Яркость луны. Светимость звезд и звездные величины

Неодинаковая яркость (или блеск) различных объектов на небе – наверно первое, что замечает человек при наблюдениях; потому, в связи с этим, ещё давно, возникла необходимость во введении удобной величины, которая позволяла бы классифицировать светила по яркости.

История

Впервые такую величину для своих наблюдений невооружённым глазом применил древнегреческий астроном, автор первого европейского звёздного каталога – Гиппарх. Все звёзды в своём каталоге он классифицировал по яркости, обозначив самые яркие – звёздами 1-ой величины, а самые тусклые – звёздами 6-ой величины.Данная система прижилась, а в середине XIX-го века была усовершенствована до своего современного вида английским астрономом Норманом Погсоном.

Таким образом, получили безразмерную физическую величину, логарифмически связанную с освещённостью, которую создают светила (собственно звёздную величину):

m1-m2 =-2,5*lg(L1/L2)

где m1 и m2 звёздные величины светил, а L1 и L2 – освещённости в люксах (лк – единица измерения освещённости в системе СИ), создаваемые этими объектами. Если подставить в левую часть данного уравнения значение m1-m2 = 5, то произведя несложное вычисление, обнаружится, что освещённости в этом случае соотносятся как 1/100, так что разница в блеске на 5 звёздных величин, соответствует разнице в освещённости от объектов в 100 раз.

Продолжая решать эту задачу, извлечём корень 5-ой степени из 100 и мы получим изменение освещённости при разнице в блеске в одну звёздную величину, изменение освещённости составит 2,512 раза.

Это весь основной математический аппарат, необходимый для ориентации в данной шкале яркости.

Шкала звёздных величин

С введением этой системы также нужно было задать начало отсчёта шкалы звёздных величин. Для этого за нулевую звёздную величину (0m), изначально был принят блеск звезды Вега (альфа Лиры). В настоящее же время наиболее точным началом отсчёта является блеск звезды, которая на 0,03m ярче Веги. Однако глаз такую разницу не заметит, так что для визуальных наблюдений – блеск, соответствующий нулевой звёздной величине по-прежнему можно принимать по Веге.

Что ещё важно помнить касаемо данной шкалы – чем меньше звёздная величина, тем ярче объект. К примеру, та же Вега со своим блеском в +0,03 m будет почти в 100 раз ярче звезды с блеском в +5m. Юпитер же со своим максимумом блеска в -2,94m, будет ярче Веги в:

2,94-0,03 = -2,5*lg(L1/L2)
L1/L2 = 15,42 раз

Можно решить эту задачу и другим способом – просто возведя 2,512 в степень, равную разнице звёздных величин объектов:

2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

Классификация звёздной величины

Теперь, окончательно разобравшись с матчастью, рассмотрим классификацию применяемых в астрономии звёздных величин.

Первая классификация – по спектральной чувствительности приёмника излучения. В этом плане звёздная величина бывает: визуальной (яркость учитывается только в видимом глазу диапазоне спектра); болометрической (яркость учитывается во всём диапазоне спектра, не только видимый свет, а также ультрафиолетовый, инфракрасный и остальные спектры вместе взятые); фотографической (яркость с учётом чувствительности к спектру фотоэлементов).

Сюда же можно отнести и звёздные величины в конкретном участке спектра (например, в диапазоне голубого света, жёлтого, красного или ультрафиолетового излучения).

Соответственно, визуальная звёздная величина предназначена для оценки блеска светил при визуальных наблюдениях; болометрическая – для оценки общего потока всего излучения от светила; а фотографическая и узкополосные величины – для оценки показателей цвета светил в какой-либо фотометрической системе.

Видимая и абсолютная звёздные величины

Второй тип классификации звёздных величин – по количеству зависимых физических параметров. В этом плане звёздная величина может быть – видимой и абсолютной. Видимая звёздная величина – это тот блеск объекта, который глаз (или другой приёмник излучения) воспринимает непосредственно со своего текущего положения в пространстве.

Зависит этот блеск сразу от двух параметров – это мощность излучения светила и расстояние до него. Абсолютная звёздная величина зависит только от мощности излучения и не зависит от расстояния до объекта, поскольку последнее принимается общим для конкретного класса объектов.

Абсолютная звёздная величина для звёзд определяется, как их видимая звёздная величина если бы расстояние до звезды составляло бы 10 парсек (32,616 световых лет). Абсолютная звёздная величина для объектов Солнечной системы определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились на расстоянии в 1 а.е. от Солнца и показывали бы для наблюдателя свою полную фазу, а сам бы наблюдатель при этом также бы находился в 1 а.е. (149,6 млн. км) от объекта (т.е. в центре Солнца).

Абсолютная звёздная величина метеоров определяется как их видимая звёздная величина, если бы они находились от наблюдателя на расстоянии 100 км и в точке зенита.

Применение звёздных величин

Данные классификации могут применяться совместно. Например, абсолютная визуальная звёздная величина Солнца составляет M(v) = +4,83. а абсолютная болометрическая M(bol) = +4,75, поскольку Солнце светит не только в видимом диапазоне спектра. В зависимости от значения температуры фотосферы (видимой поверхности) звезды, а также её принадлежности к классу светимости (главная последовательность, гигант, сверхгигант и т.д.).

Различаются визуальные и болометрические абсолютные звёздные величины звезды. Например, горячие звёзды (спектральные классы B и О) светят в основном в невидимом глазу ультрафиолетовом диапазоне. Так что их болометрический блеск куда сильнее, чем визуальный. То же касается и холодных звёзд (спектральные классы K и М), которые светят преимущественно в инфракрасном диапазоне.

Абсолютная визуальная звёздная величина самых мощных звёзд (гипергиганты и звёзды Вольфа-Райе) порядка -8, -9. Абсолютная болометрическая может доходить до -11, -12 (что соответствует видимой звёздной величине полной Луны).

Мощность излучения (светимость) при этом в миллионы раз превышает мощность излучения Солнца. Видимая визуальная звёздная величина Солнца с орбиты Земли составляет -26,74m; в районе орбиты Нептуна будет -19,36m. Видимая визуальная звёздная величина самой яркой звезды – Сириуса, составляет -1,5m, а абсолютная визуальная звёздная величина данной звезды +1,44, т.е. Сириус почти в 23 раза ярче Солнца в видимом спектре.

Планета Венера на небе всегда ярче всех звёзд (её видимых блеск колеблется в пределах от -3,8m до -4,9m); несколько менее ярок Юпитер (от -1,6m до -2,94m); Марс во время противостояний имеет видимую звёздную величину порядка -2m и ярче. В общем и целом, большинство планет в большинстве случаев являются самыми яркими объектами неба после Солнца и Луны. Поскольку в окрестностях Солнца нет звёзд с большой светимостью.

(из Википедии)

Звёздная величина - числовая характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, показывающая, сколько света приходит от него в точку, где находится наблюдатель.

Видимая (визуальная)

Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно соответствовало величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами.

Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот.

В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:

Где I — световой поток от объекта, C — постоянная.

Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0 m ) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 10 6 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0 m за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10 −6 люкс.

Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше , чем звезда ярче , то в формуле присутствует знак минус.

Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

1. Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
2. Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 10 1/2,5 =2,512 раза.

В наши дни видимая звёздная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.

Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)

• Визуальная звёздная величина (V или m v ) определяется спектром чувствительности человеческого глаза (видимый свет), имеющего максимум чувствительности при длине волны 555 нм. или фотографически с оранжевым фильтром.

• Фотографическая или «синяя» звёздная величина (B или m p ) определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.

• Ультрафиолетовая звёздная величина (U ) имеет максимум в ультрафиолете при длине волны около 350 нм.

Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах U−B и B−V являются интегральными показателями цвета объекта, чем они больше, тем более красным является объект.

• Болометрическая звёздная величина соответствует полной мощности излучения звезды, т. е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Для её измерения применяется специальное устройство — болометр.

абсолютная

Абсолютная звёздная величина (M ) определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7. Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

где d 0 = 10 пк ≈ 32,616 световых лет.

Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле

Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением: где и — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.

Звёздные величины некоторых объектов

Объект	m
Солнце	−26,7
Луна в полнолуние	−12,7
Вспышка Иридиума (максимум)	−9,5
Сверхновая 1054 года (максимум)	−6,0
Венера (максимум)	−4,4
Земля (глядя с Солнца)	−3,84
Марс (максимум)	−3,0
Юпитер (максимум)	−2,8
Международная космическая станция (максимум)	−2
Меркурий (максимум)	−1,9
Галактика Андромеды	+3,4
Проксима Центавра	+11,1
Самый яркий квазар	+12,6
Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом	От +6 до +7
Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп	+27
Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп Хаббла	+30

Объект	Созвездие	m
Сириус	Большой пёс	−1,47
Канопус	Киль	−0,72
α Центавра	Центавр	−0,27
Арктур	Волопас	−0,04
Вега	Лира	0,03
Капелла	Возничий	+0,08
Ригель	Орион	+0,12
Процион	Малый пёс	+0,38
Ахернар	Эридан	+0,46
Бетельгейзе	Орион	+0,50
Альтаир	Орёл	+0,75
Альдебаран	Телец	+0,85
Антарес	Скорпион	+1,09
Поллукс	Близнецы	+1,15
Фомальгаут	Южная рыба	+1,16
Денеб	Лебедь	+1,25
Регул	Лев	+1,35

Солнце с разных расстояний

Каждая из этих звезд имеет определенную величину, позволяющую их увидеть

Звездная величина - числовая безразмерная величина, характеризирующая яркость звезды или другого космического тела по отношению к видимой площади. Другими словами, эта величина отображает количество электромагнитных волн, телом, которые регистрируются наблюдателем. Поэтому данная величина зависит от характеристик наблюдаемого объекта и расстояния от наблюдателя до него. Термин охватывает лишь видимый, инфракрасный и ультрафиолетовый спектры электромагнитного излучения.

По отношению к точечным источникам света используют также термин «блеск», а к протяженным – «яркость».

Древнегреческий ученый , который жил на территории Турции во II веке до н. э., считается одним из влиятельнейших астрономов античности. Он составил объемный , первый в Европе, описав расположения более чем тысячи небесных светил. Также Гиппарх ввел такую характеристику как звездная величина. Наблюдая невооруженным глазом за звездами, астроном решил разделить их по яркости на шесть величин, где первая величина – самый яркий объект, а шестая - наиболее тусклый.

В XIX веке, британский астрономом Норман Погсон усовершенствовал шкалу измерений звездных величин. Он расширил диапазон ее значений и ввел логарифмическую зависимость. То есть с повышением звездной величины на единицу, яркость объекта уменьшается в 2.512 раза. Тогда звезда 1-й величины (1 m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6 m).

Эталон звездной величины

За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск , самой яркой точки в . Несколько позже было изложено более точное определение объекта нулевой звездной величины – его освещённость должная равняться 2,54·10 −6 люкс, а световой поток в видимом диапазон 10 6 квантов/(см²·с).

Видимая звездная величина

Описанная выше характеристика, которую определил Гиппарх Никейский, впоследствии стала носить название «видимая» или «визуальная». Имеется в виду, что ее можно наблюдать как при помощи человеческих глаз в видимом диапазоне, так и с использованием различных инструментов вроде телескопа, включая ультрафиолетовый и инфракрасный диапазон. Звездная величина созвездия равна 2 m . Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0 m) не самая яркая звезда на небосводе (пятая по блеску, третья для наблюдателей с территории СНГ). Поэтому более яркие звезды могут иметь отрицательную звездную величину, к примеру, (-1.5 m). Также сегодня известно, что среди небесных светил могут быть не только звезды, но и тела, отражающие свет звезд – планеты, кометы или астероиды. Звездная величина полной составляет −12,7 m .

Абсолютная звездная величина и светимость

Для того чтобы была возможность сравнить истинную яркость космических тел, была разработана такая характеристика как абсолютная звездная величина. Согласно ней вычисляется значение видимой звездной величины объекта, если бы этот объект располагался на за 10 (32,62 ) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.

Абсолютная звездная величина для космических объектов в использует иное расстояние от тела к наблюдателю. А именно 1 астрономическую единицу, при этом, в теории, наблюдатель должен находиться в центре Солнца.

Более современной и полезной величиной в астрономии стала «светимость». Эта характеристика определяет полную , которую излучает космическое тело за определенный отрезок времени. Для ее вычисления как раз и служит абсолютная звездная величина.

Спектральная зависимость

Как уже говорилось ранее, звездная величина может быть измерена для различных видов электромагнитного излучения, а потому имеет разные значения для каждого диапазона спектра. Для получения картинки какого-либо космического объекта астрономы могут использовать , которые более чувствительны к высокочастотной части видимого света, и на изображении звезды получаются голубыми. Такая звездная величина называется «фотографической», m Pv . Чтобы получилось значение близкое к визуальному («фотовизуальное», m P), фотопластинку покрывают специальной ортохроматической эмульсией и используют желтый светофильтр.

Учеными была составлена так называемая фотометрическая система диапазонов, благодаря которой можно определять основные характеристики космических тел, такие как: температура поверхности, степень отражения света (альбедо, не для звезд), степень поглощения света и прочие. Для этого производится фотографирование светила в разных спектрах электромагнитного излучения и последующие сравнение результатов. Для фотографии наиболее популярны следующие фильтры: ультрафиолетовый, синий (фотографическая звездная величина) и желтый (близкий к фотовизуальному диапазону).

Фотография с запечатленными энергиями всех диапазонов электромагнитных волн определяет так называемую болометрическую звездную величину (m b). С ее помощью, зная расстояние и степень межзвездного поглощения, астрономы вычисляют светимость космического тела.

Звездные величины некоторых объектов

• Солнце = −26,7 m
• Полная Луна = −12,7 m
• Вспышка Иридиума = −9,5 m . Iridium – это система из 66 спутников, которых движутся по орбите Земли и служат для передачи голоса и прочих данных. Периодически поверхность каждого из трех главных аппаратов отсвечивает солнечный свет в сторону Земли, создавая ярчайшую плавную вспышку на небосводе до 10 секунд.

Звездная величина

Безразмерная физическая величина, характеризующая , создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя. Субъективно ее значение воспринимается как (у ) или (у ). 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 оптических звезд, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: , . Шкала звездных величин логарифмическая, как и шкала децибеллов. В шкале звездных величин разность на 5 единиц соответствует 100-кратному различию в потоках света от измеряемого и эталонного источников. Таким образом, разность на 1 звездную величину соответствует отношению потоков света в 100 1/5 = 2.512 раза. Обозначают звездную величину латинской буквой "m" (от лат. magnitudo, величина) в виде верхнего курсивного индекса справа от числа. Направление шкалы звездных величин обратное, т.е. чем больше значение, тем слабее блеск объекта. Например, звезда 2-й звездной величины (2 m ) в 2.512 раза ярче звезды 3-й величины (3 m ) и в 2.512 x 2.512 = 6.310 раза ярче звезды 4-й величины (4 m ).

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. Шкала видимых величин ведет начало от звездного каталога Гиппарха (до 161 ок. 126 до н.э.), в котором все видимые глазом звезды впервые были разбиты на 6 классов по яркости. У звезд Ковша Б.Медведицы блеск около 2 m , у Веги около 0 m . У особо ярких светил значение звездной величины отрицательно: у Сириуса около -1.5 m (т.е. поток света от него в 4 раза больше, чем от Веги), а блеск Венеры в некоторые моменты почти достигает -5 m (т.е. поток света почти в 100 раз больше, чем от Веги). Подчеркнем, что видимая звездная величина может быть измерена как невооруженным глазом, так и с помощью телескопа; как в визуальном диапазоне спектра, так и в других (фотографическом, УФ-, ИК-). В данном случае "видимая" (англ. apparent) означает "наблюдаемая", "кажущаяся" и не имеет отношения конкретно к человеческому глазу (см.: ).

Абсолютная звездная величина (М) указывает, какую видимую звездную величину имело бы светило в том случае, если бы расстояние до него составляло 10 и отсутствовало бы . Таким отразом, абсолютная звездная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать истинные светимости небесных объектов (в заданном диапазоне спектра).

Что касается спектральных диапазонов, то существует множество систем звездных величин, различающихся выбором конкретного диапазона измерения. При наблюдении глазом (невооруженным или через телескоп) измеряется визуальная звездная величина (m v ). По изображению звезды на обычной фотопластинке, полученному без дополнительных светофильтров, измеряется фотографическая звездная величина (m P). Поскольку фотоэмульсия чувствительна к синим лучам и нечувствительна к красным, на фотопластинке более яркими (чем это кажется глазу) получаются голубые звезды. Однако и с помощью фотопластинки, используя ортохроматическую и желтый , получают так называемую фотовизуальную шкалу звездных величин (m Pv ), которая практически совпадает с визуальной. Сопоставляя яркости источника, измеренные в различных диапазонах спектра, можно узнать его цвет, оценить температуру поверхности (если это звезда) или (если планета), определить степень межзвездного поглощения света и другие важные характеристики. Поэтому разработаны стандартные , в основном определяемых подбором светофильтров. Наиболее популярна трехцветная : ультрафиолетовый (Ultraviolet), синий (Blue) и желтый (Visual). При этом желтый диапазон очень близок к фотовизуальному (B m Pv ), а синий - к фотографическому (B m P).

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.

Понятие «звездная величина» используется астрономами более 2000 лет. Вероятно, первым его ввел известный древнегреческий астроном и математик Гиппарх во II веке до нашей эры. Регулярно наблюдая звездное небо с острова Родос в Эгейском море, Гиппарх однажды стал свидетелем появления новой яркой звезды в созвездии Скорпиона. Находясь под впечатлением от этого события, астроном решил составить каталог звезд, дабы в дальнейшем быстро находить новые звезды, если таковые появятся. В результате астроном переписал 1025 звезд: он не только дал для каждой звезды координаты, но и поделил их на 6 звездных величин.

Самым ярким звездам Гиппарх присвоил первую звездную величину, а самым тусклым , едва видимым глазом, - шестую . При этом звезды 2-й величины считались во столько раз слабее звезд 1-й, насколько звезды 3-й величины слабее звезд 2-й и так далее: получалась арифметическая прогрессия. В каталоге Гиппарха оказалось 15 звезд первой величины, 45 звезд - второй, 208 - третьей, 474 - четвертой, 217 - пятой и 49 звезд шестой величины (плюс несколько туманностей).

Почему Гиппарх назвал характеристику блеска звезд величиной ?

В древности люди полагали, что звезды находятся на небесной сфере на одном расстоянии от Земли, поэтому различие в яркости звезд объяснялось различием в их реальных размерах или величине.

Отсюда звезды первой величины должны были быть гораздо крупнее звезд шестой величины.

Согласно введенной Гиппархом шкале, такие звезды как , Денеб или Капелла имели первую звездную величину (сокращенно записывается как 1 m), и это были самые крупные, «важные» звезды. Звезды ковша Большой Медведицы имели в среднем 2 m , это были уже звезды «помельче». Со временем астрономы поняли, что звездная величина определяет не настоящие размеры светила, а лишь его блеск, то есть освещенность, которую оно создает на Земле , однако продолжали пользоваться шкалой Гиппарха.

Следует помнить, что шкала звездных величин - обратная: чем звезда ярче, тем ее величина меньше. И наоборот, чем звезда тусклее, тем большую величину она имеет.

К середине XIX века развитие науки потребовало определять блеск светил более точно. В частности, оказалось, что человеческое зрение устроено особым образом: при изменении освещенности в геометрической прогрессии оно передает нам ощущения в арифметической прогрессии. Оказалось, что не 6 звезд 6-й величины создадут такую же освещенность, как и звезда 1-й (как предполагалось ранее), а целая сотня!

В 1856 году английский астроном Норман Погсон предложил построить шкалу звездных величин, учитывая психофизический закон зрения. Согласно Погсону звезда 1-й величины по определению создавала освещенность ровно в 100 раз бо́льшую, чем звезда 6 m . Таким образом получается, что современная шкала звездных величин - логарифмическая: звезда 1-й величины примерно в 2,512 раз ярче звезды 2-й, а та, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды 3-й звездной величины и так далее.

Звездная величина - безразмерная характеристика блеска небесного светила. На этом снимке изображено известное двойное скопление в созвездии Персея. Самые яркие звезды на фото имеют 6 звездную величину, самые тусклые - около 17-й. Согласно формуле Погсона ярчайшие звезды на фото в 25000 раз ярче едва заметных. © New Forest Observatory

Но от чего вести отчет? Что принять за нуль-пункт?

Как известно, астрономия - наука точная, и потому любая физическая характеристика должна измеряться в каких-то величинах. Так, сила измеряется в ньютонах, энергия - в джоулях. В этом смысле звездная величина - безразмерная характеристика блеска небесных светил. Погсон предложил считать блеск Полярной звезды равным ровно 2 m (совсем как Цельсий за 0° принял точку замерзания воды), а величины остальных звезд определить, отталкиваясь от нее. Но впоследствии оказалось, что блеск Полярной звезды не постоянен, и тогда в качестве эталона уже взяли Вегу. Сегодня 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. 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 (как раз из-за того, что это логарифмическая шкала). Так, блеск Солнца равен -26,73 m , а блеск самых слабых объектов, снимки которых можно получить с помощью телескопа «Хаббл», равен примерно 31,50 m . Как видим, разница составляет всего в 58 «ступенек».

Вначале звездная величина использовалась как указатель блеска звезд, которые наблюдались в оптике (то есть, визуально или фотографически). Позже шкалу распространили на ультрафиолетовый и инфракрасный диапазоны излучения. Ясно, что звезды излучают неравномерно на разных длинах волн, поэтому звездная величина небесного светила зависит от спектральной чувствительности приемника излучения.

Визуальная звездная величина mv отвечает спектральной чувствительности человеческого глаза (максимум приходится на длину волны лямбда=555 мкм).

Фотовизуальная звездная величина V (или желтая) практически совпадает с визуальной и в настоящее время именно в шкале фотовизуальных величин обозначается блеск звезд и других небесных тел в каталогах, предназначенных для любителей астрономии..

Фотографическая звездная величина B (или синяя) определяется измерением блеска звезды по фотопластинке, чувствительной к синим лучам, или при помощи фотоумножителя с синим фильтром.

Наконец, болометрическая звездная величина mbol отвечает суммарной мощности излучения звезды во всех диапазонах спектра. Например, болометрическая звездная величина Солнца лишь немного меньше визуальной, так как почти все излучение звезды приходится на видимый диапазон. С другой стороны, болометрическая зв. вел. красных карликов гораздо меньше их визуальной зв. величины, так как бо́льшая часть энергии излучения приходится на инфракрасный диапазон. Та же ситуация наблюдается и с горячими звездами спектральных классов О и В, которые излучают в основном в ультрафиолете.

Шкала звездных величин. Рисунок: Большая Вселенная

До сих пор, говоря о звездной величине, мы подразумевали видимую звездную величину , т. е. ту, которая регистрируется непосредственно при наблюдении небесного светила. Видимая звездная величина означает «наблюдаемая», «кажущаяся» и ничего не говорит о том, какова реальная светимость небесного тела . Например, Венера на небе выглядит гораздо ярче любой звезды; ее максимальный блеск достигает -4,67 m . Однако это не значит, что планета «излучает» больше света, чем звезды; большой блеск Венеры объясняется ее близостью к Земле.

Чтобы сравнить реальные потоки световой энергии, идущие от небесных тел, астрономы условно располагают их на стандартном расстоянии 10 парсек от Земли. Абсолютная звездная величина (М) показывает, какую видимую звездную величину имело бы небесное тело в том случае, если бы расстояние до него составляло 10 парсек .

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