Видима звездна величина: как се измерва яркостта на небесните тела

Разберете как се измерва видимата звездна величина и как яркостта на планети, Луна и звезди се сравнява — практичен гид за наблюдение на небето.

Видимата звездна величина (m) на даден небесен обект е число, което измерва неговата яркост, видяна от наблюдател на Земята. Колкото по-ярък изглежда един обект, толкова по-малка е стойността на неговата звездна величина (т.е. обратна зависимост). Слънцето, с видима звездна величина -27, е най-яркият обект в небето.

Магнитудът е логаритмична мярка. Измерва се в определена дължина на вълната или лента на пропускане, обикновено в оптични или близки до инфрачервените вълни. Пълната луна е -13 звездна величина, а най-ярката планета Венера е -5. Най-ярките обекти, създадени от човека, иридиевите изригвания, се нареждат на -9, а Международната космическа станция измерва -6.

Какво означава логаритмична скала

Скалата на звездните величини е дефинирана така, че разликата от 5 величини съответства на фактор 100 в потокa (интензивността на светлината). Това се дава от формулата:

m1 − m2 = −2.5 × log10(F1 / F2),

където F1 и F2 са измерените потоци (енергия/време/площ) от двата обекта. Оттук следва, че по-малка (дори отрицателна) стойност на m означава по-голям поток — тоест по-ярък обект.

Нула на скалата и фотометрични системи

Исторически нулевата точка на видимите величини беше свързана със звездата Вега (т.е. тя беше зададена да има приблизително m = 0 в някои филтри). Днес се използват няколко стандартизирани фотометрични системи с точно дефинирана нулева точка, например:

• Johnson–Cousins (UBVRI) — традиционна система за оптика.
• SDSS (ugriz) — съвременна система, използвана в големи цифрови обзори.
• AB и ST системи — определят нулевата точка чрез равномерен спектрален поток по честота или по дължина на вълната.

Всяка от тези системи измерва величината през определен филтър (лента на пропускане), затова за един и същ обект може да има различни стойности на m в различни филтри (например m_V, m_B и т.н.).

Апаратура и методи за измерване

За да се определи видимата величина на небесно тяло, се използват фотометрични наблюдения с:

• фотометрични детектори (CCD камери, фотомултипликатори);
• оптични филтри за изолиране на желаната лента на пропускане;
• стандартизирани сравнителни звезди (стандартни звезди) за калибриране;
• корекции за атмосферен екстинкцион (атмосферно загасване), което зависи от въздушната маса и условията на наблюдение.

Съвременната фотометрия използва цифрови изображения, апертура или точечно разчитане и каталози със стандартни величини, за да преобразува измерения поток в единици на магнитуда.

Явна (видима) срещу абсолютна величина

Видимата (аперентна) звездна величина m описва как ярък изглежда обектът от Земята. Тя зависи от разстоянието и поглъщането в междупланетното и междузвездното пространство. Абсолютната величина M е величината, която би имал обектът, ако се намираше на разстояние от 10 парсека. Връзката между тях е:

M = m − 5 × (log10(d) − 1),

където d е разстоянието в парсекове. Абсолютната величина позволява сравнение на истинската (интринзична) светимост на различни обекти независимо от тяхното разстояние.

Практически примери и граници

• Слънце: около m = −27.
• Пълна луна: около m = −13.
• Венера (най-ярката планета): около m ≈ −4.5 … −5 при максимална яркост.
• Сириус (най-ярлата звезда на нощното небе): m ≈ −1.46.
• Човешкото око при идеални условия вижда до около m ≈ +6 без помощни средства.
• Големи телескопи и дълги експозиции достигат до m ≈ 25–30 и дори по-слаби в дълбоки полета (напр. Hubble).

Цветов индекс и температура

Разликата между величините в два филтъра (например B − V) се нарича цветов индекс. Той дава информация за температурните и спектралните характеристики на звездата: по-малък (по-отрицателен) B − V означава по-гореща и по-синя звезда, по-голям — по-студена и червена.

Ограничения и фактори, които влияят на измерванията

• атмосферната екстинкция (водна пара, прах, аерозоли);
• загрязняване на небето от светлинно замърсяване;
• интегрираната светлина на близки обекти или фоново небе (особено при галактики и мъглявини);
• вариабилност на източника — някои звезди и обекти променят яркостта си с времето (перемeнни звезди, супернови, активни ядра на галактики и т.н.).

Допълнителни понятия

Болометрична величина отчита цялата излъчвана енергия на всички дължини на вълните (не само в определена фотометрична лента). Тя е полезна за сравняване на общата енергийна мощност на звездите и други източници.

В обобщение, видимата звездна величина е удобна, стандартизирана система за количествено сравнение на яркостта на небесни тела, която комбинира логаритмичност, филтриране по дължина на вълната и добре дефинирани калибровъчни процедури, за да даде надеждни и възпроизводими резултати при астрономическите наблюдения.

Въпроси и отговори

В: Какво е определението за видима величина?

В: Как яркостта на обекта е свързана със стойността на неговата звездна величина?

Въпрос: Кой небесен обект има най-ярката видима звездна величина в небето?

В: Каква е мерната единица за магнитуда?

В: Каква е видимата звездна величина на пълната луна?

В: Коя планета има най-ярка стойност на магнитудата?

Въпрос: Какви са стойностите на звездната величина на иридиевите изригвания и на Международната космическа станция, гледани от Земята?

Търсене по буква