величина

© Знанието е сила

Птолемей и Алмагест

Първият опит за съставяне на каталог от звезди, базиран на принципа на степента на тяхната светлина, е направен от гръцкия астроном Хипарх от Ница през II в. Пр. Хр. Сред многото му творби (за съжаление, те са почти всички загубени) фигурираха и „Каталог със звезди“съдържаща описание на 850 звезди, класифицирани по координати и осветеност. Данните, събрани от Хипарх, и той, освен това, открили феномена на прецесията, били разработени и доразвити благодарение на Клавдий Птолемей от Александрия (Египет) през 2 век. Преди новата ера. Той създава фундаментален опус. "Almagest"  в тринадесет книги. Птолемей събра всички астрономически познания на времето, класифицира ги и ги представи в достъпна и разбираема форма. "Стар Каталог" също е влязъл в "Алмагест". Тя се основава на наблюденията на Хипарх, направени преди четири века. Но звездният каталог на Птолемей вече съдържаше около хиляда звезди.

Каталогът на Птолемей е бил използван почти навсякъде по време на хилядолетието. Той раздели звездите на шест класа според степента на осветеност: най-ярките бяха определени за първия клас, по-малко ярки - за втория, и така нататък. Шестият клас включва звезди, които едва се виждат с просто око. Терминът "светлинен интензитет на небесните тела" или "звездната величина" понастоящем се използва за определяне на мярката на яркостта на небесните тела, не само звездите, но също и мъглявините, галактиките и други небесни явления.

Блясъкът на звездите и визуалната величина

Разглеждаме звездно небе, можете да видите, че звездите са различни по своята яркост или привидната си яркост. Най-ярките звезди се наричат ​​звезди от първата величина; онези от звездите, които са 2,5 пъти по-слаби от звездите от първата величина в блясъка им, имат втора величина. Звездите от третата звездна величина включват тези от тях. които са по-слаби от звездите от втора величина 2,5 пъти и т.н. Най-слабите от звездите, достъпни за невъоръжено око, са класирани като звезди от 6-та величина. Трябва да се помни, че името "звездни величини" не посочва размера на звездите, а само техния очевиден блясък.

Като цяло има 20 от най-ярките звезди в небето, за които обикновено се казва, че са от първата величина. Но това не означава, че те имат еднаква яркост. В действителност, някои от тях са малко по-ярки от първата величина, други са малко по-слаби, и само една от тях е звезда с точно 1-ва величина. Същата ситуация и със звездите на 2-ра, 3-та и следващи стойности. Затова, за да посочите по-точно яркостта на определена звезда, използвайте дробни стойности, Така например, онези звезди, които по своята яркост са в средата между звездите на 1-вата и 2-та звездна величина, се считат за принадлежащи към 1.5-та звездна величина. Има звезди с магнитуд 1,6; 2,3; 3.4; 5.5 и т.н. В небето могат да се видят няколко особено ярки звезди, които по своя блясък надвишават блясъка на звездите от 1-ва звездна величина. За тези звезди влезе нула и отрицателни звездни величини, Така например, ярка звезда северното полукълбо  небето - Вега - има блясък от 0,03 (0,04) величини, а най-ярката звезда - Сириус - има блясък минус 1.47 (1.46) величини, в южно полукълбо  най-ярката звезда е Канопус  (Канопусът се намира в съзвездието Кил. Очевидният блясък на звездата е минус 0.72, Канопусът има най-голяма осветеност сред всички звезди в радиус от 700 светлинни години от Слънцето. За сравнение, Сириус е само 22 пъти по-ярък от нашето Слънце, но е много по-близо до За много много звезди сред най-близките съседи на Слънцето Канопус е най-ярката звезда в хоризонта им.

Звездна величина в съвременната наука

В средата на XIX век. английски астроном Норман Погсон  подобри метода на класифициране на звездите според принципа на светлината, който съществува от дните на Хипарх и Птолемей. Погсон е взел предвид, че разликата от гледна точка на осветеността между двата класа е 2,5 (например светлината на звезда от трета класа е 2,5 пъти по-голяма от тази на звезда от четвърта класа). Погсон въвежда нова скала, според която разликата между звездите от първата и шестата класове е 100 до 1 (разликата от 5 звездни величини съответства на промяна в яркостта на звездите 100 пъти). Така разликата в яркостта между всеки клас не е 2,5, а от 2,512 до 1.

Системата, разработена от английския астроном, позволява да се запази съществуващата скала (разделяне на шест класа), но й дава максимална математическа точност. Първо, Полярната звезда беше избрана като нулева точка за системата от звездни величини, нейната величина според системата на Птолемей беше определена в 2.12. По-късно, когато стана ясно, че Полярната звезда е променлива, звездите с постоянни характеристики бяха условно дефинирани за ролята на нулевата точка. С подобряването на технологията и оборудването учените успяха да определят звездна величина с по-голяма точност: до десети и по-късно до стотни.

Връзката между видимите величини на звездите се изразява с формулата на Погсон: m 2 -m 1 =-2,5log(E 2 /E 1) .

Брой n звезди с визуална величина по-голяма от L

L	п	L	п	L	п
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Относителна и абсолютна величина

Размерът, измерен с помощта на специални инструменти, монтирани в телескоп (фотометри), показва колко светлина от звездата достига наблюдателя на Земята. Светлината преодолява разстоянието от звездата до нас и, съответно, колкото по-далеч се намира звездата, толкова по-слаба изглежда. С други думи, фактът, че звездите се различават по блясък, все още не дава пълна информация за звездата. Много ярка звезда може да има голяма светимост, но е много далеч и следователно има много голяма величина. За да се сравни яркостта на звездите, независимо от разстоянието им от Земята, концепцията беше въведена „Абсолютна величина“, За да се определи абсолютната величина е необходимо да се знае разстоянието до звездата. Абсолютната величина на M характеризира яркостта на звездата на разстояние от 10 парсека от наблюдателя. (1 парсек = 3.26 светлинна година) .. Отношението на абсолютната величина M, видимата величина m и разстоянието до звезда R в парсек: M = m + 5 - 5 lg R.

За сравнително близо звезди, отстранени на разстояние, ненадвишаващо няколко десетки парсека, разстоянието се определя от паралакс по начин, известен от двеста години. В същото време се измерват пренебрежимо малки ъглови измествания на звездите, когато те се наблюдават от различни точки на земната орбита, т.е. в различни периоди от годината. Паралаксът дори на най-близките звезди е по-малък от 1. "Понятието за паралакс е свързано с наименованието на една от основните единици в астрономията - парсек.

Уважаеми посетители!

  Вие сте деактивирали работата JavaScript, Моля, активирайте скриптовете в браузъра и ще отворите пълната функционалност на сайта!

величина (блясък) - безразмерна цифрова характеристика на яркостта на обекта, обозначена с буквата m  , Обикновено концепцията се прилага към небесните тела. Величината характеризира енергийния поток от въпросната звезда (енергията на всички фотони в секунда) на единица площ. Така видимата величина зависи както от физическите характеристики на самия обект (т.е. светлината), така и от разстоянието до него. Колкото по-малка е стойността на величината, толкова по-ярка е обектът. Концепцията за звездна величина се използва при измерване на потока на енергия във видимата, инфрачервената и ултравиолетовата светлина. В звездните величини се измерва проникващата сила на телескопите и астрографите.

дефиниция

Още през II в. Пр. Хр. д. Древногръцкият астроном Хипарх разделил звездите на шест величини. Той нарече най-ярките звезди от първата величина, най-тъмните - звездите от шестата величина, а останалите са равномерно разпределени по междинни стойности.

Както се оказа по-късно, връзката на такава скала с реални физически величини е логаритмична, тъй като промяната в яркостта същия брой пъти  възприемано от окото като промяна със същата сума  (законът на Вебер - Фехнер). Затова през 1856 г. Норман Погсон предложи следната формализация на скалата на величината, която стана общоприета:

   m 1 - m 2 = - 2, 5 lg ⁡ (L 1 L 2) (виж стила m_ (1) -m_ (2) = - 2 (,) 5 lg (ляво) (frac (L_ ( 1)) (L_ (2)))))

където m   - звездни величини на обекти, L   - осветление от обекти. Такава дефиниция съответства на падане на светлинния поток от 100 пъти с увеличаване на величината от 5 единици.

Тази формула дава възможност да се определи само разликата в звездните величини, но не и самите величини. За да може да се използва за изграждане на абсолютна скала, е необходимо да се определи нулева точка - блясък, който съответства на нулева величина (0 m). Първо, блясъкът на Вега се приема за 0 m. Тогава нулевата точка беше предефинирана, но за визуални наблюдения Вега все още може да служи като стандарт с нулева видима величина (според съвременната система, в V-обхвата на UBV-системата нейната яркост е +0.03 m, която не се различава от нула).

Според съвременните измервания, звезда с нулева видима величина извън земната атмосфера създава осветеност 2,54 × 10 -6 lux, Светлинният поток от такава звезда е приблизително равен на 10 3 кванта / (cm² · s ·)  в зелена светлина (V бар на UBV системата) или 10 6 кванта / (cm² · s)  в целия видим обхват на светлината.

Следните свойства помагат на практика да се използват видимите величини на звездите:

• 100-кратно увеличение на светлинния поток съответства на намаление на видимата величина точно 5 единици.
• Намаляването на величината с една единица означава увеличение на светлинния поток от 100 1/5 ≈ 2.512 пъти.

В днешно време понятието звездна величина се използва не само за звезди, но и за други обекти, например за луната и планетите. Величината на най-ярките обекти е отрицателна. Например, яркостта на луната в пълната фаза достига −12,7 m, а яркостта на слънцето е −26,7 m.

  Видима и абсолютна величина

Концепцията за абсолютната величина на звездите се използва широко ( М ). Това е величината на обекта, който би имал, ако беше на разстояние 10 parsek  от наблюдателя. Абсолютната стойност, за разлика от видимата, ни позволява да сравним осветеността на различните звезди, тъй като тя не зависи от разстоянието до тях.

Наблюдаваната величина от Земята се нарича видим (m ). Това име се използва, за да се разграничи от абсолютното, и се използва дори за количества, измерени в ултравиолетовите, инфрачервените или други, които не се възприемат зрителен). Абсолютната болометрична величина на Слънцето е +4.8 m, а привидната величина е −26.7 m.

Спектрална зависимост

Величината зависи от спектралната чувствителност на приемника на лъчението (око, фотоелектричен детектор, фотографска пластина и др.)

• bolometric  звездната величина показва общата излъчваща мощност на звезда (т.е. мощността на излъчване при всички дължини на вълните). За измерването му се използва специално устройство - болометър. Значението на тази величина се дължи на факта, че някои звезди (много горещи и много студени) излъчват най-вече не във видимия спектър.

Обаче, звездните величини най-често се измерват на определени интервали от дължини на вълните. За тази цел са разработени фотометрични системи, всяка от които има набор от ленти, припокриващи различни диапазони на дължини на вълните. Във всяка лента чувствителността е максимална за определена дължина на вълната и плавно намалява с разстояние от нея.

Най-често срещаната фотометрична система е UBV системата, която се състои от три ленти, припокриващи различни интервали с дължина на вълната. В нея за всеки обект може да се измери 3 звездни величини:

• зрителен  величина ( V- величината във филтъра V, максималната пропускливост на която е близка до максималната чувствителност на човешкото око ( 555 nm).

• "Син"  величина ( B) характеризира яркостта на обекта в синия регион на спектъра; максимална чувствителност при дължина на вълната около 445 nm.

• ултравиолетов  величина ( U) има максимум в ултравиолетовата област при дължина на вълната около 350 nm.

Различия в звездните величини на един и същ обект в различни диапазони (за UBV системата това е U - B  и B - V) са индикатори за цвета на даден обект: колкото са по-големи, толкова по-червен е обектът. Фотометричната система UBV е определена по такъв начин, че цветните индекси на звездите от спектрален клас A0V са равни на нула.

Има и други фотометрични системи, във всяка от които може да се определи своя собствен набор от звездни величини.

• Фотографска величина - определя се за спектралната чувствителност на несенсибилизираната емулсия с максимална чувствителност при дължина на вълната 425 nm; По дефиниция, тя съвпада с визуалната звездна величина за звездите A0V и яркостта (6.0 ± 0.5) m. Заедно с фото-визуалната звездна величина, тя се използва в остаряла фотографска система от звездни величини.

Звездни величини на някои обекти

  Обекти на звездното небе

обект	m
Слънцето	-26,7 (400 000 пъти по-светло от пълнолунието)
Луната е пълна луна	−12,74
Flash Iridium (максимум)	−9,5
Супернова 1054 (максимум)	−6,0
Венера (максимум)	−4,67
Международна космическа станция (максимум)	−4
Земя (както се вижда от Слънцето)	−3,84
Юпитер (максимум)	−2,94
Марс (максимум)	−2,91
Живак (максимум)	−2,45
Сатурн (с пръстени; максимум)	−0,24
Звездите

Всяка от тези звезди има определен размер, което им позволява да виждат

Звездната величина е числово безразмерно количество, което характеризира яркостта на звезда или друго космическо тяло по отношение на видимата област. С други думи, тази стойност представлява броят на електромагнитните вълни, тялото, които са записани от наблюдателя. Следователно, тази стойност зависи от характеристиките на наблюдавания обект и от разстоянието от наблюдателя до него. Терминът обхваща само видимите, инфрачервените и ултравиолетовите спектри на електромагнитното излъчване.

По отношение на точковите светлинни източници се използва и терминът „блясък“, а при разширени - „яркост“.

Древногръцки учен Хипарх от Никея, който е живял в Турция през II в. Пр. Хр. д., се счита за един от най-влиятелните астрономи на древността. Той е съставил триизмерен, първият в Европа, описващ местоположението на повече от хиляда небесни тела. Hipparch също въвежда такава характеристика като звездна величина. Наблюдавайки звездите с просто око, астрономът решава да ги раздели на яркост с шест стойности, където първата стойност е най-яркият обект, а шестата е най-тънката.

През XIX век британският астроном Норман Погсон усъвършенства мащаба на измерванията на звездните величини. Той разшири обхвата на своите ценности и въведе логаритмична зависимост. Това означава, че с увеличаване на величината на единица, яркостта на обекта намалява с коефициент 2,512. Тогава звездата от 1-вата величина (1 m) е стократно по-ярка от светлинната 6-а величина (6 m).

Стандартна величина

За стандарта на небесното тяло с нулева звездна величина, първоначално е взета яркостта, най-ярката точка в. По-късно беше посочено по-прецизно дефиниране на обект с нулева величина - неговото осветление трябва да бъде равно на 2.54 · 10 -6 lux, а светлинният поток във видимия обхват 10 6 кванта / (cm² · s).

Видима величина

Характеристиката, описана по-горе, определена от Хипарх от Никейн, впоследствие започва да носи името "видимо" или "визуално". Това означава, че тя може да бъде наблюдавана както с помощта на човешките очи във видимия диапазон, така и с използването на различни инструменти като телескоп, включително ултравиолетовите и инфрачервените обхвати. Величината на съзвездието е 2 m. Но знаем, че Вега с нулев блясък (0 м) не е най-ярката звезда в небето (пета по блясък, трета за наблюдатели от ОНД). Следователно по-светлите звезди могат да имат отрицателна звездна величина, например (-1.5 m). Също така днес е известно, че сред небесните тела може да има не само звезди, но и тела, които отразяват светлината на звездите - планети, комети или астероиди. Величината на общата сума е -12.7 m.

Абсолютна величина и осветеност

За да може да се сравни истинската яркост на космическите тела, такава характеристика се развива като абсолютна звездна величина. Според него, стойността на видимата величина на обекта се изчислява, ако този обект е бил разположен на 10 (32.62) от Земята. В този случай няма зависимост от разстоянието до наблюдателя при сравняване на различни звезди.

Абсолютната величина за космическите обекти използва различно разстояние от тялото до наблюдателя. А именно 1 астрономическа единицав този случай, на теория, наблюдателят трябва да бъде в центъра на слънцето.

По-модерна и полезна стойност в астрономията се превърна в "светимост". Тази характеристика определя общата сума, която излъчва космическото тяло за определен период от време. За неговото изчисление служи само абсолютната величина.

Спектрална зависимост

Както бе споменато по-рано, величината може да бъде измерена различни видове  електромагнитно излъчване и следователно има различни стойности за всеки диапазон от спектъра. За снимка на космически обект, астрономите могат да използват

Ел Sueño де ла разон произвеждат monstruos

В астрономията, когато се говори за небесни тела, понякога се използват специфични термини, които характеризират техния цвят и яркост, например техния размер или индекс на цвета.

величина  - индикатор, характеризиращ яркостта на звезда или друг астрономически обект.

Има два вида звездни величини - видими и абсолютни.
Видима величина  характеризира яркостта, която виждаме или можем да видим. Тоест, той определя условията за наблюдение на обект от Земята.
Тази стойност произхожда от II в. Пр. Хр., Когато Хипарх предлагал да се разделят всичките звезди в яркост с шест величини - той нарече най-ярките и най-видими звезди първата величина, а най-тъмните - шестата.
Разбира се, такъв субективен подход не е приложим за съвременни цели, още повече, че повечето астрономически обекти не се виждат с просто око. В същото време характеристиката на видимата яркост е много полезно нещо. Следователно в наше време класификацията на Хипарх е модернизирана и измерима и обективна - и въпреки модернизацията, класовете на Хипарх са запазени.
В основата на класификацията на видимата яркост са два принципа.
Първо, яркостта се определя от броя на квантите на облъчване на обект, получени от окото или фотоприемника за единица време. Това ни позволява да оценим обективно яркостта.
Второ, тя взема предвид особеностите на човешкото зрение. Факт е, че човек оценява яркостта не линейно, а логаритмично - психофизиологичният закон на Вебер-Фехнер заявява, че за човек усещането, причинено от определен стимул, се променя пропорционално на логаритъма на интензивността на стимула, т.е. възприемаме яркостта на светлината пропорционално на логаритъма на светлината поток.
В тази връзка, видимата величина m се определя по формулата:
m = - 2.5 lgI + C,
където I е светлинният поток, а С е определена константа
Константата C е избрана така, че величината на звездните величини е възможно най-близка до Hipparch's, т.е. за много ярка звезда, видимата стойност на m е нула. Строго погледнато, С се избира така, че в горната формула m е нула за обект, който създава (без да се отчита влиянието на земната атмосфера) осветление от 2.54 · 10 ^ -6 lux.
Тогава звездата от първата величина създава осветеност, около 2.512 пъти по-ниска от посочената, втората величина - 6.31 пъти по-ниска и така нататък. Това означава, че увеличаването (намаляването) на величината на единица означава намаляване (увеличаване) на интензитета на светлината от източника с около 2.512 пъти и с пет единици - точно сто пъти. Обекти с магнитуд по-големи от шест почти не се виждат с просто око.

В същото време все още не е толкова просто. Звезда или друг обект излъчва (или отразява) светлина с различни дължини на вълните - и човек ги възприема по различен начин. При същата интензивност, зелена светлина се възприема по-ярка, червена - по-тъмна, а инфрачервената светлина, разбира се, не се възприема изобщо. Но фотографската пластина възприема светлината по свой собствен начин. И някакъв вид фотоприемник - по някакъв друг начин. Следователно има няколко видими величини.
Визуална величина V  определя се чрез броя на квантите, излъчвани от даден обект и възприемани чрез "физиологичен" зелен светлинен филтър, максимумът на който е равен на максималната чувствителност на очите на обикновен човек (555 нанометра).
Фотографска величина Б  се определя от броя на квантите, излъчвани от обекта и възприемани чрез стандартен син филтър, чийто максимум е 445 нанометра. Син светлинен филтър обикновено се използва при фотографиране на астрономически обекти в оптиката.
Ултравиолетова величина uизползва се филтър за ултравиолетова светлина с максимум 350 нанометра.
В резултат на това, ако се определят и трите количества, може да се охарактеризира реалният наблюдаван цвят на обекта. А именно, за тази цел, разликите на измерените звездни величини U и B (U-B), както и B и V (B-V), се наричат интегрирани цветни индикатори, Колкото са по-големи, толкова по-червен е обектът.
Разбира се, това не е всичко видимо. звездни величини, В допълнение към тези светлинни филтри се използват и други, а съответните звездни величини имат следните обозначения:
R (червен светлинен филтър) - 658 нанометра.
I - 806 нанометра.
Z - 900 нанометра.
Y - 1020 нанометра.
J - 1220 нанометра.
H - 1630 нанометра.
K - 2190 нанометра.
L - 3450 нанометра.
M - 4750 нанометра.
N - 10 500 нанометра.
Лесно е да се види, че величините от I до N принадлежат към инфрачервената област, от близката до далечната.
Но това не е всичко. Астрономическите обекти излъчват в целия спектър на електромагнитното излъчване, а много - най-вече изобщо не са във видимия диапазон (например, много горещи звезди излъчват главно ултравиолетово лъчение и много студено - инфрачервено). Следователно има друг индикатор за тяхната яркост - болометрична величина,  характеризиране на наблюдаваната радиационна мощност от Земята в целия диапазон от електромагнитни вълни едновременно.

За да илюстрирам, ето някои примери за видими величини:

Слънцето е -26.7 (забележете минуса!);

Луната на пълнолуние -12.74 (четиристотин хиляди пъти по-слаба);

Венера при максимум -4.67;

Юпитер на максимум -2.94;

Марс при максимум -2.91;

Сириус А -1.47;

Vega +0.03;

Rigel + 0.12;

Голям Магеланов облак +0.9;

Галактика Андромеда +3.44;

Най-яркият квазар е +12.6;

Най-далечната известна галактика +30.1;

Най-слабият обект, заснет от Хъбъл, е +31.5.
И примери за цветни индикатори:

Син супергигант Rigel: B-V = -0.03, U-B = -0.66;

Синият хипергиант е Carina: В-V = -0.45, U-B = 0.61;

Blue Hypergiant Gun: B-V = -0.93, U-B = -0.13;

Бял Sirius А: В-V = 0.01, U-B = -0.05;

Жълто слънце: B-V = 0.64, U-B = 0.18;

Червен Бетелгейзе: B-V = 1.86, U-B = 2.06.

Но това не е всичко.
Разбира се, видимата звездна величина не може обективно да характеризира истинската яркост на даден обект - тя определя само яркостта на този обект, който наблюдаваме и зависи от разстоянието до него.
Следователно за обективните характеристики е приет друг параметър - абсолютна величина M  (визуална, фотографска, ултравиолетова, болометрична), дефинирана като видима величина на този обект, ако е била разположена на разстояние 10 парсека (приблизително 32,616 светлинни години).
И тук нашето Слънце вече става незабележимо ... Нейната абсолютна величина е само +4.7. Но в Сириус +1,42. В Rigel -7 (! От разстояние от 32 светлинни години, той би бил стотици пъти по-ярък от Сириус!) В Eta Kiel -12 (!! още сто пъти по-ярка !!). В самото голяма звезда R136a1 -12.5. А най-ярката известна звезда LBV 1806-20 има абсолютна звездна величина от -14.2 и от разстояние от 10 парсека ще блесне почти пет пъти по-ярко в небето от пълната ни лунна луна.

Най-ярката експлозия на свръхнова е -20,4 (от разстояние 32,6 светлинни години би светело триста пъти по-слабо от Слънцето. Или повече от хиляда пъти по-светло от Луната) ...
Мъглявината Андромеда -21. Ако съберете цялата гигантска галактика до точка, тя би била малко по-силна от тази супернова.
Най-мощният гама-изриг е -36.4 ... Минус тридесет и шест с малко ... от разстояние от десет секунди щеше да е по-ярко от слънцето, което виждаме в нашето небе почти десет хиляди пъти, изгаряйки повърхността на Земята ...

За да обобщим:
Величината е по-малка, отколкото е, толкова по-ярка е видимата част. С величина по-голяма от шест, обектът вече не е видим за повечето хора с просто око. Повече от тридесет - обектът не се вижда в най-мощния съвременен телескоп. Намаляването с една стойност означава намаляване на яркостта с 2,5 пъти, с пет стойности - със сто. Звездната величина нула съответства на много ярка звезда (Вега).
Абсолютната величина е яркостта на обект, който би бил на разстояние 32.616 светлинни години.
И цвета на обекта. Индикаторът с нулев цвят е бял. По-малко от нула - синьо и колкото по-малък е индикаторът, толкова по-синьо е. По-голяма от нула е жълта. Много повече от нула (близо до единство) - оранжево. Забележимо повече единици - червено.

СТАРНА СТОЙНОСТ (видима величина), мярка за осветеността, създадена от небесно тяло (звезда, планета и т.н.) в равнина, перпендикулярна на падащите лъчи; измерване на яркостта на небесното тяло. Ако измерванията се вземат от Земята, тогава стойностите на звездните величини обикновено се изменят, за да се вземе предвид затихването на светлината в земната атмосфера и такива звездни величини са извън атмосферата. Идеята за „звездната величина“ е въведена през II в. Пр. Хр. От Хипарх, който разделя всички звезди, видими с невъоръжено око, на 6 групи (величини): към величината 1-ва звезда той приписва най-ярките звезди, на шестата - най-слабата. , Величината m е свързана с осветяването Е чрез зависимостта m = klgE + С 0. Коефициентът k, по предложение на английския астроном Н. Погсон (средата на 19-ти век), се приема за -2,5; определя стъпката на скалата на величината, а константата С 0 - нейната нулева точка, която се определя от резултатите от измерванията на определена група звезди, избрани като стандартни. Промяната в звездната величина с 5 единици съответства на промяна в интензитета на светлината от 100 пъти. По този начин скалата на величината е логаритмична с основата (100) 1/5 = 10 0.4 ≈ 2.512. Колкото по-ярка е светлината, толкова по-малка е нейната величина; в особено ярки звезди той е отрицателен.

Има визуални звездни величини (определени от окото с помощта на визуален фотометър), фотографски (от изображения на емулсия), фотоелектрични (с помощта на фотоелектричен фотометър) и болометрични (с използване на болометри). Звездните величини, получени чрез фотографиране на звездите на фотографска плака с ортохроматична или панхроматна емулсия през жълт светлинен филтър, се наричат ​​фотовизуални (те са близки до визуалните). Използването на различни радиационни приемници и светлинни филтри дава възможност да се измери яркостта на звездите в различните части на спектъра и по този начин да се определят звездните величини в различни фотометрични системи (виж Астрофотометрията). Най-често използваната е UBV системата, в която звездните величини са дадени в ултравиолетовите U, сини B и жълтите V части на спектъра. Стойностите на В са близки до фотографските, а стойностите на V съвпадат с фотовизуалните. В допълнение към UBV системата, звездните величини се използват в червените и инфрачервените области на спектъра: R, I, J, H, K и др. Разликите в звездните величини, наречени цветни индекси (например B-V, U-B и др.) характеризират разпределението на енергията в спектрите на звездите.

Величината е безразмерно количество. За да го посочат, те обикновено използват буквата m (от латинската величина - стойност) под формата на десен горен индекс за число, например 6 m. Ако е определен спектърът (например V или m V), тогава индексът m обикновено не е посочен. Точността на фотографските и визуалните измервания на блясъка на звездите е около 0.05 m, фотоелектрична - около 0.01 m. Най-ярката звезда в нощното небе, Сириус, има величина m V = -1.46, най-слабите измерени звезди принадлежат на 28 m. Величината на Слънцето m V = -26,8, пълнолуние m V = -12,7.

В допълнение към видимата звездна величина, астрономията използва концепцията за абсолютна звездна величина - звездната величина, която небесното тяло би имало, ако беше на стандартно разстояние от 10 pc от Земята. Абсолютните звездни величини (за разлика от видимите) характеризират физическите свойства на самите светила, тяхната светимост. Абсолютната величина M е свързана с видимата величина m по зависимостта: M = m + 5 - 5 · lgr, където r е разстоянието до звездата, изразено в парсек.

Лит .: Миронов А. В. Прецизна фотометрия. М., 2007.