Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта
счетчик сайта
Размер шрифта:

Кратко:

ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА И КОЛИЧЕСТВО ВИДИМЫХ ЗВЁЗД

Возьмите обыкновенный бинокль и посмотрите в него на какой-нибудь участок звёздного неба. Вы увидите много слабо светящихся звёздочек, не видимых невооруженным глазом, потому что объектив (стекло, собирающее свет, в бинокле или телескопе) больше, чем зрачок человеческого глаза, и в него попадает больше света. В обычный театральный бинокль легко видны звёзды до 7-й звёздной величины, а в призменный полевой бинокль - звёзды до 9-й звёздной величины. В телескопы же видно множество ещё более слабосветящихся звёзд. Так, например, в сравнительно небольшой телескоп (с поперечником объектива 80 мм) видны звёзды до 12-й звёздной величины. В более мощные современные телескопы можно наблюдать звёзды до 18-й звёздной величины. На фотографиях, снятых при помощи крупнейших телескопов, можно увидеть звёзды до 23-й звёздной величины. Они в 6 млн. раз слабее по блеску самых слабосветящихся звёзд, которые мы видим невооруженным глазом. И если на небе невооруженному глазу доступно всего лишь около 6000 звёзд, то в самые мощные современные телескопы можно наблюдать миллиарды звёзд.

ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА И РАССТОЯНИЕ

Соотношение между относительной звёздной величиной (m), абсолютной (М) и расстоянием до звезды (R) можно выразить в виде математической формулы:

m - М = -5 + 5 lg (R)

Из формулы следует, что, зная относительную звёздную величину (её можно измерить с помощью фотометра) и расстояние до звезды, можно вычислить абсолютную звёздную величину, т.е. меру её блеска. И, соответственно, наоборот, определив, к какому типу относится звезда, можно представить её абсолютную звёздную величину. Таким образом, воспользовавшись формулой, вычисляется расстояние. Астрономы часто используют эту формулу в своей работе.

 

    

    

Звёзды

Звёздная величина.


© Знания-сила

Птолемей и «Альмагест»

Первую попытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял эллинский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э. Среди его многочисленных трудов (к сожалению, они почти все утеряны) фигурировал и «Звёздный каталог», содержащий описание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии (Египет) во II в. н.э. Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошел и «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал уже примерно на тысячу звёзд больше.

Каталогом Птолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия. Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены к первому классу, менее яркие - ко второму и так далее. К шестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом. Термин «сила свечения небесных тел», или «звёздная величина», используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.

Блеск звёзд и визуальная звёздная величина

Глядя на звёздное небо, можно заметить, что звезды различны по своей яркости или по своему видимому блеску. Наиболее яркие звёзды называют звёздами 1-й звёздной величины; те из звёзд, которые по своему блеску в 2,5 раза слабее звёзд 1-й величины, имеют 2-ю звездную величину. К звёздам 3-й звёздной величины относят те из них. которые слабее звёзд 2-й величины в 2,5 раза, и т.д. Самые слабые из звёзд, доступных невооруженному глазу, причисляют к звёздам 6-й звёздной величины. Нужно помнить, что название «звёздная величина» указывает не на размеры звёзд, а только на их видимый блеск.

Всего на небе наблюдается 20 наиболее ярких звёзд, о которых обычно говорят, что это звёзды первой величины. Но это не значит, что они имеют одинаковую яркость. На самом деле одни из них несколько ярче 1-ой величины, другие несколько слабее и только одна из них - звёзда в точности 1-й величины. Такое же положение и со звёздами 2-й, 3-й и последующих величин. Поэтому для более точного обозначения яркости той или иной звезды используют дробные величины. Так, например, те звёзды, которые по своей яркости находятся посредине между звёздами 1-й и 2-й звёздных величин, считают принадлежащими к 1,5-й звёздной величине. Есть звёзды, имеющие звёздные величины 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 и т.д. На небе видно несколько особенно ярких звёзд, которые по своему блеску превышают блеск звёзд 1-й звёздной величины. Для этих звёзд ввели нулевую и отрицательные звёздные величины. Так, например, самая яркая звезда северного полушария неба - Вега - имеет блеск 0,03 (0,04) звёздной величины, а ярчайшая звезда  - Сириус - имеет блеск минус 1,47 (1,46) звёздной величины, в южном полушарии ярчайшей звездой является Канопус (Канопус расположен в созвездии Киль. Видимый блеск звезды минус 0,72, Канопус обладает наибольшей светимостью среди всех звёзд в радиусе 700 световых лет от Солнца. Для сравнения, Сириус всего лишь в 22 раза ярче, чем наше Солнце, но он намного ближе к нам, чем Канопус. Для очень многих звёзд среди ближайших соседей Солнца Канопус является самой яркой звездой на их небосклоне.).

Звёздная величина в современной науке

В середине XIX в. английский астроном Норман Погсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. Погсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами составляет 2,5 (например сила свечения звезды третьего класса в 2,5 раза больше, чем у звезды четвёртого класса). Погсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 к 1 (Разность в 5 звёздных величин соответствует изменению блеска звёзд в 100 раз). Таким образом, разница в плане светимости между каждым классом составляет не 2,5, а 2,512 к 1.

Система, разработанная английским астрономом, позволила сохранить существующую шкалу (деление на шесть классов), но придала ей максимальную математическую точность. Сначала ноль-пунктом для системы звёздных величин была выбрана Полярная звезда, её звездная величина в соответствии с системой Птолемея была определена в 2,12. Позже, когда выяснилось, что Полярная звезда является переменной, на роль ноль-пункта были условно определены звёзды с постоянными характеристиками. По мере совершенствования технологий и оборудования учёные смогли определить звёздные величины с большей точностью: до десятых, а позже и до сотых единиц.

Связь между видимыми звёздными величинами выражается формулой Погсона: m2-m1=-2,5log(E2/E1).

Количество n звёзд с визуальной звездной величиной свыше L


L
.

n


L
.

n


L
.

n

1

13

8

4.2*104

15

3.2*107

2

40

9

1.25*105

16

7.1*107

3

100

10

3.5*105

17

1.5*108

4

500

11

9*105

18

3*108

5

1.6*103

12

2.3*106

19

5.5*108

6

4.8*103

13

5.7*106

20

109

7

1.5*104

14

1.4*107

21

2*109

Относительная и абсолютная звёздная величина

Звёздная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп (фотометрами), указывает, какое количество света от звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. Другими словами, тот факт, что звёзды различаются по блеску, ещё не дает полной информации о звезде. Очень яркая звезда может иметь большую светимость, а находиться очень далеко и потому иметь очень большую звёздную величину. Для сравнения яркости звёзд независимо от их расстояния до Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина». Для определения абсолютной звездной величины необходимо знать расстояние до звезды. Абсолютная звездная величина М  характеризует блеск звезды на расстоянии в 10 парсек от наблюдателя. (1 парсек = 3,26 светового года.). Связь абсолютной звездной величины М, видимой звездной величины m и расстояния до звезды R в парсеках: M = m + 5 – 5 lg R.

Для сравнительно близких звёзд, удалённых на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется по параллаксу способом, известным уже двести лет. При этом измеряют ничтожно малые угловые смещения звёзд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Параллаксы даже самых близких звёзд меньше 1". С понятием параллакса связано название одной из основных единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равен 1".

>>>Читайте дальше: Спектральный анализ.

Звезды. Парадокс ОльберсаЗвездная величинаСпектральный анализОсновные спектральные классыДополнительные спектральные классы. Цвет звезд.Компьютерная модель рождения звездРождение звезд в природеЭволюция протозвездыДиаграмма Герцшпрунга-РесселаВозникновение химических элементов

 
 
Главная В закладки Контакты Новости О проекте Планы сайта

open
© KV


 


 

Предположим, что на определенном расстоянии от звезды телескоп поглощает какое-то количество света. Для поглощения аналогичного количества света на расстоянии, превышающем в два раза предыдущее, понадобится уже четыре телескопа, идентичных первому.

Закрыть урок