Блиск і світність зірок
При погляді на небо відразу ж впадає в очі різниця зірок за блиском.
Найяскравіша зірка нічного неба - Сіріус (α Великого Пса), - вже трохи піднявшись над обрієм, привертає нас своїм сяйвом, тоді як сусідні з нею зірки стають помітними лише на досить великій висоті (3-5 °).
Зірки Ковша Великої Ведмедиці легко побачити навіть на міському небі в повний місяць, а за містом в ясну безмісячну ніч неозброєний око помічає на небі кілька тисяч зірок.
І поглянув на небо в бінокль, відразу розумієш, що є і безліч зірок, блиск яких надто слабкий для неозброєного ока.
Ще в далекій давнині астрономи спробували висловити відмінності в блиску зірок числами. Зірки були розділені на шість груп, названих зоряними величинами.
Найяскравіші світила назвали зірками першої величини, трохи більш тьмяні - зірками другої величини і т. Д. Найбільш тьмяні зірки, які може розрізнити очей (звичайно, неозброєний: телескоп винайшли набагато пізніше), віднесли до зірок шостої величини.
Зазвичай це поділ зірок за блиском на шість груп пов'язують з ім'ям Гиппарха (II ст. До н.е.), який вперше застосував цей поділ в складеному ним зоряному каталозі. Таким чином, кажучи про «зоряної величини», мають на увазі блиск, а зовсім не розмір зірки.
Всі зірки - і найяскравіші, і найслабші - завжди здавалися астрономам світяться точками, які не мають розмірів.
Лише на початку XX ст. вдалося виміряти кутовий розмір деяких з них, а зовсім недавно, в кінці XX ст. були отримані зображення дисків деяких особливо великих і близьких зірок. Зрозуміло, вони абсолютно невиразні для ока, навіть збройного хорошим телескопом.
Ми можемо лише здогадуватися про причини, що спонукали древніх вчених ввести саме шість груп, шість зоряних величин. Тим більше дивно, що поняття зоряної величини дожило в науці до наших днів і ним користуються сучасні астрономи!
Звичайно, в наші дні поняття зоряної величини отримало точне визначення. Тепер це не групи зірок приблизно однакового блиску.
Видима зоряна величина - це число, яке можна визначити для кожної зірки як характеристику її блиску з точки зору земного спостерігача.
Яку фізичну величину ми сприймаємо як блиск зірки?
Вимірювання показали, що наше око відчуває створювану зіркою освітленість. тобто кількість світла, що падає за одиницю часу на майданчик одиничної площі, орієнтовану перпендикулярно променям.
Наше сприйняття освітленості підпорядковується психофізіологічного закону Вебера-Фехнера. при зміні освітленості в геометричній прогресії наше відчуття змінюється в арифметичній прогресії.
Це відкриття було зроблено в XIX в. але вже древні астрономи несвідомо слідували цій закономірності: вони так поділили зірки на величини, що в середньому відношення освітленості, створюваних зірками першої і другої величин, майже в точності дорівнює відношенню освітленостей від зірок другий і третій величин, і т. д.
Сучасні астрономи зберегли цю традицію, трохи уточнивши її: нині ставлення освітленості, створюваних світилами із зірковими величинами, які відрізняються на одиницю, за визначенням приймають рівним 5 √100 = 2,5118864. ≈ 2,512.
Десятковий логарифм цієї величини (lg10 2/5) в точності дорівнює 0,4.
Таким чином, стосовно освітленостей, рівному 100, відповідає відмінність в блиску точно на 5 зоряних величин.
Для стислості вираження «зоряна величина» після відповідного числа записують у вигляді верхнього індексу m (від лат. Magnitudo - величина). Наприклад, вираз «5 зоряних величин» астроном запише як 5 m.
Прийнявши деяку зірку за еталон і приписавши їй певну зоряну величину (взагалі кажучи - довільну), можна порівнювати з нею по світловому потоку всі інші зірки і визначати їх зоряні величини.
Якщо L1 і L2 - освітленості, створювані першої і другої зірками, а m1 і m2 - їх зоряні величини, то
L1 / L2 = 2,512 m2 -m1 або m1 -m2 = -2,5 · lg (L1 / L2)
Знак мінус у другій з цих формул означає, що чим яскравіше зірка, тим менше значення її зоряної величини. Майже точний збіг коефіцієнтів в цих формулах (2,512 і 2,5) виникло випадково, просто тому, що lg (2,512.) = 0,4 = 1 / 2,5.
Застосовуючи ці формули, можна поширити поняття зоряної величини на світила, недоступні неозброєному оку, аж до як завгодно слабких.
Величини зірок, які можуть спостерігати космічні і найбільші наземні телескопи, наближаються до 30 m.
Зрозуміло, блиск в зоряних величинах не завжди виражається цілим числом, адже сучасні наземні прилади дозволяють виміряти блиск зірки з точністю до сотої або навіть до тисячної частки зоряної величини (а за межами атмосфери точність ще вище).
В результаті вимірювань з'ясувалося, що у деяких виключно яскравих зірок блиск сильніше, ніж у зірок першої величини; довелося привласнити їм нульову і навіть негативну зоряну величину. Так, блиск Сіріуса дорівнює -1,5 m.
У зоряних величинах можна вимірювати блиск не тільки зірок, але і планет, Місяця, Сонця, взагалі будь-яких небесних світил. Потік світла від Сонця відповідає -26,8 m. а від Місяця в повний місяць він становить -12,7 m.
На темному небі при нормальному зорі неозброєний око бачить зірки до 6 m. і таких зірок на всьому небі близько 5000; їх називають яскравими, і вони входять в спеціальний Каталог яскравих зірок. Слабких зірок набагато більше, ніж яскравих. В каталог B1.0 Морський обсерваторії США входять зірки приблизно до 21 m. і всього в ньому близько мільярда зірок.
До сих пір ми обговорювали візуальні зоряні величини, вимірювані людським оком або приладом, що має таку ж відносну чутливість до променів різного кольору, що і очей людини.
Але зоряну величину можна виміряти і за допомогою приладів, по-іншому чутливих до променів різної довжини хвилі, ніж очей. Тоді результати вийдуть різними для зірок однакового візуального блиску, але різного кольору. (Неозброєний очей впевнено почуває відмінності кольору у яскравих зірок; порівняйте, наприклад, колір білого Рігеля і червоною Бетельгейзе в сузір'ї Оріон.) Прийнято за визначенням, що для білих зірок спектрального класу A0, світло яких не ослаблений міжзоряним пилом, зоряні величини повинні бути однаковими при вимірюванні будь-якими приладами.
Коли в астрономії стали застосовувати фотографію, то виявили, що на знімках нічного неба червонуваті зірки здаються набагато слабкіше, ніж білі і блакитні зірки такого ж візуального блиску.
Справа в тому, що перші фотоемульсії були більш чутливі до блакитних, ніж до жовтих і червоних променів, в порівнянні з нашими очима. Тоді народилося поняття фотографічної зоряної величини (недостатньо суворе, бо фотоемульсії бувають різні, з різною чутливістю до променів різного кольору). Фотографічні величини червоних зірок більше, ніж візуальні (оскільки блиск цих зірок в блакитних променях менше).
Деякі прилади більш чутливі до червоних і менш чутливі до блакитних променів, ніж очей; виміряні з такими приладами величини червоних зірок менше за числовим значенням, ніж візуальні.
Колір зірки можна оцінити, порівнявши її зоряні величини, виміряні приладами, чутливими до різних областей спектру. Для цього обчислюють показник кольору - різниця відповідних зоряних величин. Наприклад, з фотографічною (mpg) і візуальної (mv) зоряної величини можна скласти показник кольору (CI - color index): CI = mpg - mv.
Колір зірок можна визначити і одним приладом, чутливим в широкому діапазоні спектра, якщо поміщати перед ним різні кольорові світлофільтри і крізь них проводити вимірювання блиску. Часто використовують світлофільтри B (blue, блакитний) і V (visual, візуальний, т. Е. Жовто-зелений).
Показник кольору (В-V), що представляє собою різницю зоряних величин, виміряних з фільтрами B і V, замінив в сучасній астрофізиці величину CI. Показник кольору (B-V) дорівнює нулю для білих зірок, негативний для блакитних і позитивний для червоних.
Всі зоряні величини, про які ми говорили досі (фотографічні, візуальні, величини В і V), є видимими зоряними величинами. Вони отримані при спостереженні із Землі і тому в більшій мірі відображають відмінність у відстанях до зірок, ніж справжню різницю в потужності їх випромінювання.
До того ж простір між Землею і зірками не порожнє - в ньому зустрічаються поглинають світло міжзоряні газово-пилові хмари. Тільки врахувавши різницю у відстанях до зірок і в ступені міжзоряного поглинання їх світла, можна використовувати видимі зоряні величини для порівняння справжньої світності (потужності випромінювання) зірок.
Зауважимо, що в ослаблення видимого блиску зірок вносить чималий вклад і земна атмосфера. Вона по-різному послаблює промені різного кольору (сильніше - блакитні, слабкіше - червоні), і її оптичні властивості сильно залежать від місця спостереження і від висоти зірки над горизонтом: обидва чинники впливають на товщину повітряного стовпа уздовж променя зору. А від місця спостереження до того ж залежить ще і чистота повітря. Всі ці фактори доводиться враховувати в процесі вимірювань, доводиться, як кажуть астрономи, виправляти видимі зоряні величини за поглинання світла в земній атмосфері. Наведені в таблицях зоряні величини фактично відносяться до спостерігача за межами земної атмосфери.
Відстань від Землі до Сонця становить близько 150 млн км; його називають астрономічної одиницею (а. е.) і вживають для вказівки відстаней в межах Сонячної системи.
Сонце - найближча зірка. З інших зірок найближче до нас потрійна система - яскрава подвійна зірка α Кентавра і її слабенький супутник Проксима Кентавра, причому Проксима з цих трьох найближча - вона ще трохи ближче до нас, ніж α Кентавра, ніж та заслужила свою назву: латинське proxima означає «найближча». Вона дає нам приклад того, що видимий блиск визначається не тільки відстанню до зірки: Проксіма трохи ближче до нас, ніж α Кентавра, але слабкіше кожного з її компонентів приблизно на 10 m. Відстань від Землі до Проксіми 267 000 а. е. Як бачимо, для вимірювання відстаней до зірок астрономічна одиниця виявляється занадто дрібною.
У науково-популярній літературі відстані до зірок часто вказують в світлових роках. Ця назва оманливе: світловий рік - одиниця не часові, а довжини, що дорівнює відстані, яку промінь світла проходить за рік. Відстань до Проксіми становить 4,2 св. року.
У професійній астрономічної літературі відстані до зірок зазвичай висловлюють в парсеках (пк) - це відстань, з якого радіус земної орбіти, орієнтований перпендикулярно променю зору, видно під кутом 1 ". А оскільки кутова секунда дорівнює 1/206265 радіана, то 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. року.
Взагалі, кут, під яким від зірки видно радіус земної орбіти, називають її параллаксом ( «парсек» якраз і означає «паралакс + секунда»). У цих одиницях відстань до Проксіми становить 1,3 пк.
Істинну світність зірки висловлюють за допомогою абсолютної зоряної величини.
Щоб від видимих величин (m) перейти до абсолютних (M), потрібно розрахувати, яку зоряну величину мала б зірка, якби її помістили на прийнятому стандартному відстані 10 пк від нас і при цьому виключили поглинання світла в міжзоряному просторі:
M = m + 5 - 5 · lg r - A,
де Μ - абсолютна зоряна величина, m - видима величина, r - відстань (в парсеках), A - ослаблення блиску зірки через міжзоряного поглинання світла, виражене в зоряних величинах.
Користуючись цією формулою, потрібно не забувати, що всі три фотометричні величини (M, m і A) повинні бути в одній системі: візуальної, фотографічної, В, V або будь-який інший, але обов'язково в одній і тій же.
Абсолютна візуальна величина Сонця дорівнює приблизно +5. Отже, якби Сонце знаходилося від нас на «стандартному» відстані 10 пк, то його можна було б помітити неозброєним оком, але воно загубилося б серед безлічі інших зірок п'ятої величини. А якщо на «стандартне» відстань наблизити Ригель (β Оріона), він став би зіркою -7,5 m; таких яскравих зірок на нашому нічному небі зовсім немає.
Отже, абсолютна величина зірки безпосередньо пов'язана з потужністю її випромінювання, яку астрономи називають світність.
Світність зірки можна вимірювати в фізичних одиницях (скажімо, у ВАТ), але астрономи частіше висловлюють світності зірок в одиницях світності Сонця.
Значення світності залежить від того, в якому діапазоні спектра вона вимірюється, тому говорять про оптичну, інфрачервоної, ультрафіолетової та інших світність зірки.
Якщо виміряна повна потужність випромінювання зірки в усіх діапазонах електромагнітного спектра, то таку світність називають Болометрична. У Сонця вона становить близько 4 • 10 26 Вт.
У більшості зірок абсолютні величини лежать в діапазоні від -10 до +20. Різниця на 30 абсолютних зоряних величин означає відмінність в світності в трильйон (10 12) раз. Як бачимо, зірки розрізняються по світності надзвичайно сильно.
ЩЕ МАТЕРІАЛИ ПО ТЕМІ: