Что значит звездная величина. Звёздная величина Солнца и Луны. Звёздная величина планет на земном и чужом небе

Невооруженному телескопом глазу звездное небо представляется россыпью светящихся точек , имеющих разную яркость . Видимую яркость звезды , а точнее , ту освещенность , которую создает излучение звезды на поверхности приемника (например , на сетчатке глаза , на чувствительном слое фотопластинки и т . п . ) , астрономы оценивают некоторым численным параметром , называемым видимая звездная величина m . В основу шкалы видимых звездных величин положен экспериментальный закон Вебера-Фехнера: если E - освещенность какой-либо площадки, dE - изменение освещенности этой площадки, а dP - изменение светового ощущения, то справедливо соотношение:

dP ~ dE /E (1)

т.е. изменение зрительного ощущения зависит не просто от изменения освещенности, но от отношения изменения освещенности к освещенности. Закон Вебера-Фехнера можно сформулировать следующим образом:

Если раздражение увеличивается в геометрической прогрессии, то ощущение изменяется в арифметической прогрессии.

Из (1) следует:

P ~ lgE. (2)

Соотношение (2) лежит в основе связи с фотометрической физической шкалой оценок освещенностей, яркостей и интенсивностей.

Яркости (“блеск”) астрономических объектов (и протяженных, и точечных) измеряются в шкале “звездных величин”. Термин “звездная величина” - дань иррадиации, т.е. чем ярче наблюдаемый (точечный) объект, тем больше по размерам он кажется наблюдателю. Строго говоря, “иррадиация” - выход видимых размеров наблюдаемого светила за пределы его действительного (углового) размера.

Видимая звездная величина m - численное выражение зрительного ощущения при наблюдении излучающих астрономических объектов. Тогда в соответствии с законом Вебера-Фехнера (1):

Dm ~ dE/E, m ~ lgE. (3)

Практика астрономических наблюдений показала, что связь между m и lgE линейная, т.е.

m = a + b × lgE. (4)

Глаз - относительный приемник излучения, т.е. он способен оценивать фотометрические характеристики источника лишь в сравнении с другим источником излучения. Тогда при наблюдении двух звезд имеем:

m 1 = a + b × lgE 1 ,

m 2 = a + b × lgE 2 ,

или

M 1 - m 2 = b × (lgE 1 - lgE 2) = b × lg(E 1 /E 2). (5)

В XIX в. после исследования возможных значений коэффициента “b” Погсон предложил считать b = -2,512. Выражение (5) можно переписать в виде:

m 1 - m 2 = - 2,512 × lg(E 1 /E 2), (6)

или

lg(E 1 /E 2) = 0,4 × (m 2 - m 1). (7)

Формула (7) - формула Погсона.

Примем за единицу освещенности E освещенность от звезды, видимая звездная величина которой m = 0 m . Тогда из (6) получим связь между E и m:

m = - 2,512 × lgE. (8)

Видимая звездная величина m есть десятичный логарифм освещенности E, создаваемой светилом в точке наблюдения на нормальной к направлению излучения плоскости, умноженный на -2,512.

Если E = 1, то из (4): a = m, т.е. a является видимой звездной величиной единицы освещенности.

Так, если светило, наблюдаемое , создает на приемнике излучения освещенность E = , то a = -14 m 18 (без учета атмосферы) или a = -13 m 89 (с учетом атмосферы, т.е. “заатмосферное” значение единицы освещенности).

Шкала видимых звездных величин калибрована так , что , если блеск двух звезд (освещенности , создаваемые этими ми на приемнике излучения) различаются в 2 . 512 раза , то их видимые звездные величины различаются на единицу , причем меньшее значение m имеет более яркая . Видимые звездные величины m могут быть отрицательными и положительными, числами целыми или дробными. Самые яркие объекты неба имеют отрицательную видимую звездную величину : например , для Солнца m ⊙ = -26 m ,5 . Самые слабые объекты , которые можно наблюдать с помощью крупнейших телескопов , оборудованных чувствительнейшими приемниками излучения , имеют m =+25 m ÷ +30 m . Из соотношения Погсона следует , что видимая яркость Солнца приблизительно в 10 22 раз превышает яркость звезд, доступных на пределе крупнейшим телескопам.

Шкала видимых звездных величин введена Гиппархом ( II в. до н.э.). Видимая звездная величина m никак не связана ни с видимым , ни с действительным размером (диаметром) звезды. Более того , сравнивая видимые величины двух звезд , мы ничего не можем сказать о различиях в действительной этих звезд . Звезды отличаются друг от друга по диаметру и , следовательно , по площади излучающей поверхности , по температуре поверхности , наконец , могут находиться на разных расстояниях от наблюдателя . Холодный карлик с ничтожной мощностью излучения , но находящийся близко от Солнца , может иметь такую же видимую яркость , как и горячий гигант , удаленный от нас на огромное расстояние . Отсюда следует , что знание расстояний до звезд и меет принципиальное значение для оценки действительных физических параметров звезд и , следовательно , для понимания физических процессов , происходящих в мире звезд .

Зависит от двух причин: их действительной яркости или количества света, которое они испускают, и от расстояния до нас. Если бы все звезды были одинаковой яркости, мы могли бы определять их относительное расстояние, попросту измеряя относительное количество света, получаемое от них. Количество света меняется обратно пропорционально квадрату расстояния. Это видно на прилагаемом рисунке, где S изображает положение звезды, как светящейся точки, а А и ВВВВ изображают экраны, помещенные так, что каждый из них получает одно и то же количество света от звезды.

Если больший экран в два раза дальше, чем экран А, его стороны должны быть в два раза длиннее, чтобы он мог получить все то количество света, которое падает на А. Тогда его поверхность будет в 4 раза больше, чем поверхность А. Отсюда понятно, что каждая четвертая часть поверхности получит четвертую часть света, падающего на А. Таким образом глаз или телескоп, находящийся в В, получит от звезды одну четвертую часть света, сравнительно с глазом или телескопом в А, и звезда будет казаться в четыре раза слабее.

На самом деле звезды далеко не равны по их действительной яркости, а поэтому и видимая величина звезды не дает точного указания на ее расстояние. Среди более близких к нам звезд многие весьма слабы, многие даже невидимы невооруженным глазом, между тем как среди более ярких встречаются звезды, расстояния которых до вас громадны. Замечательный пример в этом отношении представляет Канолус, 2-я звезда по яркости на всем небе.

По этим причинам астрономы вынуждены ограничиться на первый случай определением количества света, которое посылают к нам различные звезды, или их видимого блеска, не принимая во внимание их расстояния или действительную яркость. Древние астрономы разделили все звезды, которые можно видеть, на 6 классов: номер класса, выражающий собою видимую яркость, называется величиной звезды. Самые яркие, в числе около 14, называются звездами первой величины. Следующие по яркости, примерно 50, называются звездами второй величины. В 3 раза больше звезд третьей величины. Примерно в такой же прогрессии увеличивается число звезд каждой величины до шестой, которая заключает в себе звезды на границе видимости.

Звезды встречаются всех возможных степеней яркости, а потому нельзя провести четкой границы между соседними величинами звезд. Два наблюдателя могут сделать две различные оценки; один причислит звезду ко второй величине, а другой к первой; некоторые звезды одним наблюдателем будут отнесены к 3-ей величине, те самые, которые для другого наблюдателя покажутся звездами второй величины. Невозможно, таким образом, с абсолютной точностью распределить звезды между отдельными величинами.

Что такое звездная величина

Понятие о величинах звезд может быть легко получено каждым случайным созерцателем небес. В любой ясный вечер видны несколько звезд 1-ой величины. Примерами звезд 2-ой величины могут служить 6 наиболее ярких звезд Ковша (Большая Медведица), Полярная Звезда, яркие звезды Кассиопеи. Все эти звезды можно видеть под нашими широтами каждую ночь в течение целого года. Звезд 3-ей величины так много, что трудно выбрать для них примеры. Наиболее яркие звезды в Плеядах именно этой величины. Впрочем, их окружают 5 других звезд, что влияет на оценку их яркости. На расстоянии 15 градусов от Полярной Звезды находится Бета Малой Медведицы: она всегда видна и отличается от Полярной Звезды красноватым оттенком; она находится между двумя другими звездами, из которых одна — 3-ей величины, а другая — 4-ой.

Пять ясно-видимых более слабых звезд Плеяд тоже все около 4-ой величины, пятой величины звезды еще свободно видимы невооруженным глазом; 6-я величина заключает в себе звезды, едва заметные для хорошего зрения.

Современные астрономы, принимая в общих чертах систему, которая дошла до них от древности, постарались придать ей большую определенность. Тщательные исследования показали, что действительное количество света, соответствующее различным величинам, меняется от одной величины до другой почти в геометрической прогрессии; это заключение согласуется с хорошо известным психологическим законом, что ощущение меняется в арифметической прогрессии, если причина, производящая его, меняется в прогрессия геометрической.

Найдено, что средняя звезда 5-ой величины дает от 2 до 3 раз больше света, чем средняя звезда 6-ой величины, звезда 4-ой величины дает от 2 до 3 раз больше света, чем звезда 5-й, и т. д., до 2-ой величины. Для первой величины различие так велико, что едва ли можно указать какое-либо среднее отношение. Сириус, например, в 6 раз ярче, чем Альтаир, который обыкновенно считается типичной звездой первой величины. Чтобы придать точность своим оценкам, современные астрономы постарались свести разницы между различными величинами к одной и той же мерке, а именно приняли, что отношение яркости звезд двух последовательных классов равно двум с половиной.

Если бы прием деления видимых звезд только на 6 отдельных величин был принят без всяких изменений, то мы бы встретили затруднение в том, что в один и тот же класс пришлось бы отнести звезды, весьма различные по яркости. В одном и том же классе оказались бы звезды, превосходящие одна другую в два раза по яркости. Поэтому, чтобы придать результатам точность, пришлось рассматривать класс, величину звезд, как такое количество, которое меняется непрерывно — ввести десятые и даже сотые доли величины. Так, мы имеем звезды 5,0, 5,1, 5,2 величины и т. д., или даже мы можем делить еще мельче и говорить о звездах, имеющих величины 5,11, 5,12 и т. д.

Измерение звездной величины

К сожалению, пока еще неизвестно никакого другого способа определять количество света, полученного от звезды, как судя по действию его на глаз. Две звезды считаются равными, когда они для глаза кажутся равной яркости. В этих условиях наше суждение весьма ненадежно. Потому наблюдатели старались придать больше точности, пуская в ход фотометры — инструменты для измерения количества света. Но даже при этих инструментах наблюдатель должен основываться на оценке глазом равенства блеска. Свет одной звезды увеличивается или уменьшается в определенной пропорции до тех пор. пока для нашего глаза он не покажется равным свету другой звезды; а эта последняя может быть и искусственной звездочкой, полученной при помощи пламени свечи или лампы. Степень увеличения или уменьшения определит разницу величин обоих звезд.

Когда мы стараемся прочно обосновать измерения блеска звезды, мы приходим к выводу, что эта задача довольно сложна. Прежде всего не все лучи, приходящие от звезды, воспринимаются нами, как свет. Но все лучи, видимые и невидимые, поглощаются черной поверхностью и выражают свое действие в нагревании ее. Поэтому самый лучший способ измерять излучение звезды состоит в оценке тепла, которое она посылает, так как это точнее отражает процессы, происходящее на светиле, чем это может сделать видимый свет. К несчастью, тепловое действие лучей звезды настолько мало, что не может быть измерено даже современными приборами. Пока что мы должны оставить надежду определить полное лучеиспускание звезды и ограничиться только той его частью, которая называется светом.

Следовательно, если мы стремимся к точности, то мы должны сказать, что свет, как мы его понимаем, может, в сущности, измеряться лишь по своему действию на зрительный нерв, и нет другого пути измерить его эффект, кроме оценки глазом. Все фотометры, которые служат для измерения света звезд, построены так, что дают возможность увеличивать или уменьшать свет одной звезды и визуально приравнивать ее к свету другой звезды или другого источника и только так оценивать ее.

Звездная величина и спектр

Трудность получения точных результатов увеличивается еще тем, что звезды различаются по их цвету. С гораздо большой точностью мы можем убеждаться в равенстве двух источников света, когда они имеют один и тот же цветовой оттенок, чем когда цвета их различны. Еще один источник неопределенности происходит от того, что называется явлением Пуркинье (Purkinje), по имени , который первый описал его. Он нашел, что если мы имеем два источника светя одной и той же яркости, но один красный, а другой зеленый, то при увеличении или уменьшении в одной и той же пропорции эти источники перестанут казаться одинаковыми по яркости. Другими словами, математическая аксиома о том, что половины или четверти равных величин тоже равны между собой, неприменима к действию света на глаз. Когда яркость уменьшается, зеленое пятно начинает казаться ярче, чем красное. Если мы увеличиваем яркость обоих источников, то красный начинает казаться ярче зеленого. Иначе говоря, красные лучи для нашего зрения быстрее усиливаются и ослабляются, чем лучи зеленые, при одном и том же изменении действительной яркости.

Также выяснено, что этот закон изменения кажущейся яркости не распространяется последовательно на все цвета спектра. Верно, что когда мы переходим от красного к фиолетовому концу спектра, желтый цвет гаснет менее быстро, чем красный, при данном уменьшении яркости, а зеленый — еще менее быстро, чем желтый. Но если мы переходим от зеленого к синему, то уже можно сказать, что последний не пропадает так быстро, как зеленый. Очевидно, из всего этого следует, что две звезды различного цвета, кажущиеся одинаково яркими для невооруженного глаза, уже не будут казаться равными в телескоп. Красные или желтые звезды кажутся сравнительно ярче в телескопе, зеленые и синеватые — сравнительно ярче для невооруженного глаза.

Таким образом можно сделать вывод, что, несмотря на значительное совершенствование средств измерения, развитие микроэлектроники и компьютеров, визуальные наблюдения все еще играют самую важную роль в астрономии, и вряд ли эта роль снизится в обозримом будущем.

Каждая из этих звезд имеет определенную величину, позволяющую их увидеть

Звездная величина - числовая безразмерная величина, характеризирующая яркость звезды или другого космического тела по отношению к видимой площади. Другими словами, эта величина отображает количество электромагнитных волн, телом, которые регистрируются наблюдателем. Поэтому данная величина зависит от характеристик наблюдаемого объекта и расстояния от наблюдателя до него. Термин охватывает лишь видимый, инфракрасный и ультрафиолетовый спектры электромагнитного излучения.

По отношению к точечным источникам света используют также термин «блеск», а к протяженным – «яркость».

Древнегреческий ученый , который жил на территории Турции во II веке до н. э., считается одним из влиятельнейших астрономов античности. Он составил объемный , первый в Европе, описав расположения более чем тысячи небесных светил. Также Гиппарх ввел такую характеристику как звездная величина. Наблюдая невооруженным глазом за звездами, астроном решил разделить их по яркости на шесть величин, где первая величина – самый яркий объект, а шестая - наиболее тусклый.

В XIX веке, британский астрономом Норман Погсон усовершенствовал шкалу измерений звездных величин. Он расширил диапазон ее значений и ввел логарифмическую зависимость. То есть с повышением звездной величины на единицу, яркость объекта уменьшается в 2.512 раза. Тогда звезда 1-й величины (1 m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6 m).

Эталон звездной величины

За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск , самой яркой точки в . Несколько позже было изложено более точное определение объекта нулевой звездной величины – его освещённость должная равняться 2,54·10 −6 люкс, а световой поток в видимом диапазон 10 6 квантов/(см²·с).

Видимая звездная величина

Описанная выше характеристика, которую определил Гиппарх Никейский, впоследствии стала носить название «видимая» или «визуальная». Имеется в виду, что ее можно наблюдать как при помощи человеческих глаз в видимом диапазоне, так и с использованием различных инструментов вроде телескопа, включая ультрафиолетовый и инфракрасный диапазон. Звездная величина созвездия равна 2 m . Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0 m) не самая яркая звезда на небосводе (пятая по блеску, третья для наблюдателей с территории СНГ). Поэтому более яркие звезды могут иметь отрицательную звездную величину, к примеру, (-1.5 m). Также сегодня известно, что среди небесных светил могут быть не только звезды, но и тела, отражающие свет звезд – планеты, кометы или астероиды. Звездная величина полной составляет −12,7 m .

Абсолютная звездная величина и светимость

Для того чтобы была возможность сравнить истинную яркость космических тел, была разработана такая характеристика как абсолютная звездная величина. Согласно ней вычисляется значение видимой звездной величины объекта, если бы этот объект располагался на за 10 (32,62 ) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.

Абсолютная звездная величина для космических объектов в использует иное расстояние от тела к наблюдателю. А именно 1 астрономическую единицу, при этом, в теории, наблюдатель должен находиться в центре Солнца.

Более современной и полезной величиной в астрономии стала «светимость». Эта характеристика определяет полную , которую излучает космическое тело за определенный отрезок времени. Для ее вычисления как раз и служит абсолютная звездная величина.

Спектральная зависимость

Как уже говорилось ранее, звездная величина может быть измерена для различных видов электромагнитного излучения, а потому имеет разные значения для каждого диапазона спектра. Для получения картинки какого-либо космического объекта астрономы могут использовать , которые более чувствительны к высокочастотной части видимого света, и на изображении звезды получаются голубыми. Такая звездная величина называется «фотографической», m Pv . Чтобы получилось значение близкое к визуальному («фотовизуальное», m P), фотопластинку покрывают специальной ортохроматической эмульсией и используют желтый светофильтр.

Учеными была составлена так называемая фотометрическая система диапазонов, благодаря которой можно определять основные характеристики космических тел, такие как: температура поверхности, степень отражения света (альбедо, не для звезд), степень поглощения света и прочие. Для этого производится фотографирование светила в разных спектрах электромагнитного излучения и последующие сравнение результатов. Для фотографии наиболее популярны следующие фильтры: ультрафиолетовый, синий (фотографическая звездная величина) и желтый (близкий к фотовизуальному диапазону).

Фотография с запечатленными энергиями всех диапазонов электромагнитных волн определяет так называемую болометрическую звездную величину (m b). С ее помощью, зная расстояние и степень межзвездного поглощения, астрономы вычисляют светимость космического тела.

Звездные величины некоторых объектов

• Солнце = −26,7 m
• Полная Луна = −12,7 m
• Вспышка Иридиума = −9,5 m . Iridium – это система из 66 спутников, которых движутся по орбите Земли и служат для передачи голоса и прочих данных. Периодически поверхность каждого из трех главных аппаратов отсвечивает солнечный свет в сторону Земли, создавая ярчайшую плавную вспышку на небосводе до 10 секунд.

Продолжим нашу алгебраическую экскурсию к небесным светилам. В той шкале, которая применяется для оценки блеска звёзд, могут, помимо неподвижных звёзд; найти себе место и другие светила – планеты, Солнце, Луна. О яркости планет мы побеседуем особо; здесь же укажем звёздную величину Солнца и Луны. Звёздная величина Солнца выражается числом минус 26,8, а полной1) Луны – минус 12,6. Почему оба числа отрицательные, читателю, надо думать, понятно после всего сказанного ранее. Но, быть может, его приведёт в недоумение недостаточно большая разница между звёздной величиной Солнца и Луны: первая «всего вдвое больше второй».

Не забудем, однако, что обозначение звёздной величины есть, в сущности, некоторый логарифм (при основании 2,5). И как нельзя, сравнивая числа, делить один на другой их логарифмы, так не имеет никакого смысла, сравнивая между собой звёздные величины, делить одно число на другое. Каков результат правильного сравнения, показывает следующий расчёт.

Если звёздная величина Солнца «минус 26,8», то это значит, что Солнце ярче звезды первой величины

в 2,527,8 раза. Луна же ярче звезды первой величины

в 2,513,6 раза.

Значит, яркость Солнца больше яркости полной Луны в

2,5 27,8 2,5 14,2 раза. 2,5 13,6

Вычислив эту величину (с помощью таблиц логарифмов), получаем 447 000. Вот, следовательно, правильное отношение яркостей Солнца и Луны: дневное светило в ясную погоду освещает Землю в 447 000 раз сильнее, чем полная Луна в безоблачную ночь.

Считая, что количество теплоты, отбрасываемое Луной, пропорционально количеству рассеиваемого ею света, – а это, вероятно, близко к истине, – надо признать, что Луна посылает нам и теплоты в 447 000 раз меньше, чем Солнце. Известно, что каждый квадратный сантиметр на границе земной атмосферы получает от Солнца около 2 малых калорий теплоты в 1 минуту. Значит, Луна посылает на 1 см2 Земли ежеминутно не более 225 000-й доли малой калории (т. е. может нагреть 1 г воды в 1 минуту на 225 000-ю часть градуса). Отсюда видно, насколько не обоснованы все попытки приписать лунному свету какое-либо влияние на земную погоду2) .

1) В первой и в последней четверти звёздная величина Луны минус 9.

2) Вопрос о том, может ли Луна влиять на погоду своим притяжением, будет рассмотрен в конце книги (см. «Луна и погода»).

Распространённое убеждение, что облака нередко тают под действием лучей полной Луны, – грубое заблуждение, объясняемое тем, что исчезновение облаков в ночное время (обусловленное другими причинами) становится заметным лишь при лунном освещении.

Оставим теперь Луну и вычислим, во сколько раз Солнце ярче самой блестящей звезды всего неба – Сириуса. Рассуждая так же, как и раньше, получаем отношение их блеска:

т. е. Солнце ярче Сириуса в 10 миллиардов раз.

Очень интересен также следующий расчёт: во сколько раз освещение, даваемое полной Луной, ярче совокупного освещения всего звёздного неба, т. е. всех звёзд, видимых простым глазом на одном небесном полушарии? Мы уже вычислили, что звёзды от первой до шестой величины включительно светят вместе так, как сотня звёзд первой величины. Задача, следовательно, сводится к вычислению того, во сколько раз Луна ярче сотни звёзд первой величины.

Это отношение равно

2,5 13,6

100 2700.

Итак, в ясную безлунную ночь мы получаем от звёздного неба лишь 2700-ю долю того света, какой посылает полная Луна, и в 2700×447 000, т. е. в 1200 миллионов раз меньше, чем даёт в безоблачный день Солнце.

Прибавим ещё, что звёздная величина нормальной международной

«свечи» на расстоянии 1 м равна минус 14,2, значит, свеча на указанном расстоянии освещает ярче полной Луны в 2,514,2-12,6 т. е. в четыре раза.

Небезынтересно, может быть, отметить ещё что прожектор авиационного маяка силой в 2 миллиарда свечей виден был бы с расстояния Луны звездой 4½-й величины, т. е. мог бы различаться невооружённым глазом.

Истинный блеск звёзд и Солнца

Все оценки блеска, которые мы делали до сих пор, относились только к их видимому блеску. Приведённые числа выражают блеск светил на тех расстояниях, на каких каждое из них в действительности находится. Но мы хорошо знаем, что звёзды удалены от нас неодинаково; видимый блеск звёзд говорит нам поэтому как об их истинном блеске, так и об их удалении от нас, – вернее, ни о том, ни о другом, пока мы не расчленим оба фактора. Между тем важно знать, каков был бы сравнительный блеск или, как говорят, «светимость» различных звёзд, если бы они находились от нас на одинаковом расстоянии.

Ставя так вопрос, астрономы вводят понятие об «абсолютной» звёздной величине звёзд. Абсолютной звёздной величиной звезды называется та, которую звезда имела бы, если бы находилась от нас на рас-

стоянии 10 «парсеков». Парсек – особая мера длины, употребляемая для звёздных расстояний; о её происхождении мы побеседуем позднее особо, здесь скажем лишь, что один парсек составляет около 30 800 000 000 000 км. Самый расчёт абсолютной звёздной величины произвести нетрудно, если знать расстояние звезды и принять во внимание, что блеск должен убывать пропорционально квадрату расстояния1) .

Мы познакомим читателя с результатом лишь двух таких расчётов: для Сириуса и для нашего Солнца. Абсолютная величина Сириуса +1,3, Солнца +4,8. Это значит, что с расстояния 30 800 000 000 000 км Сириус сиял бы нам звездой 1,3-й величины, а паше Солнце 4,8-й величины, т. е. слабее Сириуса в

2,5 3,8 2,53,5 25 раз,

2,50,3

хотя видимый блеск Солнца в 10 000 000 000 раз больше блеска Сириуса.

Мы убедились, что Солнце – далеко не самая яркая звезда неба. Не следует, однако, считать наше Солнце совсем пигмеем среди окружающих его звёзд: светимость его всё же выше средней. По данным звёздной статистики, средними по светимости из звёзд, окружающих Солнце до расстояния 10 парсеков, являются звёзды девятой абсолютной величины. Так как абсолютная величина Солнца равна 4,8, то оно ярче, нежели средняя из «соседних» звёзд, в

Будучи в 25 раз абсолютно тусклее Сириуса, Солнце оказывается всё же в 50 раз ярче, чем средние из окружающих его звёзд.

Самая яркая звезда из известных

Самой большой светимостью обладает недоступная простому глазу звёздочка восьмой величины в созвездии Золотой Рыбы, обозначаемая

1) Вычисление можно выполнить по следующей формуле, происхождение которой станет ясно читателю, когда немного позднее он познакомится ближе с «парсеком» и «параллаксом»:

Здесь М – абсолютная величина звезды, m – её видимая величина, π – параллакс звезды в

секундах. Последовательные преобразования таковы: 2,5M = 2,5m · 100π 2 ,

M lg 2,5 = m lg 2,5 + 2 + 2 lg π , 0,4M = 0,4m +2 + 2 lg π ,

M = m + 5 + 5 lg π .

Для Сириуса, например, m = –1,6π = 0",38. Поэтому его абсолютная величина

M = –l,6 + 5 + 5 lg 0,38 = 1,3.

латинской буквой S. Созвездие Золотой Рыбы находится в южном полушарии неба и не видно в умеренном поясе нашего полушария. Упомянутая звёздочка входит в состав соседней с нами звёздной системы – Малого Магелланова Облака, расстояние которого от нас оценивается примерно в 12 000 раз больше, чем расстояние до Сириуса. На таком огромном удалении звезда должна обладать совершенно исключительной светимостью, чтобы казаться даже восьмой величины. Сириус, заброшенный так же глубоко в пространстве, сиял бы звездой 17-й величины, т. е. был бы едва виден в самый могущественный телескоп.

Какова же светимость этой замечательной звезды? Расчёт даёт такой результат: минус восьмая величина. Это значит, что наша звезда абсолютно в: 400 000 раз (примерно) ярче Солнца! При такой исключительной яркости звезда эта, будучи помещена на расстоянии Сириуса, казалась бы на девять величин ярче его, т. е. имела бы примерно яркость Луны в фазе четверти! Звезда, которая с расстояния Сириуса могла бы заливать Землю таким ярким светом, имеет бесспорное право считаться самой яркой из известных нам звёзд.

Звёздная величина планет на земном и чужом небе

Возвратимся теперь к мысленному путешествию на другие планеты (проделанному нами в разделе «Чужие небеса») и оценим более точно блеск сияющих там светил. Прежде всего укажем звёздные величины планет в максимуме их блеска на земном небе. Вот табличка.

На небе Земли:

Просматривая её, видим, что Венера ярче Юпитера почти на две звёздные величины, т. е. в 2,52 = 6,25 раза, а Сириуса в 2,5-2,7 = 13 раз

(блеск Сириуса – 1,6-й величины). Из той же таблички видно, что тусклая планета Сатурн всё же ярче всех неподвижных звёзд, кроме Сириуса и Канопуса. Здесь мы находим объяснение тому факту, что планеты (Венера, Юпитер) бывают иногда днём видны простым глазом, звёзды же при дневном свете совершенно недоступны невооружённому зрению.

В подарок вы поулчаете карту на которой будет показано,
где именно можно увидеть вашу Звезду на Небе!

Звездные величины

Сразу стоит отметить, что блеск небесных светил, а именно звезд до сих пор, выражается в особых, так сказать, исторически сложившихся показателях, а именно «звездных величинах». Появление и происхождение этой системы исчисления непосредственно связано с особенностью зрения человека: если сила источника света будет изменяться в геометрической прогрессии, то наше ощущение от него – лишь в арифметической. Несколько веков назад Греческий астроном Гиппарх (до 161 – после 126 до н.э.) смог разделить все видимые глазом человека звезды на 6 классов распределив их по яркости. Самые яркие звезды он назвал звездами 1-й величины, в то время как самые слабые звездами 6-й величины. Немногим позже измерения смогли показать, что потоки света, происходящие от звезд 1-ё величины примерно в 100 раз больше, чем потоки света от звезд 6-й величины по утверждению работы Гиппарха.

Для более точного определения было принято, что различие 5 звёздных величин в точности соответствует соотношению потоков света в коэффициенте 1:100. Теперь можно с уверенностью сказать, что разница блеска на 1 звездную величину, полностью соответствует отношению яркостей. На сегодняшний день данная система классификации небесных тел была значительно усовершенствована, после чего в нее внесли ряд изменений, тем самым доработав труды древнего ученого. К примеру: звезда первой звездной величины, в 2,512 раза ярче звезды 2-й величины, которая в свою очередь в 2,512 раза ярче звезды 3-й величины и так далее. Данная шкала весьма универсальна, ее можно использовать для выражения освещенности, создаваемой на поверхности Землю любых типов источников света.

Но для полноценного сравнения звезд, по их истинной «светимости» используется «абсолютная звездная величина», которая представляет, из себя видимую звездную величину, которую имела бы данная звезда, если поместить ее на стандартном расстоянии от Земли в 10 пк. Если звезда, имеет параллакс p и видимую величину m, то ее абсолютная величины M будет вычисляться по формуле. Так же стоит отметить, что звездными величинами мы сможем описать даже излучение нашей звезды, причем в различных диапазонах ее спектра. К примеру, визуальная величина (mv) будет выражать блеск звезды в желто-зеленой области ее спектра, фотографическая (mp) – в голубой, и т.п. Разновидность между визуальной и фотографической величинами цвета, называют «показателем цвета» (color index) который непосредственно связан с температурой и спектром звезды.

Видимая звездная величина, (в дальнейшем именуемая как m; очень часто ее называют просто "звездная величина") данный показатель определяет поток излучения вблизи наблюдаемого нами объекта, то есть, наблюдаемую яркость нашего небесного источника, которая на прямую зависит не только от реальной мощности излучения, нашего объекта, но и от расстояния до его местоположения. Так же стоит отметить, что шкала видимых звездных величин, берет свое начало от первого звездного каталога Гиппарха (до 161 ок. 126 до н.э.), в котором были учтены все видимые глазу человека звезды, после чего разбиты на шесть классов по их яркости.

К примеру, яркость звезд Ковша Б.Медведицы, блеск около 2m, в то время как у звезд Веги около 0m. Но и это еще не все, у особо ярких небесных тел, значение звездной величины может быть отрицательным, к примеру: Сириус около -1.5m (а это значит что поток света исходящий от него в 4 раза больше, чем от Веги), в то время как блеск Венеры в течение нескольких дней в году может достигать до -5m (потоки света почти в 100 раз больше чем у Веги). Стоит подчеркнуть, что видимая звездная величина, может быть измерена не только при помощи телескопа, но и невооруженным глазом, в визуальном диапазоне спектра, так и в других (фотографическом, УФ-, ИК-). В этом случае видимая звездная величина, не будет иметь не какого отношения конкретно к человеческому взору.

Звезда - в которой проходят или же будут проходить термоядерные реакции. НО чаще всего, звездами называют те небесные тела, в которых уже проходят термоядерные реакции.
Для примера мы можем взять наше Солнце, которое представляет, из себя типичную звезду спектрального класса G. Звезды представляют, из себя массивные светящиеся плазменно-газовые шары. Так же стоит отметить, что образуются они из газово-пылевой среды, которая возникает в результате гравитационного сжатия. Ученые утверждают, что температура вещества в недрах звезды, может измеряться миллионами кельвинов, в то время как на территории их поверхности - тысячами кельвинов, что в несколько десятков раз ниже. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, которые происходят при высочайших температурах, во внутренних областях звезд. Так же стоит отметить, что зачастую ученые называют звезды основными телами нашей Вселенной, так как именно в них заключается вся основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость. Ближайшей к Солнцу звездой является не многим известная нам, Проксима Центавра. Которая находится в 4,2 светового года от центра Солнечной системы (4,2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9 1013 км).