Большинство звезд в этом списке кажутся яркими с Земли потому, что они находятся рядом, а не потому, что они светятся по своей природе . Список, который компенсирует расстояния и преобразует видимую звездную величину в абсолютную , см. В списке наиболее ярких звезд .
Некоторые основные астеризмы , на которых изображены многие из самых ярких звезд ночного неба.
Измерение
Солнце — самая яркая звезда, если смотреть с Земли , с магнитной величиной -26,78. Второй по яркости — Сириус с магнитной величиной −1,46. Для сравнения, самые яркие незвездные объекты Солнечной системы имеют максимальную яркость:
Какой-либо точный порядок визуальной яркости звезд не определен точно по четырем причинам:
Яркость звезд основана на видимой визуальной величине , воспринимаемой человеческим глазом, от самых ярких звезд 1-й величины до самых слабых 6-й величины. С момента изобретения оптического телескопа и документирования двойных звезд и кратных звездных систем звездную яркость можно было выражать либо как индивидуальную (отдельную), либо как полную (комбинированную) величину. Таблица упорядочена по совокупной величине всех компонентов, которые кажутся невооруженным глазом так, как если бы они были одиночными звездами. Такие кратные звездные системы обозначены круглыми скобками, показывающими отдельные звездные величины составляющих звезд, достаточно ярких, чтобы внести заметный вклад. Например, двойная звездная система Альфа Центавра имеет общую или совокупную звездную величину -0,27, а две ее составляющие звезды имеют звездную величину +0,01 и +1,33. [3]
Новая или более точная фотометрия , стандартные фильтры или использование других методов с использованием стандартных звезд могут несколько по-другому измерить звездную величину. Это может изменить видимый порядок списков ярких звезд. В таблице показаны измеренные величины V, для которых используется специальный фильтр , максимально приближенный к человеческому зрению. Однако существуют другие виды систем величин, основанные на разных длинах волн, некоторые из которых находятся далеко от распределения видимых длин волн света, и эти видимые величины резко различаются в разных системах. [4] Например, Бетельгейзе имеет видимую звездную величину в K-диапазоне ( инфракрасном диапазоне ) −4,05. [5]
Некоторые звезды, такие как Бетельгейзе и Антарес , являются переменными звездами , меняющими свою звездную величину в течение дней, месяцев или лет. В таблице диапазон изменения обозначен символом « вар ». Значения единичной звездной величины, указанные для переменных звезд, взяты из разных источников. В таблице показаны звездные величины, когда звезды имеют максимальную яркость, которая повторяется для каждого цикла (например, затменная двойная система Алголь); или, если изменения невелики, простая средняя величина. Для красных переменных звезд часто бывает сложно определить единую максимальную яркость, поскольку каждый цикл дает разную максимальную яркость; Считается, что это вызвано плохо изученными пульсациями в процессах эволюции звезд . Такая указанная звездная яркость иногда основана на средней максимальной видимой звездной величине [6] из предполагаемых максимумов за многие наблюдаемые циклы кривой блеска, иногда охватывающие несколько столетий. Результаты, часто цитируемые в литературе, не обязательно однозначны и могут отличаться выражением альтернативного значения для единичной максимальной яркости или диапазона значений.
Несколько избранных звезд, которые, как считается, имеют одинаковую яркость, используются в качестве эталонных звезд . [ который? ] Эти стандартные звезды имеют тщательно определенные звездные величины, которые анализировались на протяжении многих лет и часто используются для определения звездных величин других звезд или их звездных параметров с использованием сравнительно последовательных шкал. [7]
Источником величин, упомянутых в этом списке, являются связанные статьи в Википедии. Этот основной список представляет собой каталог того, что документирует сама Википедия. Ссылки можно найти в отдельных статьях.
^ Зомбек, Мартин В. (2007). Справочник по космической астрономии и астрофизике (Третье изд.). Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. стр. 75, 144–145. ISBN 978-0-521-78242-5.
^ Маллама, Энтони; Хилтон, Джеймс Л. (октябрь 2018 г.). «Вычисление видимых звездных величин планет для Астрономического альманаха». Астрономия и вычислительная техника . 25 : 10–24. arXiv : 1808.01973 . Бибкод : 2018A&C....25...10M. doi : 10.1016/j.ascom.2018.08.002. S2CID 69912809.
^ Бесселл, Майкл С. (2005). «Стандартные фотометрические системы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 293–336. Бибкод : 2005ARA&A..43..293B. doi :10.1146/annurev.astro.41.082801.100251. S2CID 28977639.
^ Дукати, младший (2002). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона». Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 . Бибкод : 2002yCat.2237....0D.
^ Иллингворт, Валери (1979). Астрономический словарь Макмиллана. Серия словарей (Второе изд.). Лондон: Springer (опубликовано в апреле 1985 г.). п. 237. дои : 10.1007/978-1-349-17803-2. ISBN9781349178032. OCLC 965821821 . Проверено 24 сентября 2016 г.
^ Ландольт, Арло У. (2009). «Фотометрические стандартные звезды UBVRI вокруг небесного экватора: обновления и дополнения». Астрономический журнал . 137 (5): 4186–4269. arXiv : 0904.0638 . Бибкод : 2009AJ....137.4186L. дои : 10.1088/0004-6256/137/5/4186. S2CID 118627330.
^ ab «Именование звезд». Имена звезд WG Дивизиона C IAU . Проверено 12 августа 2018 г.
^ "HD 6860 | Архив экзопланет НАСА" . exoplanetarchive.ipac.caltech.edu . Проверено 16 января 2024 г.
^ «VSX: Деталь для LMC V1006» . www.aavso.org . Проверено 26 ноября 2023 г.
^ Бонанос, Аризона; Леннон, диджей; Келингер, Ф.; ван Лун, Дж. Т.; Масса, ДЛ; Севило, М.; Эванс, CJ; Панагия, Н.; Баблер, БЛ; Блок, М.; Брэкер, С.; Энгельбрахт, CW; Гордон, К.Д.; Хора, Дж.Л.; Индебетоу, Р. (24 июня 2010 г.). «ИНФРАКРАСНАЯ ФОТОМЕТРИЯ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД В МАЛОМ МАГЕЛЛАНОВОМ ОБЛАКЕ SPITZERSAGE-SMC». Астрономический журнал . 140 (2): 416–429. дои : 10.1088/0004-6256/140/2/416. hdl : 1887/61635 . ISSN 0004-6256.
^ Драут, Мария Р.; Мэсси, Филип; Мейне, Жорж; Токарз, Сьюзен; Колдуэлл, Нельсон (27 августа 2009 г.). «ЖЕЛТЫЕ СВЕРХГАНТЫ В ГАЛАКТИКЕ АНДРОМЕДА (М31)». Астрофизический журнал . 703 (1): 441–460. arXiv : 0907.5471 . дои : 10.1088/0004-637x/703/1/441. ISSN 0004-637X.
^ Мэсси, Филип; Олсен, КАГ; Ходж, Пол В.; Стронг, Шей Б.; Джейкоби, Джордж Х.; Шлингман, Уэйн; Смит, Р.К. (май 2006 г.). «Обзор галактик местной группы, образующих в настоящее время звезды. I.UBVRIФотометрия звезд в M31 и M33». Астрономический журнал . 131 (5): 2478–2496. arXiv : astro-ph/0602128 . дои : 10.1086/503256 . ISSN 0004-6256.
