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.

Представляем вашему вниманию несколько терминов, с которыми ваши познания в астрономии станут более глубокими.

Видимая звездная величина

Количество звезд на ночном небе, доступных невооруженному взгляду, не так велико, как кажется. Если иметь хорошую остроту зрения и выбраться за город, подальше от уличного освещения, то для наблюдения будут доступны около 6000 звезд. При этом половина из них всегда будет скрыта от наблюдателя за горизонтом. Но даже этого количества достаточно, чтобы заметить, насколько звезды отличаются по своей яркости. Замечали это и античные ученые. Живший во II веке до нашей эры древнегреческий математик и астроном Гиппарх разделил все наблюдаемые им звезды на шесть величин. Самые яркие он отнес к первой величине, самые тусклые – к шестой. В целом, этот принцип используется и сейчас. Но сегодня возможности астрономии позволяют наблюдать бесчисленное количество звезд, большинство из которых настолько тусклые, что наблюдать невооруженным взглядом их невозможно. А само понятие звездной величины применяется не только для далеких звезд, но и для других объектов – Солнца, Луны, искусственных спутников, планет и так далее. Поэтому и считается, что звездная величина – это безразмерная числовая характеристика яркости объекта.

Как следует из вышесказанного, видимая звездная величина самых ярких объектов будет отрицательная. Для сравнения, звездная величина Солнца равна –26,7, а звездная величина ближайшей к нашему светилу, но не видимой невооруженным взглядом звезды Проксима Центавра составляет +11,1. Максимальная звездная величина Марса равна? 2,91. Спутник «Маяк», который создали и планируют отправить на орбиту молодые российские ученые, как запланировано должен иметь звездную величину не более?10. И если все удастся, он на некоторое время станет самым ярким объектом на ночном небе, если, конечно, не считать Луны в полнолуние (?12,74).

Абсолютная звездная величина

Денеб – одна из самых больших звезд, известных науке, имеет звездную величину +1,25. Ее диаметр примерно равен диаметру орбиты Земли и больше диаметра Солнца в 110 раз. Расстояние до этого исполина – 1 640 световых лет. Хотя ученые еще спорят по этому вопросу, уж очень это далеко. Большинство звезд, находящихся на таком удалении, можно увидеть только в телескоп. Если бы мы были к этой звезде ближе, то и яркость Денеба на небе была бы куда выше. Тем самым видимая звездная величина зависит как от светимости объекта, так и от расстояния до него. Чтобы можно было сравнить светимость разных звезд между собой, используют абсолютную звездную величину. Для звезд она определяется как видимая звездная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Если расстояние до звезды известно, то абсолютную звездную величину рассчитать несложно.

Абсолютная звездная величина Солнца составляет +4,8 (видимая, напомним, ?26,7). Сириус – самая яркая звезда ночного неба – имеет видимую величину?1,46, но абсолютную всего +1,4. Что, впрочем, неудивительно, ведь бриллиант ночного неба (как называют эту звезду) находится близко от нас: на расстоянии всего 8,6 световых лет. А вот абсолютная звездная величина уже упомянутого Денеба составляет?6,95.

Параллакс

Никогда не задумывались, как ученые определяют расстояние до звезды? Ведь лазерным дальномером это расстояние не измеришь. На самом деле, все просто. В течение года положение звезды на небе изменяется вследствие обращения Земли по орбите вокруг Солнца. Такое изменение называется годичным параллаксом звезды. Чем ближе звезда к нам, тем больше ее смещение на фоне звезд, которые находятся дальше. Но даже у ближайших звезд такое смещение чрезвычайно мало. Невозможность обнаружить параллакс у звезд в свое время была одним из аргументов против гелиоцентрической системы мира. Удалось это сделать только в XIX веке. В нынешнее время для измерения параллаксов, а следовательно и расстояний до звезд, на орбиты выводят специальные космические телескопы. Телескоп Hipparcos Европейского космического агентства (названный в честь того самого Гиппарха, который классифицировал звезды по яркости) позволил измерить параллаксы более 100 тысяч звезд. В декабре 2013 года выведен на орбиту его преемник Gaia.

Параллактическое смещение близких звезд на фоне далёких

Собственно, параллакс (а это не только астрономическое понятие) представляет собой изменение видимого положения объекта относительно удаленного фона (в нашем случае более дальних звезд) в зависимости от положения наблюдателя. Используется он и в геодезии. Имеет значение для фотографии. Измеряется параллакс в угловых секундах (секундах дуги).

Световой год

Мерить расстояния в космическом пространстве в километрах совсем не удобно. К примеру, расстояние до ближайшей к нам звезды Проксима Центавра? 4,01?1013километров (40,1 триллиона километров). Достаточно сложно представить это расстояние. Но если измерить это расстояние в световых годах, единице длины, равной расстоянию, проходимому светом за один год, то получится 4,2 световых года. Свет от этого красного карлика идет к нам примерно 4 года и 3 месяца. Все просто.

Парсек

А вот с другой единицей длины, применяемой в астрономии, не все так просто. Расстояние до звезды Проксима Центавра, измеренное в парсеках, составляет 1,3 единицы. Само слово «парсек» образовано из слов «параллакс» и «секунда» (имеется в виду угловая секунда, равная 1/3600 градуса, вспомните школьный транспортир). Тот самый параллакс, благодаря которому мы можем измерять расстояния до звезд. Парсек (обозначается «пк») ? это расстояние, с которого отрезок длиной в одну астрономическую единицу (радиус земной орбиты), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду.

Галактический рукав

Наш Млечный Путь имеет диаметр 100 000 световых лет. Он относится к одному из основных типов галактик. Млечный Путь – это спиральная галактика с перемычкой. Все звезды, которые мы видим на небе невооруженным взглядом, находятся в нашей Галактике. Всего Млечный Путь содержит, по разным оценкам, от 200 до 400 миллиардов звезд. Как же сориентироваться и узнать, где среди этих миллиардов звезд находится Солнце?

Млечный Путь – спиральная галактика, и она имеет спиральные галактические рукава, расположенные в плоскости диска. Галактический рукав – это структурный элемент спиральной галактики. Основное количество звезд, пыли и газа содержится именно в галактических рукавах.

Галактические рукава Млечного Пути

Таких рукавов несколько, но основные это рукав Стрельца, рукав Лебедя, рукав Персея, рукав Центавра и рукав Ориона. Такие названия они получили по имени созвездий, в которых можно наблюдать основной массив рукавов. Рукав Ориона, по сравнению с другими, небольшой. Иногда его даже называют Шпора Ориона. Его длина всего около 11 000 световых лет. Но для нас этот рукав примечателен тем, что Солнце и небольшая Голубая планета, обращающаяся вокруг него и являющаяся нашим домом, находятся именно в нем.

Апоцентр и перицентр

Большинство из известных орбит искусственных спутников и небесных тел эллиптические. А для любой эллиптической орбиты всегда можно указать точку, ближайшую к центральному телу и наиболее удаленную от него. Ближайшая точка называется перицентром, а наиболее удаленная – апоцентром.

Апоцентр (справа) и перицентр (слева)

Но, как правило, вместо слова «центр», после «пери-» или «апо-», подставляют название тела, вокруг которого происходит движение. Так, для орбит искусственных спутников Земли (Гея – на древнегреческом языке) и орбиты Луны применяют термины апогей и перигей. Для окололунной (Луна – Селена) орбиты иногда применяются апоселений и периселений. Ближайшая к Солнцу (Гелиос) точка орбиты нашей планеты или другого небесного тела Солнечной системы – перигелий, дальняя – афелий или апогелий. Для орбит вокруг других звезд (астрон – звезда) – периастр и апоастр.

Астрономическая единица

Перигелий орбиты нашей планеты (ближайшая точка орбиты к Солнцу) составляет 147 098 290 км (0,983 астрономических единиц), афелий – 152 098 232 км (1,017 астрономических единиц). А вот если взять среднее расстояние от Земли до Солнца, то получается удобная единица измерения в космосе. Для тех расстояний, где в километрах мерить уже неудобно, а в световых годах и парсеках еще неудобно. Такая единица измерения называется «астрономической единицей» (обозначается «а. е.») и применяется для определения расстояний между объектами Солнечной системы, внесолнечных систем, а также между компонентами двойных звезд. После нескольких уточнений астрономическая единица признана равной 149597870,7 километрам.

Тем самым Земля удалена от Солнца на расстояние 1 а. е., Нептун, самая далекая от Солнца планета, – на расстояние около 30 а. е. Расстояние от Солнца до самой близкой к нему планеты – Меркурия – всего 0,39 а. е. А в момент следующего великого противостояния Марса и Земли, 27 июля 2018 года, расстояние между планетами сократится до 0,386 а. е.

Предел Роша

В космосе нет ничего постоянного. Просто для изменения привычного нам порядка требуются миллионы лет. Так, если некий наблюдатель через несколько миллионов лет будет наблюдать Марс, то он может не обнаружить у него одного или даже двух его спутников. Как известно, больший из спутников красной планеты – Фобос – приближается к ней на 1,8 метра за столетие. Фобос движется на расстоянии всего около 9 000 км от Марса. Для сравнения, орбиты навигационных спутников находятся на высоте 19 400–23 222 км, геостационарная орбита – 35 786 км, а Луна, естественный спутник нашей планеты, находится от Земли на расстоянии 385 000 км.

Пройдет еще 10–11 миллионов лет, и Фобос перейдет свой предел Роша, в результате чего разрушится. Предел Роша, названный так по имени Эдуарда Роша, впервые рассчитавшего такие пределы для некоторых спутников, – это расстояние от планеты (звезды) до ее спутника, ближе которого спутник разрушается приливными силами. Как было установлено, сила притяжения планеты компенсируется центробежной силой только в центре масс спутника. В других точках спутника такого равенства сил нет, что и является причиной образования приливных сил. В результате действия приливных сил спутник сначала приобретает эллипсоидальную форму, а при прохождении предела Роша разрывается ими. А вот орбита другого спутника красной планеты – Деймоса (высота орбиты около 23 500 км) – с каждым разом все дальше. Рано или поздно он преодолеет притяжение Марса и отправится в самостоятельное странствие по Солнечной системе.

Ланиакея

Сможете ли вы сказать, где во Вселенной находится наша планета? Конечно, планета Земля находится в Солнечной системе, которая, в свою очередь, находится в Рукаве Ориона – небольшом галактическом рукаве Млечного Пути. Ну а дальше? Наша Галактика, ближайшие к нам галактика Андромеды, галактика Треугольника и еще более 50 галактик входят в так называемую Местную группу галактик, которая является составной сверхскопления Девы.

Ланиакея и Млечный путь

А вот уже сверхскопление Девы, называемое также Местное сверхскопление галактик, сверхскопления Гидры-Центавра и Павлина-Индейца, а также Южное сверхскопление образуют сверхскопление галактик, называемое Ланиакея. Оно содержит в себе примерно 100 тысяч галактик. Диаметр Ланиакеи – 500 миллионов световых лет. Для сравнения, диаметр нашей Галактики – всего-то 100 тысяч световых лет. В переводе с гавайского Ланиакея означает «необъятные небеса». Что в целом точно отражает тот факт, что в обозримом будущем долететь до края этих «небес» мы вряд ли сможем.

Ланиакея и соседнее сверхскопление галактик Персея-Рыб

Даже далекие от астрономии люди знают, что звезды имеют разный блеск. Наиболее яркие звезды без труда видны на засвеченном городском небе, а самые тусклые едва различимы при идеальных условиях наблюдения.

Для характеристики блеска звезд и других небесных светил (например, планет, метеоров, Солнца и Луны) ученые выработали шкалу звездных величин.

Видимая звездная величина (m; часто ее называют просто "звездная величина") указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него.

Это безразмерная астрономическая величина, характеризующая создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя освещенность.

Освещённость – световая величина, равная отношению светового потока, падающего на малый участок поверхности, к его площади.
Единицей измерения освещённости в Международной системе единиц (СИ) служит люкс (1 люкс = 1 люмену на квадратный метр), в СГС (сантиметр-грамм-секунда) – фот (один фот равен 10 000 люксов).

Освещённость прямо пропорциональна силе света источника света. При удалении источника от освещаемой поверхности её освещённость уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния (закон обратных квадратов).

Субъективно видимая звездная величина воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных).

При этом блеск одного источника указывают путем его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Такими эталонами обычно служат специально подобранные непеременные звезды.

Звездную величину сначала ввели как указатель видимого блеска звезд в оптическом диапазоне, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: инфракрасный, ультрафиолетовый.

Таким образом, видимая звёздная величина m или блеск является мерой освещённости Е, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения.

Исторически все началось более 2000 лет назад, когда древнегреческий астроном и математик Гиппарх (II век до нашей эры) поделил видимые глазом звезды на 6 величин.

Самым ярким звездам Гиппарх присвоил первую звездную величину, а самым тусклым, едва видимым глазом, – шестую, остальные равномерно распределил по промежуточным величинам. Причем, разделение на звездные величины Гиппарх произвел так, чтобы звезды 1-й величины казались настолько ярче звезд 2-й величины, насколько те кажутся ярче звезд 3-й величины и т. д. То есть от градации к градации блеск звезд изменялся на одну и ту же величину.

Как позже выяснилось, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину – эмпирический психофизиологический закон Вебера – Фехнера , согласно которому интенсивность ощущения прямо пропорциональна логарифму интенсивности раздражителя.

Это связано с особенностями человеческого восприятия, для примера, если в люстре последовательно зажигается 1, 2, 4, 8, 16 одинаковых лампочек, то нам кажется, что освещенность в комнате все время увеличивается на одну и ту же величину. То есть количество включаемых лампочек должно увеличиваться в одинаковое число раз (в примере вдвое), чтобы нам казалось, что прирост яркости постоянен.

Логарифмическая зависимость силы ощущения Е от физической интенсивности раздражителя Р выражается формулой:

Е = к log P + a, (1)

где k и a – некие постоянные, определяемые данной сенсорной системой.

В середине 19 в. английский астроном Норман Погсон осуществил формализацию шкалы звездных величин, которая учитывала психофизиологический закон зрения.

Основываясь на реальных результатах наблюдений, он постулировал, что

ЗВЕЗДА ПЕРВОЙ ВЕЛИЧИНЫ РОВНО В 100 РАЗ ЯРЧЕ ЗВЕЗДЫ ШЕСТОЙ ВЕЛИЧИНЫ.

При этом в соответствии с выражением (1) видимая звездная величина определяется равенством:

m = -2,5 lg E + a, (2)

2,5 – коэффициент Погсона, знак минус – дань исторической традиции (более яркие звезды имеют меньшую, в т. ч. отрицательную, звездную величину);
a – нуль-пункт шкалы звёздных величин, устанавливаемый международным соглашением, связанным с выбором базовой точки измерительной шкалы.

Если Е 1 и Е 2 соответствуют звёздным величинам m 1 и m 2 , то из (2) следует, что:

E 2 /E 1 = 10 0,4(m 1 - m 2) (3)

Уменьшение звездной величины на единицу m1 - m2 = 1 приводит к увеличению освещённости Е примерно в 2,512 раза. При m 1 - m 2 = 5, что соответствует диапазону от 1-й до 6-й звездной величины, изменение освещенности будет Е 2 /Е 1 =100.

Формула Погсона в её классическом виде устанавливает связь между видимыми звездными величинами:

m 2 - m 1 = -2,5 (lgE 2 - lgE 1) (4)

Данная формула позволяет определять 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 m). Сначала в качестве 0 m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для визуальных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосе V системы UBV, её блеск равен +0,03 m , что на глаз неотличимо от нуля).

Обычно же нуль-пункт шкалы звездных величин принимают условно по совокупности звезд, тщательная фотометрия которых выполнена различными методами.

Также за 0 m принята вполне определенная освещенность, равная энергетической величине E=2,48*10 -8 Вт/м². Собственно, именно освещенность и определяют при наблюдениях астрономы, а уже потом ее специально переводят в звездные величины.

Делают они это не только потому что «так привычнее», но и потому что звездная величина оказалась очень удобным понятием.

звездная величина оказалась очень удобным понятием

Измерять освещенность в ваттах на квадратный метр крайне громоздко: для Солнца величина получается большой, а для слабых телескопических звезд – очень маленькой. В то же время оперировать звездными величинами гораздо легче, так как логарифмическая шкала исключительно удобна для отображения очень больших диапазонов значений величин.

Погсоновская формализация в последующем стала стандартным методом оценки звёздной величины.

Правда, современная шкала уже не ограничивается шестью звездными величинами или только видимым светом. Очень яркие объекты могут иметь отрицательную звездную величину. Например, Сириус, ярчайшая звезда небесной сферы, имеет звездную величину минус 1,47 m . Современная шкала позволяет также получить значение для Луны и Солнца: полнолуние имеет звездную величину -12,6 m , а Солнце -26,8 m . Орбитальный телескоп «Хаббл» может наблюдать объекты, блеск которых составляет величины примерно до 31,5 m .

Шкала звездных величин
(шкала – обратная: меньшим значениям соответствуют более яркие объекты)

Видимые звездные величины некоторых небесных тел

Солнце: -26,73
Луна (в полнолуние): -12,74
Венера (в максимуме блеска): -4,67
Юпитер (в максимуме блеска): -2,91
Сириус: -1,44
Вега: 0,03
Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом: около 6,0
Солнце с расстояния 100 световых лет: 7,30
Проксима Центавра: 11,05
Самый яркий квазар: 12,9
Самые слабые объекты, снимки которых получены телескопом «Хаббл»: 31,5

Яркость, точнее, блеск звёзд астрономы измеряют в звёздных величинах . Неслишком оригинальный термин, введенный еще во втором веке до нашей эры греческим астрономом Гиппархом.

Гиппарх делил звезды по яркости на шесть степеней, на шесть звездных величин, называя самые яркие звёзды звёздами первой величины, а самые слабые, едва видимые глазом, относил к шестой звездной велчине. Промежуточные по яркости звезды распределялись по величинам субъективно, "на глазок", так, чтобы "ступеньки" звездных величин были примерно одинаковы.

Позже выяснилось, что субъективно равномерные "ступеньки" от одной звездной величины к следующей соответсвует экспоненциальному росту физической яркости (светового потока). Другими словами, видимый блеск увеличивается на ступеньку, а физическая ярксоть - в несколько раз. Таково свойство любых физиологических ощущений, они подчиняются логарифмическому закону: интенсивность ощущения пропорциональна логарифму интенсивности раздражителя .

Принятно, что разность в 5 звездных ведичин (обозначается 5 m) соответствует стократному изменениею светового потока. Соответственно одна звездная величина - это изменение светового потока примерно в два с половиной раза. За нулевую звездных величину была выбрана звезда Вега, но самые яркие звезды не поместились в шкалу и имеют отрицательную звездную величину, это Сириус, Канопус, альфа Центавра и Арктур.

Чем больше звёздная величина, то есть чем тусклее звёзды, тем их больше. Анализ Каталога ярких звезд , включающего все звёзды ярче 6.5 m , дает хорошую зависимость: с увеличением на одну звёздную величину число звёзд вырастает в 3 раза. Обраите внимание: здесь тоже появляется экспоненциальная зависимость! Очень многие процессы в природе описываются экспонентой.

Чтобы увидеть эту экспоненциальную зависимость, удобно использовать графики с логарифмической шкалой, что я и делаю на втором рисунке. Там же дабавлены звезды каталога "Альмагеста" Птолемея (II век н.э.), самого древнего сохранившегося каталога, и каталога Угулбека. В них звёздные величины определены гиппарховым способом "на глазок"; тем не менее видно, что они, в общем, соответствуют современным. Избыток звёзд величины 3 и 4 объясняется переоценкой яркости тусклых звезд. Кроме того ясно видно, что античные астрономы опускали огромное число самых слабых звёзд 5 и 6 величины.

Описание

×

Описание таблицы

Таблица включает количество звёзд ярче определенной звёздной величины.

Звездная величина Предельная звездная величина. Каталог ярких звёзд Количество звёзд ярче указанной звёздной величины из Каталог ярких звёзд . Альмагест Количество звёзд ярче указанной звёздной величины из каталога "Альмагеста" . Улугбек Количество звёзд ярче указанной звёздной величины из каталога Улугбека .

Первый график показывает зависимость количества звёзд ярче звёздной величины от звёздной величины.

Второй график показывает зависимость количества звёзд ярче звёздной величины от звёздной величины в лагорифмической шкале для различных каталогов.

Если в ясную безоблачную ночь поднять голову вверх, то можно увидеть множество звёзд. Так много, что, кажется, и не счесть вовсе. Оказывается, что небесные светила, видимые глазу, всё же посчитаны. Их насчитывается около 6 тыс. Это общее число как для северного, так и для южного полушарий нашей планеты. В идеале мы с вами, находясь, к примеру, в северном полушарии, должны были бы видеть приблизительно половину от их общего числа, а именно где-то 3 тыс. звёзд.

Мириады зимних звёзд

К сожалению, рассмотреть все имеющиеся звёзды практически невозможно, ведь для этого понадобятся условия с идеально прозрачной атмосферой и полное отсутствие любых источников света. Даже если вы окажетесь в чистом поле вдали от городской засветки глубокой зимней ночью. Почему зимой? Да потому, что летние ночи гораздо светлее! Это связано с тем, что солнце недалеко заходит за горизонт. Но даже и в этом случае нашему глазу будет доступно не более 2,5-3 тыс. звёзд. Почему же так?

Всё дело в том, что зрачок человеческого глаза, если его представить в качестве собирает определённое количество света от разных источников. В нашем случае источниками света являются звёзды. Сколько мы их увидим, напрямую зависит от диаметра линзы оптического прибора. Естественно, стекло объектива бинокля или телескопа имеет больший диаметр, чем зрачок глаза. Поэтому и будет собирать больше света. Вследствие этого с помощью астрономических приборов можно увидеть гораздо большее количество звёзд.

Звёздное небо глазами Гиппарха

Конечно, вы замечали, что звёзды отличаются по яркости, или, как говорят астрономы, по видимому блеску. В далёком прошлом люди также обратили на это внимание. Древнегреческий астроном Гиппарх поделил все видимые небесные светила на звёздные величины, имеющие VI классов. Самые яркие из них "заработали" I, а самые невыразительные он охарактеризовал как звёзды VI категории. Остальные были разделены на промежуточные классы.

Впоследствии выяснилось, что разные звёздные величины имеют между собой некую алгоритмическую связь. А искажение яркости в равное количество раз нашим глазом воспринимается как удаление на одинаковое расстояние. Таким образом, стало известно, что сияние звезды I категории ярче сияния II примерно в 2,5 раза.

Во столько же раз звезда II класса ярче III, а небесное светило III, соответственно, - IV. В итоге разница между свечением звёзд I и VI величин отличается в 100 раз. Таким образом, небесные светила VII категории находятся за порогом человеческого зрения. Немаловажно знать, что звёздная величина — это не размер звезды, а её видимый блеск.

Что является абсолютной звёздной величиной?

Звёздные величины бывают не только видимыми, но и абсолютными. Этот термин применяют, когда необходимо сравнить между собой две звезды по их светимости. Чтобы это сделать, каждую звезду относят на условно-стандартное расстояние в 10 парсек. Иными словами, это величина звёздного объекта, которую он имел бы, если находился на расстоянии 10 ПК от наблюдателя.

К примеру, звёздная величина нашего солнца -26,7. А вот с расстояния в 10 ПК наша звезда была бы едва заметным глазу объектом пятой величины. Отсюда следует: чем выше светимость небесного объекта, или, как ещё говорят, энергия, которую звезда излучает в единицу времени, тем больше вероятность, что абсолютная звёздная величина объекта примет отрицательное значение. И наоборот: чем меньше светимость, тем выше будут положительные значения объекта.

Самые яркие звёзды

Все звёзды имеют различный видимый блеск. Одни немного ярче первой величины, вторые - намного слабее. Ввиду этого были введены дробные величины. К примеру, если видимая звёздная величина по своему блеску находится где-то между I и II категорией, то её принято считать звездой 1,5 класса. Также существуют звёзды с величинами 2,3…4,7…и т. д. Например, Процион, входящий в экваториальное созвездие Малого Пса, лучше всего виден по всей России в январе или феврале. Её видимый блеск - 0,4.

Примечательно, что I звёздная величина кратна 0. Только одна звезда практически точно соответствует ей — это Вега, ярчайшее светило в Её блеск составляет примерно 0,03 звёздной величины. Однако есть светила, которые ярче её, но их звёздная величина носит отрицательный характер. Например, Сириус, который можно наблюдать сразу в двух полушариях. Его светимость - -1,5 звёздной величины.

Отрицательные звёздные величины присвоены не только звёздам, но и другим небесным объектам: Солнцу, Луне, некоторым планетам, кометам и космическим станциям. Однако существуют звёзды, которые могут менять свой блеск. Среди них есть множество звёзд пульсирующих, с переменными амплитудами блеска, но встречаются и такие, у которых можно наблюдать несколько пульсаций одновременно.

Измерение звёздных величин

В астрономии практически все расстояния измеряет геометрическая шкала звёздных величин. Фотометрический способ измерений используется для далёких расстояний, а также если нужно сравнить светимость объекта с его видимым блеском. В основном расстояние к ближайшим звёздам определяют по их годичному параллаксу — большой полуоси эллипса. Запущенные в будущем космические спутники увеличат визуальную точность изображений не менее чем в несколько раз. К сожалению, пока для расстояний более чем 50-100 ПК применяют другие методы.