1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
|
<sect1 id="ai-magnitude">
<sect1info>
<author><firstname>Girish</firstname> <surname>V</surname> </author>
</sect1info>
<title>Шкала звёздных величин</title>
<indexterm><primary>Шкала звёздных величин</primary>
<seealso>Потоки излучения</seealso> <seealso>Цвета и температуры звёзд</seealso> </indexterm>
<para>2500 лет назад древнегреческий астроном Гиппарх классифицировал видимые звёзды по яркости, используя шкалу от 1 до 6. Он назвал самые яркие звезды неба <quote>звёздами первой величины</quote>, а самые слабые из тех, которые он мог видеть, — <quote>шестой величины</quote>. Удивительно, что спустя две с половиной тысячи лет классификация Гиппарха все ещё широко используется астрономами, хотя и была усовершенствована и переработана.</para>
<note><para>Шкала звёздных величин идёт в направлении обратном привычному: яркие звёзды имеют <emphasis>меньшую</emphasis> величину, чем тусклые. </para>
</note>
<para>Современная шкала величин представляет собой количественную меру <firstterm>потока</firstterm> света от звезды по логарифмической шкале: </para><para>m = m_0 - 2,5 * log (F / F_0) </para><para>Проще говоря, величина звезды (m) отличается от некой стандартной величины (m_0) на логарифм отношения их потоков, умноженный на 2,5. Этот коэффициент и логарифм приводят к тому, что разница в потоке в 100 раз даёт разницу в 5 звёздных величин. То есть звезда шестой величины в 100 раз слабее звезды первой величины. Простая классификация Гиппарха использует относительно сложную функцию, потому что глаз человека именно так реагирует на яркость света. </para><para>Есть несколько различных шкал звёздных величин, каждая из которых служит своей цели. Чаще всего используется шкала видимой звёздной величины; это простая оценка того, как ярка звезда (или другой объект) для человеческого глаза. Она определяет яркость звезды Вега за нулевую точку отсчёта и присваивает другим звёздам величину на основе уравнения, приведённого выше. </para><para>Трудно сравнивать звёзды только по видимой величине. Представьте себе, что две звёзды имеют одну видимую величину, так что выглядят они одинаково. Однако при взгляде на них нельзя сказать, одинаковая ли у них <emphasis>собственная</emphasis> яркость, ведь возможно, что одна звезда ярче другой, но расположена дальше. Если бы мы знали расстояния до звёзд (см. статью <link linkend="ai-parallax">Параллакс</link>), мы могли бы их учесть и посчитать <firstterm>абсолютную звёздную величину</firstterm>, уже отражающую собственную яркость звезды. Абсолютная величина равняется относительной при условии, что звезда расположена на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек равен 3,26 светового года или 3,1 x 10^16 м). Абсолютная величина (M) может быть подсчитана из относительной (m) при расстоянии d в парсеках по формуле: </para><para>M = m + 5 - 5 * log(d) (обратите внимание, что M=m, если d=10) </para><para>Современная шкала звёздных величин уже не основывается на человеческом зрении, сейчас анализируются фотоснимки и используются фотоэлектрические фотометры. С помощью телескопов мы можем наблюдать объекты намного слабее тех, которые были доступны невооружённому глазу Гиппарха, поэтому шкала была расширена. Сейчас космический телескоп Хаббла может наблюдать звёзды 30 величины, то есть в <emphasis>триллион</emphasis> раз слабее, чем Вега. </para><para>И в заключении: величина обычно измеряется через определённый цветовой фильтр, и поэтому величины подписываются в соответствии с фильтром (например, m_V означает фильтр <quote>видимого</quote> излучения, в основном, в зелёной части спектра; m_B — синий фильтр, m_pg — яркость, вычисленную с использованием фотопластинки и т.д.). </para>
</sect1>
|
