Видимая величина

Видимая величина ( m ) — мера яркости звезды , астрономического объекта или других небесных объектов, таких как искусственные спутники . Ее значение зависит от ее собственной светимости , расстояния и любого ослабления света объекта, вызванного межзвездной пылью вдоль линии зрения наблюдателя.

Если не указано иное, слово «величина» в астрономии обычно относится к видимой величине небесного объекта. Шкала величин, вероятно, восходит к временам до древнеримского астронома Клавдия Птолемея , чей звездный каталог популяризировал систему, перечислив звезды от 1-й величины (самые яркие) до 6-й величины (самые тусклые). ^[1] Современная шкала была математически определена для точного соответствия этой исторической системе Норманом Погсоном в 1856 году.

Шкала обратная логарифмическая : чем ярче объект, тем меньше его звездная величина. Разница в 1,0 звездной величины соответствует отношению яркости , или около 2,512. Например, звезда звездной величины 2,0 в 2,512 раза ярче звезды звездной величины 3,0, в 6,31 раза ярче звезды звездной величины 4,0 и в 100 раз ярче звезды звездной величины 7,0.${\displaystyle {\sqrt[{5}]{100}}}$

Самые яркие астрономические объекты имеют отрицательные видимые величины: например, Венера на −4,2 или Сириус на −1,46. Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом в самую темную ночь, имеют видимые величины около +6,5, хотя это зависит от зрения человека , высоты и атмосферных условий. ^[2] Видимые величины известных объектов варьируются от Солнца на −26,832 до объектов на глубоких снимках космического телескопа Хаббл с величиной +31,5. ^[3]

Измерение видимой величины называется фотометрией . Фотометрические измерения производятся в ультрафиолетовом , видимом или инфракрасном диапазонах длин волн с использованием стандартных полосовых фильтров, принадлежащих фотометрическим системам, таким как система UBV или система Strömgren uvbyβ . Измерение в V-диапазоне может называться видимой визуальной величиной .

Абсолютная величина — это связанная величина, которая измеряет светимость , которую испускает небесный объект, а не его видимую яркость при наблюдении, и выражается в той же обратной логарифмической шкале. Абсолютная величина определяется как видимая величина, которую звезда или объект имели бы, если бы их наблюдали с расстояния 10 парсеков (33 световых года; 3,1 × 10 ¹⁴ километров; 1,9 × 10 ¹⁴ миль). Поэтому она более полезна в звездной астрофизике , поскольку относится к свойству звезды независимо от того, насколько близко она находится к Земле. Но в наблюдательной астрономии и популярном наблюдении за звездами ссылки на «величину» понимаются как видимая величина.

Астрономы-любители обычно выражают темноту неба в терминах предельной звездной величины , т. е. видимой звездной величины самой слабой звезды, которую они могут видеть невооруженным глазом. Это может быть полезно как способ мониторинга распространения светового загрязнения .

Видимая величина технически является мерой освещенности , которая также может быть измерена в фотометрических единицах, таких как люкс . ^[4]

Этот раздел нуждается в дополнительных цитатах для проверки . Соответствующее обсуждение можно найти на Talk:Apparent magnetic . Пожалуйста, помогите улучшить эту статью , добавив ссылки на надежные источники в этом разделе. Неподтвержденные материалы могут быть оспорены и удалены. ( Май 2019 ) ( Узнайте, как и когда удалять это сообщение )

Шкала, используемая для указания величины, берет свое начало в эллинистической практике деления звезд, видимых невооруженным глазом, на шесть величин . Самые яркие звезды на ночном небе считались звездами первой величины ( m = 1), тогда как самые слабые — шестой величины ( m = 6), что является пределом человеческого визуального восприятия (без помощи телескопа ) . Каждая степень величины считалась в два раза ярче следующей степени ( логарифмическая шкала ), хотя это отношение было субъективным, поскольку фотоприемников не существовало. Эта довольно грубая шкала яркости звезд была популяризирована Птолемеем в его «Альмагесте» и, как обычно полагают, возникла у Гиппарха . Это невозможно доказать или опровергнуть, поскольку оригинальный звездный каталог Гиппарха утерян. Единственный сохранившийся текст самого Гиппарха (комментарий к Арату) ясно свидетельствует о том, что у него не было системы для описания яркости с помощью чисел: он всегда использует такие термины, как «большой» или «маленький», «яркий» или «слабый», или даже такие описания, как «видимый при полной луне». ^[8]

В 1856 году Норман Роберт Погсон формализовал систему, определив звезду первой величины как звезду, которая в 100 раз ярче звезды шестой величины, тем самым установив логарифмическую шкалу, которая используется и по сей день. Это означает, что звезда величиной m примерно в 2,512 раза ярче звезды величиной m + 1. Эта цифра, пятый корень из 100 , стала известна как отношение Погсона. ^[9] Звездные каталоги Гарвардской фотометрии 1884 года и Потсдамского метеорологического музея 1886 года популяризировали отношение Погсона, и в конечном итоге оно стало фактическим стандартом в современной астрономии для описания различий в яркости. ^[10]

Определение и калибровка того, что означает величина 0,0, сложны, и различные типы измерений, которые обнаруживают различные виды света (возможно, с помощью фильтров), имеют разные нулевые точки. Оригинальная статья Погсона 1856 года определила величину 6,0 как самую слабую звезду, которую можно увидеть невооруженным глазом, ^[11] но истинный предел для самой слабой возможной видимой звезды варьируется в зависимости от атмосферы и того, как высоко звезда находится в небе. Гарвардская фотометрия использовала среднее значение 100 звезд, близких к Полярной звезде, для определения величины 5,0. ^[12] Позже фотометрическая система Джонсона UVB определила несколько типов фотометрических измерений с различными фильтрами, где величина 0,0 для каждого фильтра определяется как среднее значение шести звезд с тем же спектральным типом, что и Вега. Это было сделано для того, чтобы индекс цвета этих звезд был равен 0. ^[13] Хотя эту систему часто называют «нормализованной по Веге», Вега немного тусклее, чем среднее значение по шести звездам, используемое для определения звездной величины 0,0, то есть звездная величина Веги по определению нормализована до 0,03.

В современных системах звездных величин яркость описывается с помощью отношения Погсона. На практике звездные величины редко превышают 30, прежде чем звезды становятся слишком слабыми для обнаружения. В то время как Вега близка к звездной величине 0, на ночном небе есть четыре более яркие звезды в видимом диапазоне длин волн (и больше в инфракрасном диапазоне длин волн), а также яркие планеты Венера, Марс и Юпитер, и поскольку ярче означает меньшую звездную величину, они должны описываться отрицательными звездными величинами. Например, Сириус , самая яркая звезда небесной сферы , имеет звездную величину −1,4 в видимом диапазоне. Отрицательные звездные величины для других очень ярких астрономических объектов можно найти в таблице ниже.

Астрономы разработали другие фотометрические нулевые системы в качестве альтернатив нормализованным системам Веги. Наиболее широко используется система величин AB ^[15] , в которой фотометрические нулевые точки основаны на гипотетическом опорном спектре, имеющем постоянный поток на единичный частотный интервал , а не на использовании звездного спектра или кривой черного тела в качестве опорной точки. Нулевая точка величины AB определяется таким образом, что величины объекта AB и Веги будут приблизительно равны в полосе фильтра V. Однако система величин AB определяется, предполагая, что идеализированный детектор измеряет только одну длину волны света, в то время как реальные детекторы принимают энергию из диапазона длин волн.

Точное измерение величины (фотометрия) требует калибровки фотографического или (обычно) электронного прибора обнаружения. Обычно это включает в себя одновременное наблюдение в идентичных условиях стандартных звезд, величина которых с использованием этого спектрального фильтра точно известна. Более того, поскольку количество света, фактически полученного телескопом, уменьшается из-за пропускания через атмосферу Земли , необходимо учитывать воздушные массы целевых и калибровочных звезд . Обычно можно наблюдать несколько разных звезд известной величины, которые достаточно похожи. Предпочтение отдается звездам-калибраторам, близким к цели в небе (чтобы избежать больших различий в атмосферных путях). Если эти звезды имеют несколько разные зенитные углы ( высоты ), то можно вывести поправочный коэффициент как функцию воздушной массы и применить его к воздушной массе в месте расположения цели. Такая калибровка получает яркость, которая наблюдалась бы из-за атмосферы, где определяется видимая величина. ^{[ необходима цитата ]}

Видимая шкала звездной величины в астрономии отражает полученную мощность звезд, а не их амплитуду. Новичкам следует рассмотреть возможность использования относительной меры яркости в астрофотографии для регулировки времени экспозиции между звездами. Видимая звездная величина также интегрируется по всему объекту, независимо от его фокуса, и это необходимо учитывать при масштабировании времени экспозиции для объектов со значительным видимым размером, таких как Солнце, Луна и планеты. Например, прямое масштабирование времени экспозиции от Луны к Солнцу работает, поскольку они примерно одинакового размера на небе. Однако масштабирование экспозиции от Луны к Сатурну приведет к переэкспонированию, если изображение Сатурна занимает меньшую площадь на вашем сенсоре, чем Луна (при том же увеличении или, в более общем случае, f/#).

Чем тусклее выглядит объект, тем выше численное значение, присвоенное его величине, с разницей в 5 величин, соответствующей коэффициенту яркости ровно 100. Таким образом, величина m в спектральном диапазоне x будет задана как , что чаще выражается в терминах десятичных логарифмов как где F _x - наблюдаемая освещенность с использованием спектрального фильтра x , а F _{x ,0} - опорный поток (нулевая точка) для этого фотометрического фильтра . Поскольку увеличение на 5 величин соответствует уменьшению яркости ровно в 100 раз, каждое увеличение величины подразумевает уменьшение яркости в этот раз (коэффициент Погсона). Инвертируя приведенную выше формулу, разность величин m ₁ − m ₂ = Δ m подразумевает коэффициент яркости$${\displaystyle m_{x}=-5\log _{100}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right),}$$$${\displaystyle m_{x}=-2.5\log _{10}\left({\frac {F_{x}}{F_{x,0}}}\right),}$$${\displaystyle {\sqrt[{5}]{100}}\approx 2.512}$$${\displaystyle {\frac {F_{2}}{F_{1}}}=100^{\frac {\Delta m}{5}}=10^{0.4\Delta m}\approx 2.512^{\Delta m}.}$$

Каково соотношение яркости Солнца и полной Луны ?

Видимая звездная величина Солнца составляет −26,832 ^[16] (ярче), а средняя звездная величина полной Луны составляет −12,74 ^[17] (тусклее).

Разница в величине:$${\displaystyle x=m_{1}-m_{2}=(-12.74)-(-26.832)=14.09.}$$

Коэффициент яркости:$${\displaystyle v_{b}=10^{0.4x}=10^{0.4\times 14.09}\approx 432\,513.}$$

Солнце, по-видимому, находится примерноВ 400 000 раз ярче полной Луны.

Иногда может возникнуть желание добавить яркость. Например, фотометрия близко расположенных двойных звезд может дать только измерение их объединенного светового потока. Чтобы найти объединенную величину этой двойной звезды, зная только величины отдельных компонентов, это можно сделать, добавив яркость (в линейных единицах), соответствующую каждой величине. ^[18]$${\displaystyle 10^{-m_{f}\times 0.4}=10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}.}$$

Решение дает , где m _f — результирующая величина после сложения яркостей, обозначенных m ₁ и m ₂ .${\displaystyle m_{f}}$$${\displaystyle m_{f}=-2.5\log _{10}\left(10^{-m_{1}\times 0.4}+10^{-m_{2}\times 0.4}\right),}$$

В то время как величина обычно относится к измерению в определенной полосе фильтра, соответствующей некоторому диапазону длин волн, кажущаяся или абсолютная болометрическая величина (m _{bol ) является мерой кажущейся или абсолютной яркости объекта, интегрированной по всем длинам волн электромагнитного спектра (также известной как} облученность или мощность объекта , соответственно). Нулевая точка шкалы кажущейся болометрической величины основана на определении, что кажущаяся болометрическая величина 0 mag эквивалентна полученной облученности 2,518×10−8 ^Вт на квадратный метр (Вт·м ⁻² ). ^[16]

В то время как видимая величина является мерой яркости объекта, видимой конкретным наблюдателем, абсолютная величина является мерой внутренней яркости объекта. Поток уменьшается с расстоянием в соответствии с законом обратных квадратов , поэтому видимая величина звезды зависит как от ее абсолютной яркости, так и от расстояния (и любого затухания). Например, звезда на одном расстоянии будет иметь такую ​​же видимую величину, как звезда в четыре раза ярче на вдвое большем расстоянии. Напротив, внутренняя яркость астрономического объекта не зависит от расстояния до наблюдателя или любого затухания . ^{[ требуется цитата ]}

Абсолютная величина M звезды или астрономического объекта определяется как видимая величина, которую она имела бы, если бы ее видели с расстояния 10 парсеков (33  световых лет ). Абсолютная величина Солнца составляет 4,83 в полосе V (визуальной), 4,68 в полосе G спутника Gaia (зеленой) и 5,48 в полосе B (синей). ^{[19] [20] [21]}

В случае планеты или астероида абсолютная величина H скорее означает видимую величину, которую она имела бы, если бы находилась на расстоянии 1 астрономической единицы (150 000 000 км) как от наблюдателя, так и от Солнца и была бы полностью освещена при максимальном противостоянии (конфигурация, которая достижима только теоретически, когда наблюдатель находится на поверхности Солнца). ^[22]

Шкала величин представляет собой обратную логарифмическую шкалу. Распространенное заблуждение заключается в том, что логарифмическая природа шкалы обусловлена ​​тем, что человеческий глаз сам по себе имеет логарифмическую реакцию. Во времена Погсона это считалось правдой (см. закон Вебера-Фехнера ), но сейчас считается, что реакция является степенным законом (см. степенной закон Стивенса ) . ^[24]

Величина осложняется тем фактом, что свет не является монохроматическим . Чувствительность детектора света изменяется в зависимости от длины волны света, а то, как она изменяется, зависит от типа детектора света. По этой причине необходимо указать, как измеряется величина, чтобы значение было значимым. Для этой цели широко используется система UBV , в которой величина измеряется в трех различных диапазонах длин волн: U (с центром около 350 нм, в ближнем ультрафиолете ), B (около 435 нм, в синей области) и V (около 555 нм, в середине диапазона человеческого зрения при дневном свете). Диапазон V был выбран для спектральных целей и дает величины, близко соответствующие тем, которые видит человеческий глаз. Когда видимая величина обсуждается без дополнительных уточнений, величина V обычно понимается. ^[25]

Поскольку более холодные звезды, такие как красные гиганты и красные карлики , излучают мало энергии в синей и ультрафиолетовой областях спектра, их мощность часто недооценивается шкалой UBV. Действительно, некоторые звезды классов L и T имеют предполагаемую величину намного выше 100, потому что они излучают крайне мало видимого света, но наиболее сильны в инфракрасном диапазоне . ^[26]

Меры величины требуют осторожного обращения, и крайне важно измерять подобное подобным. На ортохроматической (чувствительной к синему цвету) фотопленке начала 20-го века и более старых ортохроматических (синечувствительных) фотопленках относительные яркости синего сверхгиганта Ригель и красного сверхгиганта Бетельгейзе, неправильной переменной звезды (в максимуме), меняются местами по сравнению с тем, что воспринимают человеческие глаза, потому что эта архаичная пленка более чувствительна к синему свету, чем к красному. Величины, полученные этим методом, известны как фотографические величины и в настоящее время считаются устаревшими. ^[27]

Для объектов в пределах Млечного Пути с заданной абсолютной величиной, 5 добавляется к видимой величине для каждого десятикратного увеличения расстояния до объекта. Для объектов на очень больших расстояниях (далеко за пределами Млечного Пути), это соотношение должно быть скорректировано для красных смещений и для неевклидовых мер расстояния из-за общей теории относительности . ^{[28] [29]}

Для планет и других тел Солнечной системы видимая звездная величина выводится из ее фазовой кривой и расстояний до Солнца и наблюдателя. ^[30]

This section needs additional citations for verification. Please help improve this article by adding citations to reliable sources in this section. Unsourced material may be challenged and removed. (September 2019) (Learn how and when to remove this message)

Некоторые из перечисленных величин являются приблизительными. Чувствительность телескопа зависит от времени наблюдения, оптической полосы пропускания и интерферирующего света от рассеяния и свечения атмосферы .

• Угловой диаметр
• Модуль расстояния
• Список ближайших ярких звезд
• Список ближайших звезд
• Светимость
• Поверхностная яркость

• «Астрономическая шкала звездных величин». International Comet Quarterly .