ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА́
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
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.