Величина (астрономия)

Логарифмическая мера яркости астрономического объекта

Иллюстрация источников света от 1 до 3,5 звездной величины с шагом 0,5.

В астрономии звездная величина является мерой яркости объекта , обычно в определенной полосе пропускания . Неточное, но систематическое определение величины предметов было введено в древности Гиппархом .

Величины не имеют единиц измерения. Шкала является логарифмической и определяется так, что звезда 1-й величины ровно в 100 раз ярче звезды 6-й величины. Таким образом, каждая ступень на одну звездную величину в разы ярче, чем на ступень выше. Чем ярче выглядит объект, тем ниже значение его звездной величины, при этом самые яркие объекты достигают отрицательных значений. ${\displaystyle {\sqrt[{5}]{100}}\approx 2.512}$

Астрономы используют два разных определения величины: видимую величину и абсолютную величину . Видимая величина ( m ) представляет собой яркость объекта и зависит от собственной светимости объекта , его расстояния и ослабления , снижающего его яркость. Абсолютная звездная величина ( M ) описывает собственную светимость, излучаемую объектом, и определяется как равна видимой звездной величине, которую объект имел бы, если бы он был помещен на определенное расстояние в 10 парсеков для звезд. Для планет и малых тел Солнечной системы используется более сложное определение абсолютной величины , основанное на их яркости на расстоянии одной астрономической единицы от наблюдателя и Солнца.

Видимая звездная величина Солнца составляет -27, а Сириуса , самой яркой видимой звезды ночного неба, -1,46. Венера в самой яркой точке - -5. Международная космическая станция (МКС) иногда достигает магнитуды −6.

Астрономы-любители обычно выражают темноту неба через предельную величину , то есть видимую величину самой слабой звезды, которую они могут увидеть невооруженным глазом. В темном месте люди обычно видят звезды 6-й величины или тусклее.

Кажущаяся величина на самом деле является мерой освещенности , которую также можно измерить в фотометрических единицах, таких как люкс . ^[1]

История

Источники света разной мощности. В ночном небе можно увидеть очень яркую вспышку спутника .

Греческий астроном Гиппарх составил каталог, в котором отмечалась видимая яркость звезд во втором веке до нашей эры. Во втором веке нашей эры александрийский астроном Птолемей классифицировал звезды по шестибалльной шкале и ввел термин «звездная величина». ^[2] Невооруженному глазу более заметная звезда, такая как Сириус или Арктур, кажется больше, чем менее заметная звезда, такая как Мицар , которая, в свою очередь, кажется больше, чем действительно слабая звезда, такая как Алькор . В 1736 году математик Джон Кейлл так описал древнюю систему величин, видимую невооруженным глазом:

Неподвижные звезды кажутся разной величины не потому, что они действительно таковы, а потому, что не все они одинаково удалены от нас. ^{[примечание 1]} Те, что ближе всего, будут отличаться блеском и величиной; более отдаленные звезды будут давать более слабый свет и казаться глазу меньшими. Отсюда возникает распределение звезд по классам в соответствии с их порядком и достоинством ; первый класс, содержащий ближайшие к нам звезды, называется звездами первой величины; те, что находятся рядом с ними, — это Звезды второй величины... и так далее, пока мы не дойдем до Звезд шестой величины, которые включают в себя мельчайшие Звезды , которые можно различить невооруженным глазом. Ибо все остальные звезды , которые можно увидеть только с помощью телескопа и которые называются телескопическими, не причисляются к этим шести порядкам. Хотя различение звезд на шесть степеней величины обычно воспринимается астрономами ; однако мы не должны судить, что каждая конкретная Звезда должна быть ранжирована точно в соответствии с определенной Величиной, которая является одной из Шести; но в действительности Орденов Звезд почти столько же , сколько и Звезд , причем лишь немногие из них имеют одинаковую Величину и Блеск. И даже среди тех звезд , которые считаются самыми яркими, есть различные величины; ибо Сириус или Арктур ​​каждый из них ярче, чем Альдебаран , или Глаз Быка , или даже Звезда в Спике ; и все же все эти звезды причислены к звездам первого порядка: И есть некоторые звезды такого промежуточного порядка, что астрономы по-разному классифицировали их; одни ставят одни и те же звезды в один класс, другие в другой. Например: Тихо поместил Маленькую Собаку среди Звезд второй величины, которые Птолемей причислил к Звездам первого класса. Поместите между обоими. ^[3]

Обратите внимание, что чем ярче звезда, тем меньше звездная величина: яркие звезды «первой величины» относятся к звездам «1-го класса», а звезды, едва видимые невооруженным глазом, относятся к «шестой величине» или «6-му классу». Система представляла собой простое разделение звездной яркости на шесть отдельных групп, но не учитывала вариации яркости внутри группы.

Тихо Браге попытался напрямую измерить «величину» звезд с точки зрения углового размера, что теоретически означало, что величина звезды может быть определена не только на основе субъективного суждения, описанного в приведенной выше цитате. Он пришел к выводу , что видимый диаметр звезд первой величины составляет 2 угловые минуты (2') ( 1/30 градуса, или 1/15 диаметра полной Луны), а звезды со второй по шестую величину имеют размер 1+1 ⁄ 2 ′, 1+1/12 ' , 3/4 ' , 1/2 ' и 1/3 ' соответственно . _ _ _ ^[4] Развитие телескопа показало, что эти большие размеры были иллюзорными: в телескоп звезды казались намного меньшими. Однако первые телескопы давали ложное дискообразное изображение звезды, которое было больше для более ярких звезд и меньше для более тусклых. Астрономы от Галилея до Жака Кассини ошибочно принимали эти ложные диски за физические тела звезд и, таким образом, вплоть до восемнадцатого века продолжали думать о величине с точки зрения физического размера звезды. ^[5] Иоганн Гевелий составил очень точную таблицу размеров звезд, измеренных телескопически, но теперь измеренные диаметры варьировались от чуть более шести угловых секунд для первой звездной величины до чуть менее 2 секунд для шестой звездной величины. ^{[5] [6]} Ко времени Уильяма Гершеля астрономы признали, что телескопические диски звезд были ложными и являлись функцией телескопа, а также яркости звезд, но все же говорили о размере звезды больше, чем о ее яркости. . ^[5] Даже в девятнадцатом веке система величин продолжала описываться в виде шести классов, определяемых видимым размером, в которых

Не существует другого правила классификации звезд, кроме оценки наблюдателя; и поэтому некоторые астрономы относят к первой величине те звезды, которые другие считают ко второй. ^[7]

Однако к середине девятнадцатого века астрономы измерили расстояния до звезд с помощью звездного параллакса и поняли, что звезды находятся настолько далеко, что по сути кажутся точечными источниками света. После успехов в понимании дифракции света и астрономического зрения астрономы полностью поняли как то, что видимые размеры звезд были ложными, так и то, как эти размеры зависели от интенсивности света, исходящего от звезды (это видимая яркость звезды, которую можно измерить в таких единицах, как ватт на квадратный метр), поэтому более яркие звезды казались крупнее.

Современное определение

Ранние фотометрические измерения (проведенные, например, с использованием света для проецирования искусственной «звезды» в поле зрения телескопа и настройки ее так, чтобы яркость соответствовала реальным звездам) показали, что звезды первой величины примерно в 100 раз ярче звезд шестой величины. .

Так, в 1856 году Норман Погсон из Оксфорда предложил принять логарифмическую шкалу ⁵ √ 100 ≈ 2,512 между звездными величинами, чтобы пять шагов по звездной величине точно соответствовали 100-кратному коэффициенту яркости. ^{[8] [9]} Каждый интервал в одну звездную величину соответствует изменению яркости в ⁵ √ 100 или примерно в 2,512 раза. Следовательно, звезда 1-й величины примерно в 2,5 раза ярче звезды 2-й величины, примерно в 2,5-2 ^раза ярче звезды 3-й величины, примерно в 2,5-3 ^раза ярче звезды 4-й величины и так далее.

Это современная система звездных величин, которая измеряет яркость, а не видимый размер звезд. Используя эту логарифмическую шкалу, звезда может оказаться ярче звезды первого класса, поэтому Арктур ​​или Вега имеют звездную величину 0, а Сириус - звездную величину -1,46. ^{[ нужна цитата ]}

Шкала

Как упоминалось выше, шкала работает «наоборот»: объекты с отрицательной звездной величиной ярче, чем объекты с положительной звездной величиной. Чем более отрицательное значение, тем ярче объект.

Объекты, расположенные левее на этой линии, ярче, а объекты, расположенные дальше справа, более тусклые. Таким образом, ноль появляется посередине, самые яркие объекты — крайне слева, а самые тусклые объекты — крайне справа.

Видимая и абсолютная величина

Астрономы выделяют два основных типа величин:

• Видимая звездная величина — яркость объекта, каким он выглядит на ночном небе.
• Абсолютная величина, которая измеряет яркость объекта (или отраженный свет для несветящихся объектов, таких как астероиды ); это видимая величина объекта, видимая с определенного расстояния, условно 10 парсеков (32,6 световых лет ).

Разницу между этими понятиями можно увидеть, сравнив две звезды. Бетельгейзе (видимая величина 0,5, абсолютная величина -5,8) выглядит на небе немного тусклее, чем Альфа Центавра A (видимая величина 0,0, абсолютная величина 4,4), хотя она излучает в тысячи раз больше света, поскольку Бетельгейзе находится намного дальше.

Видимая величина

Согласно современной логарифмической шкале величин, два объекта, один из которых используется в качестве эталона или базовой линии, поток которых (т. е. яркость, мера мощности на единицу площади) измеряется в таких единицах, как ватты на квадратный метр (Вт · м ^-2 ). F ₁ и F _ref , будут иметь величины m ₁ и m _ref , связанные соотношением

${\displaystyle m_{1}-m_{\rm {ref}}=-2.5\log _{10}\left({\frac {F_{1}}{F_{\rm {ref}}}}\right).}$

Обратите внимание, что астрономы постоянно используют термин «поток» для обозначения того, что в физике часто называют интенсивностью, чтобы избежать путаницы с удельной интенсивностью . Используя эту формулу, шкалу звездных величин можно расширить за пределы древнего диапазона звездных величин 1–6, и она станет точной мерой яркости, а не просто системой классификации. Астрономы теперь измеряют разницу в одну сотую величины. Звезды звездной величины от 1,5 до 2,5 называются второй звездной величиной; есть около 20 звезд ярче 1,5, которые являются звездами первой величины (см. список ярчайших звезд ). Например, Сириус имеет звездную величину -1,46, Арктур ​​- -0,04, Альдебаран - 0,85, Спика - 1,04, а Процион - 0,34. По древней системе звездных величин все эти звезды можно было отнести к «звездам первой величины».

Величины также можно рассчитать для объектов, которые намного ярче звезд (например, Солнца и Луны ), а также для объектов, слишком тусклых для человеческого глаза (например, Плутона ).

Абсолютная величина

Часто упоминается только видимая величина, поскольку ее можно измерить напрямую. Абсолютную звездную величину можно рассчитать по видимой звездной величине и расстоянию по формуле:

${\displaystyle m-M=2.5\log _{10}(d/10)^{2}=5\left(\log _{10}d-1\right)\,,}$

потому что интенсивность падает пропорционально квадрату расстояния. Это известно как модуль расстояния , где d — расстояние до звезды, измеряемое в парсеках , m — видимая звездная величина, а M — абсолютная звездная величина.

Если на луч зрения между объектом и наблюдателем влияет поглощение света частицами межзвездной пыли , то видимая величина объекта будет соответственно слабее. Для величин вымирания А соотношение между видимыми и абсолютными величинами становится

${\displaystyle m-M=5\left(\log _{10}d-1\right)+A.}$

Абсолютные звездные величины обычно обозначаются заглавной буквой M с нижним индексом, обозначающим полосу пропускания. Например, M _V — это величина на частоте 10 парсек в полосе пропускания V. Болометрическая величина (M _bol ) — это абсолютная величина, скорректированная с учетом излучения на всех длинах волн; обычно она меньше (т.е. ярче), чем абсолютная величина в определенной полосе пропускания, особенно для очень горячих или очень холодных объектов. Болометрические величины формально определяются на основе светимости звезды в ваттах и ​​нормируются так, чтобы быть примерно равными M _V для желтых звезд.

Абсолютные величины объектов Солнечной системы часто указываются исходя из расстояния в 1 а.е. Они обозначаются заглавной буквой H. Поскольку эти объекты освещаются в основном отраженным светом Солнца, звездная величина H определяется как видимая звездная величина объекта на расстоянии 1 а.е. от Солнца и 1 а.е. от наблюдателя. ^[10]

Примеры

Ниже приводится таблица, показывающая видимые звездные величины небесных объектов и искусственных спутников от Солнца до самого слабого объекта, видимого с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба (JWST) :

Другие масштабы

В системе Погсона звезда Вега использовалась в качестве основной опорной звезды с видимой звездной величиной, определяемой как ноль , независимо от метода измерения или фильтра длины волны. Вот почему объекты ярче Веги, такие как Сириус (величина Веги -1,46 или -1,5), имеют отрицательную звездную величину. Однако в конце двадцатого века было обнаружено, что яркость Веги различается, что делает ее непригодной для абсолютного отсчета, поэтому система отсчета была модернизирована, чтобы не зависеть от стабильности какой-либо конкретной звезды. Вот почему современное значение звездной величины Веги близко, но уже не совсем к нулю, а скорее к 0,03 в диапазоне V (визуальном). ^[13] Современные абсолютные системы отсчета включают систему магнитуд AB , в которой эталоном является источник с постоянной плотностью потока на единицу частоты, и систему STMAG, в которой вместо этого определяется, что опорный источник имеет постоянную плотность потока на единицу длины волны. . ^{[ нужна цитата ]}

Децибел

Другой логарифмической шкалой интенсивности является децибел . Хотя он чаще используется для измерения интенсивности звука, он также используется для измерения интенсивности света. Это параметр для фотоумножителей и аналогичной оптики фотоаппаратов для телескопов и микроскопов. Каждый коэффициент интенсивности 10 соответствует 10 децибелам. В частности, множитель интенсивности 100 соответствует увеличению на 20 децибел, а также соответствует уменьшению магнитуды на 5. Обычно изменение децибел связано с изменением магнитуды на

${\displaystyle \Delta {\mathit {dB}}=-4\Delta m\,.}$

Например, объект, который на 1 звездную величину больше (тусклее) эталонного, будет производить сигнал, которыйНа 4 дБ меньше (слабе) эталонного значения, что, возможно, придется компенсировать увеличением возможностей камеры на такое же количество децибел.

Смотрите также

• Величина AB
• Цвет – цветовая диаграмма
• Список самых ярких звезд
• Звезда фотометрического стандарта
• Фотометрическая система UBV

Примечания

1. Сегодня астрономы знают, что яркость звезд зависит как от их расстояния, так и от их собственной светимости .
2. Под очень темным небом, например, в отдаленных сельских районах.

Рекомендации

1. Круми, А. (октябрь 2006 г.). «Человеческий контрастный порог и астрономическая видимость». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 442 (3): 2600–2619. arXiv : 1405.4209 . Бибкод : 2014MNRAS.442.2600C. дои : 10.1093/mnras/stu992 . Проверено 7 апреля 2023 г.
2. Майлз, Р. (октябрь 2006 г.). «Легкая история фотометрии: от Гиппарха до космического телескопа Хаббл». Журнал Британской астрономической ассоциации . 117 : 172. Бибкод : 2007JBAA..117..172M . Проверено 8 февраля 2021 г.
3. Кейл, Дж. (1739). Введение в настоящую астрономию (3-е изд.). Лондон. стр. 47–48.
4. Торен, VE (1990). Лорд Ураниборга . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 306. ИСБН 9780521351584.
5. Грейни, CM; Грейсон, Т.П. (2011). «О телескопических дисках звезд: обзор и анализ звездных наблюдений с начала 17 до середины 19 веков». Анналы науки . 68 (3): 351–373. arXiv : 1003.4918 . дои : 10.1080/00033790.2010.507472. S2CID  118007707.
6. Грейни, CM (2009). «Фотометрические данные 17 века в форме телескопических измерений видимых диаметров звезд Иоганна Гевелия». Балтийская астрономия . 18 (3–4): 253–263. arXiv : 1001.1168 . Бибкод :2009БалтА..18..253Г.
7. Юинг, А.; Геммере, Дж. (1812). Практическая астрономия . Берлингтон, Нью-Джерси: Эллисон. п. 41.
8. Хоскин, М. (1999). Кембриджская краткая история астрономии . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 258.
9. Тассул, JL; Тассул, М. (2004). Краткая история солнечной и звездной физики . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета . п. 47. ИСБН 9780691117119.
10. «Глоссарий». Лаборатория реактивного движения. Архивировано из оригинала 25 ноября 2017 г. Проверено 23 ноября 2017 г.
11. «Видеть звезды и планеты при дневном свете». sky.velp.info . Архивировано из оригинала 7 марта 2016 года . Проверено 8 мая 2018 г.
12. "Шкала астрономических величин" . www.icq.eps.harvard.edu . Проверено 17 декабря 2020 г.
13. Милон, EF (2011). Астрономическая фотометрия: прошлое, настоящее и будущее . Нью-Йорк: Спрингер. стр. 182–184. ISBN 978-1-4419-8049-6.

Внешние ссылки

• Ротштейн, Дэйв (18 сентября 2003 г.). «Что такое видимая величина?». Cornell University . Архивировано из оригинала 17 января 2015 г. Проверено 23 декабря 2011 г.