Просмотр кода страницы Звёздная величина

'''Звёздная величина́''' ('''блеск''') — безразмерная числовая характеристика яркости объекта, обозначаемая буквой <sup>'''m'''</sup> (от {{lang-la|magnitudo}} «величина, размер»). Обычно понятие применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии от рассматриваемого светила (энергию всех [[фотон]]ов в секунду) на единицу площади. Таким образом, видимая звёздная величина зависит и от физических характеристик самого объекта (то есть [[светимость|светимости]]), и от расстояния до него. Чем меньше значение звёздной величины, тем ярче данный объект. Понятие звёздной величины используется при измерении потока энергии в видимом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазоне. В звёздных величинах измеряется [[проницающая сила]] [[телескоп]]ов и [[астрограф]]ов.

== Определение ==
Ещё во II веке до н. э. древнегреческий астроном [[Гиппарх]] разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины, а остальные равномерно распределил по промежуточным величинам.

Как выяснилось позже, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости ''в одинаковое число раз'' воспринимается глазом как изменение ''на одинаковую величину'' ([[закон Вебера — Фехнера]]). Поэтому в 1856 году [[Погсон, Норман Роберт|Норман Погсон]] предложил следующую формализацию шкалы звёздных величин, ставшую общепринятой<ref>{{книга| заглавие = Звёзды | автор= {{nobr|[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]]}}|страницы = 63|издательство = Физматлит| место = М.| год = 2009 |издание=Изд. 2-е, испр. и доп|серия=Астрономия и астрофизика|isbn=978-5-9221-1116-4}}</ref><ref name="Surdin">{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1174337|title=Звёздная величина|author={{nobr|Сурдин В. Г.}}|work=Глоссарий Astronet.ru|lang=ru|accessdate=2012-09-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101128211048/http://astronet.ru/db/msg/1174337|archivedate=2010-11-28}}</ref>:

:<math>m_1 - m_2 = -2{,}5\, \lg\frac{L_1}{L_2}</math>

где {{math|''m''}} — звёздные величины объектов, {{math|''L''}} — освещённости от объектов. Такое определение соответствует падению светового потока в {{num|100|раз}} при увеличении звёздной величины на {{num|5|единиц}}.

Данная формула даёт возможность определить только разницу звёздных величин, но не сами величины. Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт — блеск, которому соответствует нулевая звездная величина (0<sup>m</sup>). Сначала в качестве 0<sup>m</sup> был принят блеск [[Вега|Веги]]. Потом нуль-пункт был переопределён, но для зрительных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосе{{nbsp}}V [[Фотометрическая система UBV|системы UBV]] её блеск равен +0,03<sup>m</sup>, что на глаз неотличимо от нуля).

По современным измерениям, звезда нулевой видимой величины за пределами земной атмосферы создаёт [[освещённость]] в {{val|2.54|e=−6|u=[[люкс]]}}. Световой поток от такой звезды примерно равен {{val|e=3|u=квантов/(см²·с·[[Ангстрем|Å]])}} в зелёном свете (полоса{{nbsp}}V системы UBV) или {{val|e=6|u=квантов/(см²·с)}} во всём видимом диапазоне света.

Следующие свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:
* Увеличению светового потока в {{num|100|раз}} соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на {{num|5|единиц}}.
* Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в {{nobr|100<sup>1/5</sup> ≈}} {{num|2.512|раза}}.

В наши дни понятие звёздной величины используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для [[Луна|Луны]] и [[планета|планет]]. Звёздная величина самых ярких объектов отрицательна. Например, блеск [[Луна|Луны]] в полной фазе достигает −12,7<sup>m</sup>, а блеск [[Солнце|Солнца]] равен −26,7<sup>m</sup>.

== {{якорь2|Видимая звёздная величина|текст=Видимая}} и {{якорь2|Абсолютная звёздная величина|текст=абсолютная}} звёздная величина ==
Широко используется понятие [[Абсолютная звёздная величина|абсолютной звёздной величины]] ({{math|''M''}}). Это звёздная величина объекта, которую он имел бы, если бы был на расстоянии {{num|10|[[парсек]]}} от наблюдателя. Абсолютная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать [[светимость]] разных звёзд, поскольку не зависит от расстояния до них.
{{подробная статья|Абсолютная звёздная величина}}

Наблюдающаяся с Земли звёздная величина называется ''видимой'' ({{math|''m''}}). Это название используется, чтобы отличать её от абсолютной, и применяется даже для величин, измеренных в ультрафиолетовом, инфракрасном или каком-либо другом не воспринимаемом глазом диапазоне излучения (величина, измеренная в видимом диапазоне, называется ''визуальной'')<ref name="Surdin"/>. Абсолютная болометрическая звёздная величина [[Солнце|Солнца]] равна +4,8<sup>m</sup>, а видимая составляет −26,7<sup>m</sup>.

== Спектральная зависимость ==
Звёздная величина зависит от [[Спектральная чувствительность|спектральной чувствительности]] приёмника излучения ([[глаз]]а, фотоэлектрического детектора, [[фотопластинка|фотопластинки]] и т. п.)

* '''Болометрическая''' звёздная величина показывает полную мощность излучения звезды (то есть мощность излучения на всех длинах волн). Для её измерения применяется специальное устройство — [[болометр]]. Актуальность этой величины связана с тем, что некоторые звёзды (очень горячие и очень холодные) излучают преимущественно не в видимом спектре.

Однако чаще всего звёздные величины измеряют в определённых интервалах длин волн. Для этого разработаны [[Фотометрическая система|фотометрические системы]], в каждой из которых есть набор полос, перекрывающих разные диапазоны волн. В пределах каждой полосы чувствительность максимальна для некоторой длины волны и плавно спадает с удалением от неё.

Самой распространённой фотометрической системой является [[Фотометрическая система UBV|система UBV]], которая состоит из трёх полос, перекрывающих разные интервалы длин волн. В ней для каждого объекта можно измерить 3{{nbsp}}звёздные величины:

* [[Визуальная звёздная величина|'''Визуальная''' звёздная величина]] ({{math|''V''}}) — звёздная величина в фильтре{{nbsp}}V, максимум пропускания которого близок к максимуму чувствительности человеческого глаза ({{num|555|[[нанометр|нм]]}}).

* '''«Синяя»''' звёздная величина ({{math|''B''}}) характеризует яркость объекта в синей области спектра; максимум чувствительности на длине волны около {{num|445|нм}}.

* '''Ультрафиолетовая''' звёздная величина ({{math|''U''}}) имеет максимум в ультрафиолетовой области при длине волны около {{num|350|нм}}.

Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах (для системы UBV это {{math|''U − B''}} и [[Показатель цвета B−V|{{math|''B − V''}}]]) являются [[Показатель цвета|показателями цвета]] объекта: чем они больше, тем более красным является объект. Фотометрическая система UBV определена таким образом, чтобы показатели цвета звёзд [[Спектральные классы звёзд|спектрального класса]] А0V равнялись нулю.

Существуют и другие фотометрические системы, в каждой из которых может быть определён свой набор звёздных величин.

* [[Фотографическая звёздная величина]] — определяется для спектральной чувствительности не[[Сенсибилизация (фото)|сенсибилизированной]] фотоэмульсии с максимумом чувствительности на длине волны {{num|425|нм}}; по определению совпадает с визуальной звёздной величиной для звёзд А0V и блеском {{nobr|(6,0 ± 0,5)<sup>m</sup>}}. Вместе с фотовизуальной звёздной величиной использовалась в устаревшей фотографической системе звёздных величин.

== Звёздные величины некоторых объектов ==
{| border=1 class ="wikitable" style="border-collapse:collapse" align="left"
 |+ Объекты звёздного неба
 ! Объект !! {{math|''m''}}
 |-
 |[[Солнце]] || −26,7 (в {{num|400000|раз}} ярче полной Луны)
 |-
 |[[Луна]] в полнолуние || −12,74
 |-
 |[[Вспышка «Иридиума»]] (максимум) || −9,5
 |-
 |[[Крабовидная туманность|Сверхновая 1054 года]] (максимум) || −6,0
 |-
 |[[Венера]] (максимум) || −4,67
 |-
 |[[Международная космическая станция]] (максимум) || −4                        
 |-
 |[[Земля]] (при наблюдении с Солнца) || −3,84
 |- 
 |[[Юпитер]] (максимум) || −2,94
 |-
 |[[Марс]] (максимум) || −2,91
 |-
 |[[Меркурий]] (максимум) || −2,45
 |-
 |[[Сатурн]] (с кольцами; максимум) || −0,24
 |-
 |Звёзды [[Большой Ковш|Большого Ковша]] || +2
 |-
 |[[Галактика Андромеды]] || +3,44
 |-
 |Галилеевы [[спутники Юпитера]] || +5...6
 |-
 |[[Уран (планета)|Уран]] || +5,5
 |-
 |Самые слабые звёзды, наблюдаемые<br>невооружённым глазом || От +6 до +7,72
 |-
 |[[Нептун]] || +7,8
 |-
 |[[Проксима Центавра]] || +11,1
 |-
 |[[3C 273|Самый яркий]] [[квазар]] || +12,6 
 |-
 |Самый слабый объект, заснятый<br>в 8-метровый наземный [[телескоп]] || +27
 |-
 |Самый слабый объект, заснятый<br>в [[Хаббл (телескоп)|космический телескоп «Хаббл»]] || +31,5
 |}
{| cellpadding=20 align="left" <!-- пустое место -->
 |
 |}
{| border=1 class="wikitable" style="border-collapse:collapse" align="left"
 |+ [[Список самых ярких звёзд|Самые яркие звёзды]]
 !Объект!!Созвездие!!{{math|''m''}}
 |-
 |[[Сириус]]||[[Большой Пёс]]||−1,47
 |-
 |[[Канопус]]||[[Киль (созвездие)|Киль]]||−0,72
 |-
 |[[Альфа Центавра|α Центавра]]||[[Центавр (созвездие)|Центавр]]||−0,27
 |-
 |[[Арктур]]||[[Волопас (созвездие)|Волопас]]||−0,04
 |-
 |[[Вега]]||[[Лира (созвездие)|Лира]]||+0,03
 |-
 |[[Капелла (звезда)|Капелла]]||[[Возничий (созвездие)|Возничий]]||+0,08
 |-
 |[[Ригель (звезда)|Ригель]]||[[Орион (созвездие)|Орион]]||+0,12
 |-
 |[[Процион]]||[[Малый Пёс]]||+0,38
 |-
 |[[Ахернар]]||[[Эридан (созвездие)|Эридан]]||+0,46
 |-
 |[[Бетельгейзе]]||[[Орион (созвездие)|Орион]]||+0,50
 |-
 |[[Альтаир]]||[[Орёл (созвездие)|Орёл]]||+0,75
 |-
 |[[Альдебаран]]||[[Телец (созвездие)|Телец]]||+0,85
 |-
 |[[Антарес]]||[[Скорпион (созвездие)|Скорпион]]||+1,09
 |-
 |[[Поллукс (звезда)|Поллукс]]||[[Близнецы (созвездие)|Близнецы]]||+1,15
 |-
 |[[Фомальгаут]]||[[Южная Рыба]]||+1,16
 |-
 |[[Денеб]]||[[Лебедь (созвездие)|Лебедь]]||+1,25
 |-
 |[[Регул]]||[[Лев (созвездие)|Лев]]||+1,35
 |-
 |}
{| cellpadding=20 align="left" <!-- пустое место -->
 |
 |}
{| border=1 class ="wikitable" style="border-collapse:collapse" align="left"
 |+ Солнце с разных расстояний<ref name="Solnce" />
 ! Местоположение наблюдателя !! {{math|''m''}}
 |-
 | Непосредственно на поверхности Солнца (суммарно со всего диска) ||style="text-align: right"| −38,4
 |-
 |[[(1566) Икар|Икар]] ([[перигелий]]) ||style="text-align: right"| −30,4
 |-
 |[[Меркурий]] (перигелий) ||style="text-align: right"| −29,3
 |-
 |[[Венера]] (перигелий) ||style="text-align: right"| −27,4
 |-
 |[[Земля]] ||style="text-align: right"| −26,7
 |-
 |[[Марс]] ([[афелий]]) ||style="text-align: right"| −25,6
 |-
 |[[Юпитер]] (афелий) ||style="text-align: right"| −23,0
 |-
 |[[Сатурн]] (афелий) ||style="text-align: right"| −21,7
 |-
 |[[Уран (планета)|Уран]] (афелий) ||style="text-align: right"| −20,2
 |-
 |[[Нептун]] (афелий) ||style="text-align: right"| −19,3
 |-
 |[[Плутон]] (афелий) ||style="text-align: right"| −18,2
 |-
 | 631 а. е.  ||style="text-align: right"| −12,7 (яркость полной Луны)
 |-
 |[[(90377) Седна|Седна]] (афелий) ||style="text-align: right"| −11,8
 |-
 |[[(308933) 2006 SQ372|2006 SQ<sub>372</sub>]] (афелий) ||style="text-align: right"| −10,0
 |-
 |[[C/1996 B2 (Хякутакэ)|Комета Хякутакэ]] (афелий) ||style="text-align: right"| −8,3
 |-
 | 0,456 св. года  ||style="text-align: right"| −4,4 (яркость Венеры)
 |-
 |[[Альфа Центавра]] ||style="text-align: right"| +0,5
 |-
 |[[Сириус]] ||style="text-align: right"| +2,0
 |-
 | 55 св. лет  ||style="text-align: right"| +6,0 (порог видимости невооружённым глазом)
 |-
 |[[Ригель (звезда)|Ригель]] ||style="text-align: right"| +12,0
 |-
 |[[Галактика Андромеды|Туманность Андромеды]] ||style="text-align: right"| +29,3
 |-
 |[[3C 273|3C 273 (ярчайший квазар)]] ||style="text-align: right"| +44,2
 |-
 |[[UDFj-39546284|UDFj-39546284 (самый далёкий астрономический объект на 2011 год, с учётом красного смещения)]] ||style="text-align: right"| +49,8
 |}
{{-}}

== См. также ==
* [[Абсолютная звёздная величина]]
* [[Видимая звёздная величина]]
* [[Предельная звёздная величина]]
* [[Класс светимости|Классы светимости звёзд]]
* [[Светимость]]
* [[Список самых ярких звёзд]]
* [[Показатель цвета]]
* [[Фотометрия (астрономия)|Фотометрия]] в астрономии
* [[Фотометрическая система]]

== Примечания ==
{{примечания|refs=
<ref name="Solnce">Вычислено исходя из того, что звёздная величина на расстоянии {{num|1|{{а.е.}}}} равна −26,7<sup>m</sup>, что соответствует абсолютной звёздной величине Солнца +4,87<sup>m</sup>.</ref>
}}

== Ссылки ==
* {{cite web
 |url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1169494
 |author      = Миронов А. В.
 |title       = Прецизионная фотометрия
 |publisher   = «Астронет»
 |accessdate  = 2012-08-28
}}
* {{cite web
 |url         = http://astrotourist.info/opredelenie-zvezdnoi-velichiny-na-snimke
 |title       = Определение звёздной величины на снимке
 |publisher   = «Астротурист»
 |accessdate  = 2009-11-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67ZZbUM7I?url=http://astrotourist.info/opredelenie-zvezdnoi-velichiny-na-snimke
 |archivedate = 2012-05-11
}}

{{Звёзды}}

[[Категория:Единицы измерения в астрономии]]
[[Категория:Безразмерные параметры]]
[[Категория:Наблюдательная астрономия]]