Как измеряется яркость в астрономии: все о звездной величине
Зная яркость небесного объекта, вы можете определить, виден ли он на небе или нет. Но как на самом деле измеряется эта яркость? Какие измерения подходят для каких объектов? Давайте разберемся, чтобы вы могли наблюдать ночное небо как профессиональный астроном! P.S. Чтобы быстро узнать яркость любого объекта на небе, используйте приложение Sky Tonight.
Содержание
- Что такое звездная величина
- Как измеряется звездная величина
- Поверхностная яркость
- Предельная звездная величина: гайд для наблюдателей
- Подводим итог
Что такое звездная величина
В астрономии звездная величина — это мера того, насколько ярким или тусклым выглядит объект на небе.
Заметьте, что в определении мы использовали слово "выглядит". Это потому, что звездная величина, как правило, не указывает, насколько ярким на самом деле является объект. Она относится к тому, насколько ярким он кажется.
Не стоит путать звездную величину со светимостью (англ.: luminosity, L) — яркостью объекта в космосе.
Абсолютная и видимая звездная величины
Астрономы делят звездные величины на два основных типа: видимая и абсолютная.
- Видимая звездная величина (англ.: apparent magnitude, m, или зв. вел.) — это то, насколько ярким выглядит объект для наблюдателя с Земли.
- Абсолютная звездная величина (англ.: absolute magnitude, M) показывает, насколько ярким был бы объект, если бы он находился на фиксированном расстоянии 10 парсеков¹ от Земли. Скорее всего астрономы выбрали расстояние 10 парсеков, потому что это было средним расстоянием до звезд, известных в 1902 году. Для измерения абсолютной звездной величины планет и малых тел Солнечной системы (H) используется расстояние 1 а.е. от наблюдателя.
¹Единица расстояния в астрономии; 1 парсек равен 3,26 светового года или 3,09 × 10¹³ км.
Важно отметить, что абсолютная звездная величина объекта измеряется при условии отсутствовия поглощения его света межзвездным пылью и газом.
Таким образом, видимая звездная величина зависит от собственной светимости объекта, расстояния до него и межзвездного поглощения, уменьшающего его яркость. Абсолютная звездная величина позволяет нам сравнивать собственную светимость объектов (в заданном диапазоне спектра), гипотетически помещая все объекты на стандартное эталонное расстояние от наблюдателя.
Возьмем в качестве примера наше Солнце и звезду Ригель. Солнце кажется намного ярче Ригеля на небе, поэтому его видимая звездная величина выше (−26,8 у Солнца и 0,18 у Ригеля). Однако если бы мы поместили и Солнце, и Ригель на расстояние 10 парсеков от Земли, Ригель бы сиял гораздо ярче Солнца. Это потому, что у далекой звезды выше абсолютная звездная величина: у Ригеля она равна −6,69, а у Солнца 4,83.
Вот еще несколько примеров:
- Альфа Центавра: m = −0,3; M = 4,1
- Канопус: m = −0,7; M = −3,1
- Денеб: m = 1,26; M = −7,1
- Нептун: m = 7,8 (среднее значение); H = −6,9
Значения видимой звездной величины выражаются числом без единицы измерения. Когда пишут "Антарес имеет звездную величину 1,09", то подразумевается видимая звзедная величина. Это можно сократить до "Антарес (зв. вел. 1.09)", "Антарес (1.09 m)" или "Антарес (m = 1.09)". При упоминании других типов звездных величин, астрономы уточняют этот тип, написав фразу полностью или используя латинскую букву: "Антарес имеет абсолютную звездную величину −5.28" или "Антарес (M = −5.28)". Они также используют латинские буквы в формулах.
Кстати, видимая звездная величина может измеряться как невооруженным глазом, так и телескопом; как в видимом диапазоне спектра, так и в других диапазонах (фотографическом, УФ, ИК). В этом случае "видимая" означает "наблюдаемая" и не относится конкретно к человеческому глазу. Если мы рассматриваем только то, что может увидеть человеческий глаз, то мы измеряем визуальную звездную величину. Однако многие популярные научные источники используют эти термины как синонимы.
Как измеряется звездная величина
Шкала звездных величин
В 137 году н.э. древний астроном Птолемей классифицировал звезды по шестибалльной шкале, назвав самые яркие из них звездами первой величины, а самые тусклые, едва видимые невооруженным глазом — звездами шестой величины. Он также первым ввел термин звездная величина. Изначально эта система подразумевала распределение на шесть отдельных групп, внутри которых не было разделения по яркости. Сегодня мы используем усовершенствованную версию этой шкалы.
Шкала Птолемея — это система сравнительной яркости небесных объектов. Такая система требует некой точки отсчета или стандартной звезды. Традиционно, Вега с видимой звездной величиной 0,0, была принята за стандарт.
Конечно, с развитием телескопов астрономы расширили эту шкалу, и включили в нее гораздо более тусклые небесные тела, например туманности и галактики.
Астрономы также расширили шкалу, чтобы охватить более яркие объекты на небе, такие как Солнце, Луна и некоторые планеты. Поскольку Вега считалась звездой нулевой звездной величины, астрономы присвоили отрицательные значения объектам, более ярким, чем Вега. Вот несколько примеров звездной величины ярких объектов:
- Солнце: –26.5
- Полная Луна: –12.5 (среднее значение)
- Венера: –4.3 (среднее значение)
- Юпитер: –2.7 (среднее значение)
- Сириус: –1.44
- Вега: 0.0
- Денеб: 1.25
Шкала звездных величин может показаться запутанной, но главное запомнить, что чем больше число, тем тусклее объект. Самые яркие объекты имеют отрицательные звездные величины.
Как распределяются звезды согласно звездной величине
Вы могли заметить, что на нашем ночном небе намного больше тусклых звезд, чем ярких. Вот, как они распределяются по звездной величине:
- Зв. вел. от –1.5 до –0.5: 2 звезды
- Зв. вел. от –0.5 до 0.5: 6 звезд
- Зв. вел. от 0.5 до 1.5: 14 звезд
- Зв. вел. от 1.5 до 2.5: 71 звезда
- Зв. вел. от 2.5 до 3.5: 190 звезд
- Зв. вел. от 3.5 до 4.5: 610 звезд
- Зв. вел. от 4.5 до 5.5: 1,929 звезд
- Зв. вел. от 5.5 до 6.5: 5,946 звезд
Обратите внимание, что это все звезды, видимые невооруженным глазом на всем небе. Поскольку единовременно мы можем видеть только половину неба, реальное количество видимых звезд будет меньше.
Как рассчитывается шкала видимой звездной величины
Мы знаем, что звезда первой звездной величины ярче звезды второй величины. Но насколько ярче?
Шкала звездных величин логарифмическая, где разница в 5 величин всегда соответствует изменению яркости в 100 раз. Это означает, что звезда первой звездной величины в 100 раз ярче звезды шестой звездной величины, и аналогично, звезда второй величины в 100 раз ярче звезды седьмой величины.
Вот как работает эта шкала:
- Разница в одну звездную величину (например, от 1 до 2) изменяет яркость примерно в 2,5 раза.
- Этот фактор накапливается с каждым шагом, что означает, что звезда третьей звездной величины в 6,25 раз тусклее звезды первой величины (2,5 x 2,5 = 6,25).
Но если вы воспользуетесь калькулятором и возвездете 2,5 в пятую степень, то ровно 100 у вас не получится. Дело в том, что 2,5 — это округление; точное число равно 100^(1/5) ≈ 2.51188643150958. В большинстве источников это число округляют до 2,5 или 2,512. Вот, как изменяется яркость объектов с разницей в 1, 2, 3, 4 и 5 звездных величин:
- Разница в 1 зв. вел.: 2.512 ≈ 2.5
- Разница в 2 зв. вел.: 2.512 x 2.512 ≈ 6.3
- Разница в 3 зв. вел.: 2.512 x 2.512 x 2.512 ≈ 15.8
- Разница в 4 зв. вел.: 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 ≈ 39.8
- Разница в 5 зв. вел.: 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 ≈ 100
Теперь мы можем рассчитать, насколько полная Луна ярче Венеры, которая является следующим по яркости объектом на ночном небе. Их звездные величины могут немного варьироваться, так что возьмем значения –12.7 для полной Луны и –4.6 для Венеры.
Разница в звездной величине между полной Луной и Венерой составляет –4.6 – (–12.7) = 8.1 единицы.
Разница в 1 звездную величину увеличивает яркость примерно в 2,512 раза, так что увеличение звездной величины на 8,1 раз увеличит яркость в (2,512)^8,1 раз, что примерно равно 1,700.
Итак, полная Луна приблизительно в 1,700 раз ярче Венеры! Если использовать общее уравнение для сравнения яркости на основе звездных величин, оно может быть выражено как:
Iᴬ/Iᴮ ≈ 2,512^(mᴮ – mᴬ)
здесь Iᴬ и Iᴮ — это интенсивность (или яркость) объектов A и B, соответственно, а mᴮ и mᴬ — их звездные величины.
Как определить видимую звездную величину
Чтобы узнать точную видимую звездную величину объекта, астрономы измеряют поток или интенсивность этого объекта (общее количество энергии на единицу площади, поступающей на детектор телескопа в секунду). Затем они сравнивают относительную яркость источника со стандартной звездой, используя следующую формулу:
m₁ – m₀ = –2.5 × log₁₀ (F₁ / F₀)
где m — звездная величина (как мы уже знаем), а F — поток света. В многих источниках вместо F используется I, так как астрономы используют термин "поток света" для того, что часто называется "интенсивностью" в физике.
Как мы уже упоминали, в качестве стандартной звезды (нулевой точки отсчета) была выбрана звезда Вега (то есть F₀ — это поток света от Веги, а m₀ — ее звездная величина).
С появлением точных фотометров и камер астрономы поняли, что даже Вега не является идеальной стандартной звездой. Ее яркость может изменяться на ~0,03 зв. вел. Поэтому, для точности, астрономы ввели нулевую точку, основанную на теоретическом источнике с постоянным потоком света. Однако для визуальных наблюдений Вега все еще может служить стандартом нулевой звездной величины.
Существует целая наука, посвященная измерению яркости звезд и других небесных объектов, — фотометрия.
Разные системы звездных величин: спектральные диапазоны
Звездная величина зависит от спектральной чувствительности приемника излучения (глаз, фотоэлектрический детектор, фотографическая пластина и т.д.).
Существует множество систем звездных величин в зависимости от спектральных диапазонов, каждая из которых отличается выбором конкретного диапазона измерения.
Визуальная звездная величина (mᵥ) измеряется при наблюдении глазом.
Фотографическая звездная величина (mₚ) измеряется по изображению звезды на фотографической пластине, полученной без дополнительных светофильтров. Поскольку фотоэмульсия чувствительна к синим лучам и нечувствительна к красным, синие звезды выглядят ярче на фотографической пластине, чем они выглядят для глаза.
Сравнивая яркость источника, измеренную в разных диапазонах спектра, астрономы могут узнать его цвет, оценить температуру его поверхности (если это звезда) или альбедо (если это планета), определить степень поглощения света межзвездной пылью и другие важные характеристики.
Поэтому были разработаны стандартные фотометрические системы диапазонов, которые в основном определяются выбором светофильтров. Самая популярная из них — трехцветная система UBV: ультрафиолетовый (ultraviolet, U), синий (blue, B) и визуальный (visual, V). Визуальный диапазон очень близок к фотовизуальному, а синий диапазон — к фотографическому.
Кроме спектрально чувствительных приемников существуют болометры, которые измеряют болометрическую звездную величину — поток излучения, суммированный по всем диапазонам спектра. Болометрическая звездная величина позволяет вычислить светимость объекта, если известны расстояние до источника и степень поглощения межзвездного света.
Поверхностная яркость
До сих пор мы в основном обсуждали точечные источники света, такие как звезды и планеты. Но не все объекты на ночном небе такие компактные, как звезды.
Некоторые объекты занимают большую площадь на небе, например, галактики и туманности. Если взять весь поток света от объекта и определить по нему звездную величину, это может ввести в заблуждение о реальной видимости объекта на небе.
Поэтому в этом случае видимая звездная величина не помогает ответить на главный вопрос: насколько ярким этот объект кажется наблюдателю на Земле?
Например, галактика Андромеды имеет видимую звездную величину 3,4 — точечные объекты с такой звездной величиной видны невооруженным глазом даже в местах с умеренной засветкой! Однако галактику Андромеды увидеть из города невооруженным глазом не получится.
Астрономы решают эту проблему, используя поверхностную яркость (меру яркости на единицу площади). Это усредняет яркость объекта по всей его площади.
Поверхностная яркость (англ.: surface brightness, SB) количественно определяет видимую яркость (или плотность потока) на единицу угловой площади диффузного объекта (такого как галактика или туманность).
Поверхностная яркость объекта часто выражается либо в звездной величине на квадратную угловую секунду (англ.: magnitudes per square arcsecond, mag/arcsec²), либо в звездной величине на квадратную угловую минуту (англ.: magnitudes per square arcminute, mag/arcmin²). Вот примеры видимой звездной величины и наименьшей (самой яркой) поверхностной яркости некоторых объектов:
- Туманность Ориона: 4 зв. вел. и 17 mag/arcsec²
- Галактика Андромеды: 3.4 зв. вел. и 11 mag/arcsec²
- Галактика Треугольника: 5,7 зв. вел. и 14,2 mag/arcsec²
- Галактика Боде: 6,9 зв. вел. и 25 mag/arcsec²
Поверхностная яркость объекта редко упоминается в статьях про наблюдение дипскай объектов, хотя она важна для визуальных наблюдений.
Интересный факт: глаза лучше обнаруживают свет от протяженного, или диффузного, источника (например, галактики), чем от точечного источника (например, звезды).
Это означает, что проще увидеть протяженный объект, чем точечный. Ядро галактики Андромеды имеет ~11 mag/arcsec², но все еще видно невооруженным глазом. Внешний край галактики можно увидеть в телескопы, а ведь ее поверхностная яркость составляет 22 mag/arcsec²!
Предельная звездная величина: гайд для наблюдателей
Предельная звездная величина — это видимая звездная величина самого тусклого объекта, видимого на небе. Вот шпаргалка, полезная для любого любителя астрономии. Она поможет вам в ваших наблюдениях.
- Кометы (невооруженным глазом): 4
- Планеты и звезды (невооруженным глазом): 6,5
- Объекты в бинокли 7×50: 10
- Объекты в телескопы с апертурой 35 мм: 11,3
- Объекты в телескопы с апертурой 60 мм: 12,3
- Объекты в телескопы с апертурой 102 мм: 13,3
Обратите внимание, что световое загрязнение сильно влияет на диапазон наблюдаемых звездных величин! Мы предоставили цифры для условий наблюдения, близких к идеальным, но они могут отличаться для вашего местоположения. Узнайте, как определить, уровень засветки вашего неба, с помощью нашей удобной шкалы.
Кстати, чтобы узнать предельную звездную величину вашего телескопа (то есть самые тусклые объекты, которые можно увидеть с его помощью при идеальных условиях), вы можете использовать калькулятор предельной звездной величины.
Подводим итог
Звездная величина — одна из самых важных концепций в наблюдательной астрономии, потому что она отвечает на один из самых важных вопросов: "Насколько ярким является этот объект?". Для классификации объектов по яркости астрономы используют логарифмическую шкалу звездных величин, где самые яркие объекты имеют наименьшие значения. Понимание этой концепции помогает любителям астрономии улучшить свою способность определять и сравнивать яркость небесных объектов.
Чтобы увидеть самые тусклые объекты на небе прямо сейчас, скачайте бесплатное приложение Sky Tonight! Приложение позволяет изменять предельную звездную величину отображаемых на экране объектов с помощью ползунка внизу. Ползунок приложения оснащен иконками (глаз, бинокль, телескоп), чтобы вы могли фильтровать объекты по их видимости.
