Звездные величины

Взглянув на звездное небо, мы замечаем, что из нескольких тысяч видимых глазом звезд одни сверкают очень ярко, в то время как другие еле заметны. Поскольку в течение многих столетий единственным видом наблюдений были наблюдения непосредственно глазом, или визуальные, классификация звезд по яркости оказалась связана со свойствами человеческого глаза. А свойства эти таковы, что мы воспринимаем не абсолютные различия блеска, а относительные. Так, мы легко обнаруживаем изменение блеска при добавлении одной электрической лампочки в люстре, где уже горят две лампочки. Но мы можем не заметить добавление одной лампочки, скажем, к 20. Для того чтобы разность блеска нам казалась такой же, как в первом случае (две лампочки плюс одна), к 20 лампам нужно добавить 10. Так же мы воспринимаем и свет от звезд.

Еще во 2 веке до нашей эры древнегреческий ученый Гиппарх разделил все видимые на небе невооруженным глазом звезды по яркости на 6 групп. Самые яркие звезды он назвал звездами 1-й величины, а самые слабые - звездами 6-й величины. Между ними он расположил звезды 2-й, 3-й, 4-й, 5-й величины. При переходе от одной величины к следующей глаз ощущает одинаковый перепад блеска. Как мы видели, это соответствует увеличению блеска звезды в одно и то же число раз. Впоследствии точными фотометрическими измерениями было установлено, что отношение блеска звезд 1-й звездной величины к звездам 6-й величины составляет почти точно 100. Поскольку это отношение соответствует интервалу в 5 звездных величин, то отношение блеска звезд, отличающихся на одну звездную величину, равно 2,512.

Этот коэффициент был принят для определения звездных величин небесных светил. Математически шкала звездных величин записывается так. Пусть освещенность, создаваемая одной звездой, равна E₁, а другой - E₂. Тогда по определению отношение их равно: E₁/E₂=2,512^m1-m2. Если теперь приписать какой-либо звезде фиксированную звездную величину, то есть выбрать нуль-пункт, то этим соотношением будут определены видимые звездные величины m всех звезд. Нуль-пункт для системы звездных величин был условно определен по группе выбранных звезд в области Полярной звезды, называемых Северным Полярным рядом.

Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Также важно отметить, что, чем больше звездная величина, тем слабее звезда, и наоборот. Самые яркие имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие хорошо известные звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба - Сириус - минус 1,5. Звездная величина обозначается маленькой латинской буквой m (от слова "магнитудо" - величина). Для не видимых глазом звезд используется та же шкала звездных величин. Наиболее слабые звезды, которые могут быть зарегистрированы самыми мощными телескопами, имеют 25^m. Легко подсчитать, что количество света, которое приходит от них, в 2,512²⁵ (примерно в 10 миллиардов) раз меньше, чем от звезд нулевой величины. Приведем также часто используемую логарифмическую запись формулы для звездных величин: lg(E₁/E₂)=-0,4(m₁-m₂).

Существуют различные приемники регистрации света, приходящего к нам от звезд. Это глаз, фотопластинка, фотоэлектрический приемник и так далее. Все они имеют различную чувствительность к лучам разной длины волны. Например, глаз лучше всего чувствует свет в желто-зеленой области спектра, а фотопластинка и фотоумножитель - в синей. Очевидно, система звездных величин будет зависеть от того, с помощью какого приемника света эти звездные величины измерены. Поэтому различают визуальную видимую звездную величину, фотографическую и другие. В настоящее время разработаны специальные системы звездных величин, соответствующих различным участкам спектра. Например, введены звездные величины, получаемые при наблюдении с помощью специальных фильтров в трех спектральных диапазонах: около 350 нанометров, 435 нанометров, 555 нанометров (смотрите Электромагнитное излучение небесных тел). Соответствующие звездные величины обозначаются буквами U, В, V (от английских слов "ультрафиолетовый", "голубой", "видимый"). Эта система называется UBV-системой. Как известно, распределение энергии по спектру для различных звезд не одинаково. Поэтому изменение таких величин, как, например, В-V и U-В, при переходе от одной звезды к другой характеризует изменение отношения потоков излучения в разных областях спектра. Такие разности называются в астрономии показателями цвета, поскольку цвет звезды связан с распределением энергии в ее спектре. По показателям цвета можно приблизительно определить эффективную температуру звезды и ее спектральный класс (смотрите Спектральная классификация звезд). Впоследствии были построены цветовые системы, аналогичные UBV, и в других спектральных диапазонах. Интервал спектра, в котором измеряется звездная величина в системе UBV, составляет около 100 нанометров. Введены также системы, в которых этот интервал более узкий.

Кроме упомянутых звездных величин существует болометрическая видимая звездная величина, которая отвечает полному излучению звезды во всех спектральных интервалах и определяется специальным приемником излучения - болометром. Разность между болометрической и визуальной видимой звездной величиной называют болометрической поправкой. Кроме видимой звездной величины, используется абсолютная звездная величина, характеризующая блеск звезды на определенном расстоянии - в 10 парсек (смотрите Светимость).

Энциклопедический словарь юного астронома, 1980 год