Подпишитесь на наши новости
Вернуться к началу с статьи up
 

ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА́

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    В книжной версии

    Том 10. Москва, 2008, стр. 315-316

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: В. Г. Сурдин

ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА́ (ви­ди­мая звёзд­ная ве­ли­чи­на), ме­ра ос­ве­щён­но­сти, со­зда­вае­мой не­бес­ным све­ти­лом (звез­дой, пла­не­той и т. п.) на плос­ко­сти, пер­пен­ди­ку­ляр­ной па­даю­щим лу­чам; ме­ра бле­ска не­бес­но­го све­ти­ла. Ес­ли из­ме­ре­ния про­во­дят­ся с Зем­ли, то в зна­че­ния З. в. обыч­но вно­сят по­прав­ки, учи­ты­ваю­щие ос­лаб­ле­ние све­та в зем­ной ат­мо­сфе­ре, и та­кие З. в. яв­ля­ют­ся вне­ат­мо­сфер­ны­ми. По­ня­тие «З. в.» бы­ло вве­де­но во 2 в. до н. э. Гип­пар­хом, ко­то­рый раз­де­лил все звёз­ды, ви­ди­мые не­воо­ру­жён­ным гла­зом, на 6 групп (ве­ли­чин): к 1-й З. в. он от­нёс са­мые яр­кие звёз­ды, к 6-й – са­мые сла­бые. З. в. m свя­за­на с ос­ве­щён­но­стью $E$ за­ви­си­мо­сть $m=k\text{lg}E+C_0.$ Ко­эф. $k$ , по пред­ло­же­нию англ. ас­тро­но­ма Н. Пог­со­на (сер. 19 в.), при­нят рав­ным –2,5; он за­да­ёт шаг шка­лы З. в., а по­сто­ян­ная $C_0$ – её нуль-пункт, ко­то­рый оп­ре­де­ля­ет­ся по ре­зуль­та­там из­ме­ре­ний не­ко­то­рой со­во­куп­но­сти звёзд, вы­бран­ных в ка­че­ст­ве стан­дарт­ных. Из­ме­не­нию З. в. на 5 еди­ниц со­от­вет­ст­ву­ет из­ме­не­ние ос­ве­щён­но­сти в 100 раз. Т. о., шка­ла З. в. ло­га­риф­ми­че­ская с ос­но­ва­ни­ем (100)1/5 = 100,4 2,512. Чем яр­че све­ти­ло, тем мень­ше его З. в.; у осо­бо яр­ких све­тил она от­ри­ца­тель­ная.

Раз­ли­ча­ют З. в. ви­зу­аль­ные (оп­ре­де­ля­ют­ся гла­зом с по­мо­щью ви­зу­аль­но­го фо­то­мет­ра), фо­то­гра­фи­че­ские (по сним­кам на фо­то­эмуль­сию), фо­то­элек­три­че­ские (с по­мо­щью фо­то­элек­трич. фо­то­мет­ра) и бо­ло­мет­ри­че­ские (с по­мо­щью бо­ло­мет­ров). З. в., по­лу­чен­ные фо­то­гра­фи­ро­ва­ни­ем све­тил на фо­то­пла­стин­ке с ор­то­хро­ма­ти­че­ской или пан­хро­ма­ти­че­ской эмуль­си­ей че­рез жёл­тый све­то­фильтр, на­зы­ва­ют­ся фо­то­ви­зу­аль­ны­ми (они близ­ки к ви­зу­аль­ным). При­ме­не­ние разл. при­ём­ни­ков из­лу­че­ния и све­то­фильт­ров по­зво­ля­ет из­ме­рять блеск све­тил в раз­ных уча­ст­ках спек­тра и тем са­мым оп­ре­де­лять З. в. в раз­ных фо­то­мет­рич. сис­те­мах (см. Ас­т­ро­фо­то­мет­рия). Наи­бо­лее упот­ре­би­тель­на сис­те­ма UBV, в ко­то­рой звёзд­ные ве­ли­чи­ны да­ют­ся в ульт­ра­фио­ле­то­вой U, си­ней В и жёл­той V час­тях спек­тра. Ве­ли­чи­ны В близ­ки к фо­то­гра­фи­че­ским, а ве­ли­чи­ны V сов­па­да­ют с фо­то­ви­зу­аль­ны­ми. В до­пол­не­ние к сис­те­ме UBV упот­реб­ля­ют З. в. в крас­ной и ИК об­лас­тях спек­тра: R, I, J, H, K и т. д. Раз­но­сти З. в., на­зы­вае­мые по­ка­за­те­ля­ми цве­та (напр., B–V, U–В и др.), ха­рак­те­ри­зу­ют рас­пре­де­ле­ние энер­гии в спек­трах звёзд.

З. в. – без­раз­мер­ная ве­ли­чи­на. Для её ука­за­ния обыч­но ис­поль­зу­ют бу­к­ву $m$ (от лат. magnitude – ве­ли­чи­на) в ви­де пра­во­го верх­не­го ин­дек­са у чис­ла, напр.$6^m$. Ес­ли ука­зан диа­па­зон спек­тра (напр., $\text{V}$ или $m_{\text{V}}$), то ин­декс $^m$ обыч­но не ука­зы­ва­ют. Точ­ность фо­то­гра­фич. и ви­зу­аль­ных из­ме­ре­ний бле­ска звёзд со­став­ля­ет ок. $0,05^m$, фо­то­элек­три­че­ских – ок. $0,01^m$. Са­мая яр­кая звез­да ноч­но­го не­ба Си­ри­ус име­ет З. в. $m_{\text{V}} = –1,46$, наи­бо­лее сла­бые из­ме­рен­ные звёз­ды от­но­сят­ся к $28^m$. З. в. Солн­ца $m_{\text{V}} = –26,8$, пол­ной Лу­ны $m_{\text{V}} = –12,7$.

Кро­ме ви­ди­мой З. в. в ас­тро­но­мии исполь­зу­ет­ся по­ня­тие аб­со­лют­ной звёзд­ной ве­ли­чи­ны – З. в., ко­то­рую име­ло бы не­бес­ное све­ти­ло, на­хо­дясь на стан­дарт­ном рас­стоя­нии 10 пк от Зем­ли. Аб­со­лют­ные З. в. (в от­ли­чие от ви­ди­мых) ха­рак­те­ри­зу­ют фи­зич. свой­ст­ва са­мих све­тил, их све­ти­мо­сти. Аб­со­лют­ная З. в. $M$ свя­за­на с ви­ди­мой З. в. $m$ за­ви­си­мо­стью: $M = m + 5 - 5\text{lg} \: r$, где $r$ – рас­стоя­ние до све­ти­ла, вы­ра­жен­ное в пар­се­ках.

Лит.: Ми­ро­нов А. В. Пре­ци­зи­он­ная фо­то­мет­рия. М., 2007.

Вернуться к началу