другого спутника красной планеты – Деймоса (высота орбиты около 23 500 км) – с каждым разом все дальше. Рано или поздно он преодолеет притяжение Марса и отправится в самостоятельное странствие по Солнечной системе.

Ланиакея

Сможете ли вы сказать, где во Вселенной находится наша планета? Конечно, планета Земля находится в Солнечной системе, которая, в свою очередь, находится в Рукаве Ориона – небольшом галактическом рукаве Млечного Пути. Ну а дальше? Наша Галактика, ближайшие к нам галактика Андромеды, галактика Треугольника и еще более 50 галактик входят в так называемую Местную группу галактик, которая является составной сверхскопления Девы.

Ланиакея и Млечный путь

А вот уже сверхскопление Девы, называемое также Местное сверхскопление галактик, сверхскопления Гидры-Центавра и Павлина-Индейца, а также Южное сверхскопление образуют сверхскопление галактик, называемое Ланиакея. Оно содержит в себе примерно 100 тысяч галактик. Диаметр Ланиакеи – 500 миллионов световых лет. Для сравнения, диаметр нашей Галактики – всего-то 100 тысяч световых лет. В переводе с гавайского Ланиакея означает «необъятные небеса». Что в целом точно отражает тот факт, что в обозримом будущем долететь до края этих «небес» мы вряд ли сможем.

Ланиакея и соседнее сверхскопление галактик Персея-Рыб

Звёздная величина

© Знания-сила

Птолемей и «Альмагест»

Первую попытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял элли́нский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э . Среди его многочисленных трудов (к сожалению, они почти все утеряны) фигурировал и «Звёздный каталог» , содержащий описание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии (Египет) во II в. н.э . Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошел и «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал уже примерно на тысячу звёзд больше.

Каталогом Птолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия. Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены́ к первому классу, менее яркие - ко второму и так далее. К шестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом. Термин «сила свечения небесных тел», или «звёздная величина», используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.

Блеск звёзд и визуальная звёздная величина

Глядя на звёздное небо, можно заметить, что звёзды различны по своей яркости или по своему видимому блеску. Наиболее яркие звёзды называют звёздами 1-й звёздной величины; те из звёзд, которые по своему блеску в 2,5 раза слабее звёзд 1-й величины, имеют 2-ю звёздную величину. К звёздам 3-й звёздной величины относят те из них. которые слабее звёзд 2-й величины в 2,5 раза, и т.д. Самые слабые из звёзд, доступных невооруженному глазу, причисляют к звёздам 6-й звёздной величины. Нужно помнить, что название «звёздная величина» указывает не на размеры звёзд, а только на их видимый блеск.

Всего на небе наблюдается 20 наиболее ярких звёзд, о которых обычно говорят, что это звёзды первой величины. Но это не значит, что они имеют одинаковую яркость. На самом деле одни из них несколько ярче 1-й величины, другие несколько слабее и только одна из них - звезда в точности 1-й величины. Такое же положение и со звёздами 2-й, 3-й и последующих величин. Поэтому для более точного обозначения яркости той или иной звезды используют дробные величи́ны . Так, например, те звёзды, которые по своей яркости находятся посредине между звёздами 1-й и 2-й звёздных величин, считают принадлежащими к 1,5-й звёздной величине. Есть звёзды, имеющие звёздные величи́ны 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 и т.д. На небе видно несколько особенно ярких звёзд, которые по своему блеску превышают блеск звёзд 1-й звёздной величины. Для этих звёзд ввели нулевую и отрицательные звёздные величи́ны . Так, например, самая яркая звезда северного полушария неба - Вега - имеет блеск 0,03 (0,04) звёздной величины, а ярчайшая звезда - Сириус - имеет блеск минус 1,47 (1,46) звёздной величины, в южном полушарии ярчайшей звездой является Кано́пус (Кано́пус расположен в созвездии Киль. Видимый блеск звезды минус 0,72, Кано́пус обладает наибольшей светимостью среди всех звёзд в радиусе 700 световых лет от Солнца. Для сравнения, Сириус всего лишь в 22 раза ярче, чем наше Солнце, но он намного ближе к нам, чем Кано́пус. Для очень многих звёзд среди ближайших соседей Солнца Кано́пус является самой яркой звездой на их небосклоне.)

Звёздная величина в современной науке

В середине XIX в. английский астроном Норман По́гсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. По́гсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами составляет 2,5 (например сила свечения звезды третьего класса в 2,5 раза больше, чем у звезды четвёртого класса). По́гсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 к 1 (Разность в 5 звёздных величин соответствует изменению блеска звёзд в 100 раз). Таким образом, разница в плане светимости между каждым классом составляет не 2,5, а 2,512 к 1 .

Система, разработанная английским астрономом, позволила сохранить существующую шкалу (деление на шесть классов), но придала ей максимальную математическую точность. Сначала ноль-пунктом для системы звёздных величин была выбрана Полярная звезда, её звездная величина в соответствии с системой Птолемея была определена в 2,12. Позже, когда выяснилось, что Полярная звезда является переменной, на роль ноль-пункта были условно определены звёзды с постоянными характеристиками. По мере совершенствования технологий и оборудования учёные смогли определить звёздные величины с большей точностью: до десятых, а позже и до сотых единиц.

Связь между видимыми звёздными величинами выражается формулой По́гсона: m 2 -m 1 =-2,5log (E 2 /E 1) .

Количество n звёзд с визуальной звездной величиной свыше L

L	n	L	n	L	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Относительная и абсолютная звёздная величина

Звёздная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп (фото́метрами), указывает, какое количество света от звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. Другими словами, тот факт, что звёзды различаются по блеску, ещё не дает полной информации о звезде. Очень яркая звезда может иметь большую светимость, а находиться очень далеко и потому иметь очень большую звёздную величину. Для сравнения яркости звёзд независимо от их расстояния до Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина» . Для определения абсолютной звездной величины необходимо знать расстояние до звезды. Абсолютная звездная величина М характеризует блеск звезды на расстоянии в 10 парсек от наблюдателя. (1 парсек = 3,26 светового года.). Связь абсолютной звездной величины М, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках: M = m + 5 – 5 lg R.

Для сравнительно близких звёзд, удалённых на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется по параллаксу способом, известным уже двести лет. При этом измеряют ничтожно малые угловые смещения звёзд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Параллаксы даже самых близких звёзд меньше 1" . С понятием параллакса связано название одной из основных единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равен 1" .

Уважаемые посетители!

У вас отключена работа JavaScript . Включите пожалуйста скрипты в браузере, и вам откроется полный функционал сайта!

Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости - одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.

Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие - это звезды первой величины (сокращенно - 1m, от латинского magnitudo- величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2m) и так далее до шестой группы - едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, тоесть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6mв 100 раз.

Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп - 6-ти метровый рефлектор - позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)

С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце -- -26,7.

В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:

E1/E2=(5v100)m3-m1?2,512m2-m1

где E1и E2 - освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1и m2- их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.

Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.

Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии - парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1"". Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

где r - расстояние в парсеках, П - годичный параллакс в секундах.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.

Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость - количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.

Абсолютная звездная величина (M) - такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:

M=m + 5 - 5 * lg(r)

Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра - крошечный тусклый красный карлик - имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда дЗолотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.

Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.