Видима зоряна величина

Ви́дима зо́ряна величина́ (позначається m — від англ. magnitude) — безрозмірнісна величина, яка характеризує блиск небесного тіла (кількість світла, що надходить від нього) з погляду земного спостерігача. Що яскравіший об'єкт, тим менша його видима зоряна величина.

Астероїд 65 Кібела та дві зірки з позначеними величинами

Слово «видима» у назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається із Землі, і вживається для того, щоб відрізняти її від абсолютної зоряної величини. Ця назва стосується не лише видимого світла. Величина, яка сприймається людським оком (чи іншим приймачем з такою ж спектральною чутливістю), називається візуальною.

Зоряна величина позначається маленькою літерою m у вигляді верхнього індексу до числового значення. Наприклад, 2^m означає другу зоряну величину.

Історія

Поняття зоряної величини запровадив давньогрецький астроном Гіппарх у II сторіччі до нашої ери. Він розподілив усі доступні неозброєному оку зорі на шість величин: найяскравіші він назвав зорями першої величини, найтьмяніші — шостої. Для проміжних величин вважалося, що, скажімо, зорі третьої величини, настільких ж тьмяніші за зорі другої, наскільки вони яскравіші за зорі четвертої. Цей спосіб вимірювання блиску набув поширення завдяки «Альмагесту» — зоряному каталогу Клавдія Птолемея.

Така класифікаційна шкала майже без змін застосовувалася до середини 19 сторіччя. Першим, хто поставився до зоряної величини як до кількісної, а не якісної характеристики, був Фрідріх Аргеландер. Саме він почав впевнено застосовувати десяткові частки зоряних величин^[1].

1856 року Норман Погсон формалізував шкалу зоряних величин, встановивши, що зірка першої величини рівно у 100 разів яскравіша за зірку шостої величини. Оскільки відповідно до закону Вебера — Фехнера зміна освітленості в однакову кількість разів сприймається оком як зміна на однакову величину, то різниця в одну зоряну величину відповідає зміні інтенсивності світла в ${\sqrt[{5}]{100}}$ ≈ 2,512 раза. Це ірраціональне число, яке називають числом Погсона.

Отже, шкала зоряних величин є логарифмічною: різниця зоряних величин двох об'єктів визначається рівнянням:

m_{1}-m_{2}=-2,5\,\mathrm {lg} \left({\frac {L_{1}}{L_{2}}}\right)

,

де:

m_{1}

,

m_{2}

— зоряні величини об'єктів,

L_{1}

,

L_{2}

— освітленості, що створюються ними.

Ця формула дає можливість визначити лише різницю зоряних величин, але не самі величини. Щоб за її допомогою побудувати абсолютну шкалу, необхідно задати нуль-пункт — освітленість, якій відповідає нульова зоряна величина (0^m). Спочатку Погсон застосовував як еталон Полярну зорю, поклавши, що вона має рівно другу величину. Після того, як з'ясувалося, що Полярна є змінною зорею, шкалу почали прив'язувати до Веги (якій приписували нульову величину), а потім (коли у Веги теж запідозрили змінність) нуль-пункт шкали перевизначили за допомогою кількох інших зір. Втім, для візуальних спостережень Вега може слугувати еталоном нульової зоряної величини й далі, оскільки її зоряна величина у видимому світлі дорівнює +0,03^m, що на око не відрізняється від нуля.

Сучасна шкала зоряних величин не обмежується шістьма величинами чи тільки видимим світлом. Зоряна величина дуже яскравих об'єктів є від'ємною. Наприклад, Сіріус, найяскравіша зірка нічного неба, має видиму зоряну величину −1,47^m^[2]. Сучасна техніка дозволяє також виміряти блиск Місяця і Сонця: повний Місяць має видиму зоряну величину −12,6^m, а Сонце −26,8^m. Орбітальний телескоп «Габбл» може спостерігати зірки до 31,5^m у видимому діапазоні.

Спектральна залежність

Зоряна величина залежить від спектрального діапазону, в якому здійснюється спостереження, тому що світловий потік від будь-якого об'єкта в різних діапазонах різний.

Болометрична зоряна величина показує повну потужність випромінювання об'єкта, тобто сумарний потік у всіх спектральних діапазонах. Вимірюється болометром.

Найбільш розповсюджена фотометрична система — система UBV — має 3 смуги (спектральні діапазони, в яких здійснюються вимірювання). Відповідно, там існують:

ультрафіолетова зоряна величина (U) — визначається в ультрафіолетовому діапазоні;

«синя» зоряна величина (B) — визначається в синьому діапазоні;

візуальна зоряна величина (V) — визначається у видимому діапазоні; крива спектральної чутливості вибрана так, щоб найкраще відповідати людському зору. Око найчутливіше до жовто-зеленого світла з довжиною хвилі близько 555 нм.

Різниця (U−B чи B−V) між зоряними величинами одного й того же об'єкта в різних смугах показує його колір і називається показником кольору. Чим більший показник кольору, тим червоніший об'єкт.

Є й інші фотометричні системи, у кожній з яких є різні смуги і, відповідно, можна виміряти різні величини. Наприклад, у старій фотографічній системі використовувались такі величини:

фотовізуальна зоряна величина (m_pv) — міра зчорнення зображення об'єкта на фотопластинці з оранжевим світлофільтром;

фотографічна зоряна величина (m_pg) — вимірюється на звичайній фотопластинці, що чутливіша до синього та ультрафіолетового діапазонів спектру.

Видимі зоряні величини деяких об'єктів

Об’єкт	m
Сонце	−26,73
Повний Місяць	−12,92
Спалах Ірідіуму (максимум)	−9,50
Венера (максимум)	−4,89
Венера (мінімум)	−3,50
Юпітер (максимум)	−2,94
Марс (максимум)	−2,91
Меркурій (максимум)	−2,45
Юпітер (мінімум)	−1,61
Сіріус (найяскравіша зоря неба)	−1,47
Канопус (2-га за яскравістю зоря неба)	−0,72
Сатурн (максимум)	−0,49
Альфа Центавра сукупна яскравість А,В	−0,27
Арктур (3-тя за яскравістю зоря неба)	−0,05
Альфа Центавра А (4-та за яскравістю зоря неба)	−0,01
Вега (5-та за яскравістю зоря неба)	+0,03
Сатурн (мінімум)	+1,47
Марс (мінімум)	+1,84
SN 1987A — наднова зоря 1987 року у Великій Магеллановій Хмарі	+3,03
Туманність Андромеди	+3,44
Найслабші зорі,які видно у мегаполісах	+3...+4
Ганімед — супутник Юпітера, найбільший супутник Сонячної системи (максимум)	+4,38
4 Веста (найяскравіший астероїд), у максимумі	+5,14
Уран (максимум)	+5,32
Галактика Трикутника (М33), видима неозброєним оком при хорошому небі	+5,72
Меркурій (мінімум)	+5,75
Уран (мінімум)	+5,95
Найтьмяніші зорі, видимі неозброєним оком у сільській місцевості	+6,50
Церера (максимум)	+6,73
NGC 3031(М81), видима неозброєним оком при ідеальному небі	+6,90
Найтьмяніші зірки, видимі неозброєним оком на ідеальному небі (Обсерваторія Мауна-Кеа, пустеля Атакама)	+7,72
Нептун (максимум)	+7,78
Нептун (мінімум)	+8,01
Титан — супутник Сатурна, 2-й за розміром супутник Сонячної системи (максимум)	+8,10
Проксіма Центавра	+11,10
Найяскравіший квазар	+12,60
Плутон (максимум)	+13,65
Макемаке в опозиції	+16,80
Хаумеа в опозиції	+17,27
Ерида в опозиції	+18,70
Найслабші зорі, видимі на знімку CCD-детектора на 24" телескопі при витримці у 30 хв	+22
Найтьмяніший об’єкт, доступний на 8-метровому наземному телескопі	+27
Найтьмяніший об’єкт, доступний на орбітальному телескопі «Габбл»	+31,5
Найтьмяніший об’єкт, що буде доступний на 39-метровому наземному телескопі	+36
Найтьмяніший об’єкт, що може бути доступним для приголомшливо великого телескопа (OWL)	+38

Див. також

Примітки

↑ Миронов А. В. (2005). Основы астрофотометрии (PDF). с. 40. Архів оригіналу (PDF) за 24 червня 2013. Процитовано 7 вересня 2012.(рос.)
↑ SIMBAD Query result: Sirius. SIMBAD. Архів оригіналу за 24 червня 2013. Процитовано 21 червня 2010. (англ.)

Література

Сурдин В. Г. Звездная величина. Глоссарий Astronet.ru (російською) . Архів оригіналу за 28 листопада 2010. Процитовано 16 вересня 2012.
Миронов А. В. (2005). Основы астрофотометрии (PDF). Архів оригіналу (PDF) за 24 червня 2013. Процитовано 7 вересня 2012.
Миронов А. В. (1997). Прецизионная фотометрия. «Астронет». Архів оригіналу за 24 червня 2013. Процитовано 7 вересня 2012.

Посилання

Пікселі, логарифми і стародавні греки на YouTube (відео про зоряні величини і їх вимірювання)

[1] Миронов А. В. (2005). Основы астрофотометрии (PDF). с. 40. Архів оригіналу (PDF) за 24 червня 2013. Процитовано 7 вересня 2012.(рос.)

[2] SIMBAD Query result: Sirius. SIMBAD. Архів оригіналу за 24 червня 2013. Процитовано 21 червня 2010. (англ.)

[1]

[2]