Астрономия. Популярные лекции

Видимая звездная величина (m), или просто «звездная величина», указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него. Шкала видимых величин ведет начало от звездного каталога Гиппарха (до 161 — около 126 г. до н. э.), в котором все видимые глазом звезды впервые были разбиты на 6 классов по яркости. У звезд Ковша Большой Медведицы блеск около 2^m, у Веги — около 0^m. У особо ярких светил значение видимой звездной величины отрицательно: у Сириуса — около –1,5^m (т. е. поток света от него в 4 раза больше, чем от Веги), а блеск Венеры в некоторые моменты почти достигает –5^m (т. е. поток света почти в 100 раз больше, чем от Веги). Подчеркнем, что видимая звездная величина может быть измерена как невооруженным глазом, так и с помощью телескопа; как в визуальном диапазоне спектра, так и в других (фотографическом, УФ, ИК). Таким образом, в этом термине «видимая» (англ.

apparent) означает «наблюдаемая», «кажущаяся» и не имеет отношения конкретно к человеческому глазу.

Для удобства сравнения измерений, проведенных на разных обсерваториях при разных зенитных расстояниях звезд, публикуемые в статьях и каталогах значения видимой звездной величины обычно исправлены за поглощение в атмосфере («вынесены за атмосферу»).

Абсолютная звездная величина (M) указывает, какую видимую звездную величину имело бы светило, если бы расстояние до него составляло 10 пк и при этом отсутствовало бы межзвездное поглощение света. Таким образом, абсолютная звездная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать истинные светимости небесных объектов (в заданном диапазоне спектра).

Что касается спектральных диапазонов, то существует множество систем звездных величин, различающихся выбором конкретного диапазона измерения. При наблюдении глазом (невооруженным или через телескоп) измеряется визуальная звездная величина (m_V). По изображению звезды на обычной фотопластинке, полученному без дополнительных светофильтров, измеряется фотографическая звездная величина

(m_P).

Поскольку фотоэмульсия чувствительна к синим лучам и нечувствительна к красным, на фотопластинке более яркими (чем это кажется глазу) получаются голубые звезды. Однако и с помощью фотопластинки, используя ортохроматическую эмульсию и желтый светофильтр, получают так называемую фотовизуальную шкалу звездных величин (m_PV), которая практически совпадает с визуальной.

Сопоставляя яркости источника, измеренные в различных диапазонах спектра, можно узнать его цвет, оценить температуру поверхности (если это звезда) или альбедо (если планета), определить степень межзвездного поглощения света и другие важные характеристики. Поэтому разработаны стандартные фотометрические системы, содержащие от двух до дюжины и более спектральных диапазонов, в основном определяемых подбором светофильтров. Наиболее популярна трехцветная система UBV: ультрафиолетовый (Ultraviolet), синий (Blue) и желтый (Visual). При этом желтый диапазон очень близок к фотовизуальному (V ≈ m_PV), а синий — к фотографическому (B  ≈ m_P). При записи значений звездных величин в определенных диапазонах («фильтрах») обычно используют такую форму: mP = 5, V = 11, U = 7,8 и т. п., не употребляя при цифре верхний индекс «m», поскольку и так ясно, о каких единицах измерения идет речь.

Кроме спектрально-чувствительных приемников, существуют болометры — интегральные приемники излучения. Поток излучения, просуммированный по всем диапазонам спектра, дает болометрическую звездную величину (m_b или m

_bol) и позволяет (если известно расстояние до источника и степень межзвездного поглощения) вычислить светимость объекта. Знание видимой болометрической величины позволяет вычислить приходящий от источника поток энергии:

f = 2,5 · 10^–8 × dex {–0,4m_b} Вт/м².

Вычисленное (через расстояние и поглощение) значение абсолютной болометрической величины (M_b или M_bol) легко перевести в светимость (т. е. мощность излучения) звезды:

L = 3,0 × 10²⁸

× dex{–0,4M_b} Вт.

Для Солнца m_b = –26,83 и M_b = 4,74. Это соответствует светимости Солнца L_☉ = 3,85 · 10²⁶ Вт и потоку его излучения у Земли f_☉ = 1369 Вт/м².