Велика вселеннаязвездная величина
Навіть далекі від астрономії люди знають, що зірки мають різний блиск. Найбільш яскраві зірки без праці видно на засвіченому міському небі, а самі тьмяні ледь помітні при ідеальних умовах спостереження. Для характеристики блиску зірок і інших небесних світил (наприклад, планет, метеорів, Сонця і Місяця) вчені виробили шкалу зоряних величин.
Найяскравішим зіркам Гіппарх присвоїв першу зоряну величину, а самим тьмяним. ледь видимим оком, - шосту. При цьому зірки 2-ї величини вважалися в стільки разів слабкіше зірок 1-й, наскільки зірки 3-й величини слабше зірок 2-й і так далі: виходила арифметична прогресія. В каталозі Гіппарха виявилося 15 зірок першої величини, 45 зірок - другий, 208 - третьої, 474 - четвертої, 217 - п'ятої та 49 зірок шостої величини (плюс кілька туманностей).
Чому Гиппарх назвав характеристику блиску зірок величиною?
У давнину люди вважали, що зірки знаходяться на небесній сфері на одній відстані від Землі, тому відмінність в яскравості зірок пояснювалося відмінностями в їх реальних розмірах або величиною.
Звідси зірки першої величини повинні були бути набагато більшими зірок шостої величини.
Згідно введеної Гиппархом шкалою, такі зірки як Вега. Денеб або Капела мали першу зоряну величину (скорочено записується як 1 m), і це були найбільші, «важливі» зірки. Зірки ковша Великої Ведмедиці мали в середньому 2 m. це були вже зірки «дрібніші». Згодом астрономи зрозуміли, що зоряна величина визначає не справжні розміри світила, а лише його блиск, тобто освітленість, яку воно створює на Землі. проте продовжували користуватися шкалою Гиппарха.
Слід пам'ятати, що шкала зоряних величин - зворотна: чим зірка яскравіше, тим її величина менше. І навпаки, чим зірка тьмяніше, тим більшу величину вона має.
До середини XIX століття розвиток науки зажадало визначати блиск світил більш точно. Зокрема, виявилося, що людський зір влаштовано особливим чином: при зміні освітленості в геометричній прогресії воно передає нам відчуття в арифметичній прогресії. Виявилося, що не 6 зірок 6-ї величини створять таку ж освітленість, як і зірка 1-й (як передбачалося раніше), а ціла сотня!
У 1856 році англійський астроном Норман Погсон запропонував побудувати шкалу зоряних величин, з огляду на психофізичний закон зору. Згідно Погсон зірка 1-ї величини за визначенням створювала освітленість рівно в 100 разів більшу, ніж зірка 6 m. Таким чином виходить, що сучасна шкала зоряних величин - логарифмічна: зірка 1-ї величини приблизно в 2,512 разів яскравіше зірки 2-й, а та, в свою чергу, в 2,512 рази яскравіше зірки 3-ї зоряної величини і так далі.
Але від чого вести звіт? Що б сприйняти як нуль-пункт?
Як відомо, астрономія - наука точна, і тому будь-яка фізична характеристика повинна вимірюватися в якихось величинах. Так, сила вимірюється в ньютонах, енергія - в джоулях. У цьому сенсі зоряна величина - безрозмірна характеристика блиску небесних світил. Погсон запропонував вважати блиск Полярної зірки рівним рівно 2 m (зовсім як Цельсій за 0 ° прийняв точку замерзання води), а величини інших зірок визначити, відштовхуючись від неї. Але згодом виявилося, що блиск Полярної зірки не постійний, і тоді в якості еталону вже взяли Вегу. Сьогодні за 0 m прийнята цілком певна освітленість, що дорівнює енергетичній величиною E = 2,48 * 10 ^ -8 Вт / м².
Власне, саме освітленість і визначають при спостереженнях астрономи, а вже потім її спеціально переводять в зоряні величини.
Роблять вони це не тільки тому що «так звичніше», а й тому що зоряна величина виявилася дуже зручним поняттям. Вимірювати освітленість у ВАТ на квадратний метр вкрай громіздко: для Сонця величина виходить великий, а для слабких телескопічних зірок - дуже маленькою. У той же час оперувати зоряними величинами набагато легше (як раз через те, що це логарифмічна шкала). Так, блиск Сонця дорівнює -26,73 m. а блиск найслабших об'єктів, знімки яких можна отримати за допомогою телескопа «Хаббл», дорівнює приблизно 31,50 m. Як бачимо, різниця складає всього в 58 «сходинок».
Спочатку зоряна величина використовувалася як покажчик блиску зірок, які спостерігалися в оптиці (тобто, візуально або фотографічно). Пізніше шкалу поширили на ультрафіолетовий і інфрачервоний діапазони випромінювання. Ясно, що зірки випромінюють нерівномірно на різних довжинах хвиль, тому зоряна величина небесного світила залежить від спектральної чутливості приймача випромінювання.
Візуальна зоряна величина mv відповідає спектральної чутливості людського ока (максимум припадає на довжину хвилі лямбда = 555 мкм).
Фотовізуальная зоряна величина V (або жовта) практично збігається з візуальної і в даний час саме в шкалі фотовізуальная величин позначається блиск зірок і інших небесних тіл в каталогах, призначених для любителів астрономії ..
Фотографічна зоряна величина B (або синя) визначається виміром блиску зірки по фотоплатівці, чутливої до синіх променів, або за допомогою фотоумножителя з синім фільтром.
Нарешті, болометрична зоряна величина mbol відповідає сумарній потужності випромінювання зірки в усіх діапазонах спектру. Наприклад, болометрична зоряна величина Сонця лише трохи менше візуальної, так як майже всі випромінювання зірки доводиться на видимий діапазон. З іншого боку, болометрична зв. вів. червоних карликів набагато менше їх візуальної зв. величини, так як більша частина енергії випромінювання припадає на інфрачервоний діапазон. Та ж ситуація спостерігається і з гарячими зірками спектральних класів О і В, які випромінюють в основному в ультрафіолеті.
Шкала зоряних величин. Малюнок: Великий Всесвіт
До сих пір, кажучи про зоряної величини, ми мали на увазі видиму зоряну величину. т. е. ту, яка реєструється безпосередньо при спостереженні небесного світила. Видима зоряна величина означає «спостерігається», «уявна» і нічого не говорить про те, якою є реальна світність небесного тіла. Наприклад, Венера на небі виглядає набагато яскравіше будь-якої зірки; її максимальний блиск досягає -4,67 m. Однак це не означає, що планета «випромінює» більше світла, ніж зірки; великий блиск Венери пояснюється її близькістю до Землі.
Щоб порівняти реальні потоки світлової енергії, що йдуть від небесних тіл, астрономи умовно розташовують їх на стандартній відстані 10 парсек від Землі. Абсолютна зоряна величина (М) показує, яку видиму зоряну величину мало б небесне тіло в тому випадку, якщо б відстань до нього становило 10 парсек.
Видимі зоряні величини деяких небесних тіл
Сонце: -26,73
Місяць (в повний місяць): -12,74
Венера (в максимумі блиску): -4,67
Юпітер (в максимумі блиску): -2,91
Сіріус: -1,44
Вега: 0,03
Найслабші зірки, видимі неозброєним оком: близько 6,0
Сонце з відстані 100 світлових років: 7,30
Проксима Центавра: 11,05
Найяскравіший квазар: 12,9
Найслабші об'єкти, знімки яких отримані телескопом «Хаббл»: 31,5
NGC 5253. карликова блакитна компактна галактика в сузір'ї Центавра
Фото тижня: «Планк» виявив газовий міст, що з'єднує скупчення галактик
