Прежде всего следует различать понятия наблюдаемой яркости звезды и абсолютной яркости. Наблюдаемая яркость - это количество энергии, которое достигает Земли от данной звезды. Следовательно, это обусловлено не только реальной яркостью звезды, но и ее расстоянием от поверхности Земли. Абсолютная яркость, с другой стороны, является мерой энергии, излучаемой данной звездой в окружающее пространство. Так что это зависит только от реальной яркости звезды. В пределах этих двух подразделений болометрическая яркость и яркость цвета также различимы для каждого из этих типов яркости. Болометрическая яркость определяет количество энергии, излучаемой данной звездой во всем спектральном диапазоне, тогда как яркость применяется только к определенному диапазону конкретных длин волн. Этот диапазон зависит от чувствительности приемника.

С другой стороны, в диапазоне яркости в прошлом визуальная яркость и фотографическая яркость также выделялись. Как указывают сами названия, визуальная четкость была субъективной четкостью в зависимости от чувствительности человеческого глаза, в то время как фотографическая яркость зависела от чувствительности фотопленки.

В настоящее время используется разделение цветовой яркости на пять классов. Они носят английские названия: ультрафиолетовые, синие, визуальные, красные и инфракрасные. Определения этих яркостей были сделаны с использованием фотоэлектрических приемников, оснащенных специализированными фильтрами.

Яркость визуального является наиболее используемой яркостью. Эта яркость охватывает диапазон электромагнитного излучения, очень близкий к тому, к которому чувствителен человеческий глаз.

Яркость звезды определяется по шкале логарифмической величины.

Впервые понятие размеров звезд было введено Птолемеем. Он разделил шкалу на шесть размеров. Затем достижения Птолемея продолжил Гершель. Он сформулировал некую теорему о различиях звездных величин. Он утверждал, что они соответствуют определенным соотношениям интенсивности полного сияния звезды. Он также утверждал, что количество света, испускаемого данной звездой, зависит от размера, к которому принадлежит звезда, следующим образом: Разница в пяти размерах вызывает увеличение испускаемого света в сто раз.

Этот закон был принят Погсоном. Он также сформулировал их математически, используя уравнение:

Связывание звездных величин с потоками энергии, достигающими поверхности Земли, также может быть связано следующим образом:

где f с индексами 1 и 2 - потоки энергии или освещения, а m - величины.

В масштабе, нулевая точка была определена таким образом, что звезды, которые наблюдаются на небе как самые яркие, имели визуальный размер звезды, стремящийся к нулю.

Напротив, звездам с самым слабым свечением назначается яркость шесть. И вот, например, Сириус имеет значительную величину -1 величины, а планета Венера -4,5 величины. Полярной звезде присваивается величина, равная 2 величинам. Солнцу назначена величина, равная 30 величинам.

Вышеупомянутый размер шести приписывается звездам, все еще видимым в небе невооруженным глазом. Напротив, звезды, которые наблюдаются в небе только с помощью специализированных телескопов, имеют звездные размеры величиной 30 звездных величин.

Таким образом, вы можете увидеть, с какой большой размах величины астрономия он имеет дело с Солнцем до самых слабых звезд. Это более 50 единиц. Соответствующее соотношение интенсивности составляет примерно 1020: 1.

Ранее упоминалось, что наблюдатель на Земле не видит реальной яркости звезд. На пути к Земле свет рассеивается, что снижает его яркость. Птолемей, каталогизируя звезды в целях ясности, уже учел этот факт. Гершель, с другой стороны, заметил, что даже небольшие различия в яркости звезд могут быть зафиксированы человеческим глазом. Затем был разработан еще один каталог яркости звезд, где они были приведены с высокой точностью, порядка 0,1 мег. Тем не менее, это была шкала, основанная на субъективном восприятии яркости, поэтому в силе вещей должны были появляться систематически связанные ошибки.

Реальная яркость звезд могла быть оценена только с помощью разработки фотометрических методов измерения. В этих методах проводится сравнение количества света, достигающего Земли от данной звезды, со светом, соответствующим фотометрическому стандарту данного метода.

Стандартом обычно является свет, излучаемый искусственным источником, или свет другой звезды, яркость которой четко определена.

Шкала яркости, основанная на визуальных сравнениях, касается визуальной четкости. в то время как сравнение свет, который был записан на фотопластинках, касается фотографической яркости. Поскольку человеческий глаз отличается по чувствительности от фотоэмульсии, между этими двумя яркостями должны быть различия.

В качестве фотометрического стандарта длины, с помощью которых можно определить визуальную и фотографическую яркость, используются звездами, называемыми Строка Северного полюса.

В настоящее время наиболее точным фотометрическим методом является фотоэлектрическая фотометрия. Свет, исходящий от звезд, улавливается элементом, называемым фотоумножителем.

Визуальная фотометрия чаще всего основана на явлении, называемом поляризацией света. Эти фотометры содержат детали, называемые поляризационными призмами. Оказалось, что использование таких фотометров позволило получить наиболее точные результаты.

В субъективном восприятии каждого жителя Земли, несомненно, самая яркая звезда - Солнце. Оказывается, однако, что реальная яркость звезды не является решающей. Солнце получено в основном потому, что оно намного ближе к Земле, чем другие звезды северной яркости. Пример - звезда Ригеля. Визуальная яркость этой звезды составляет около 0,13 мег. Оказывается, что если бы эта звезда находилась на расстоянии от Земли, как Солнце, ее визуальная яркость была бы в тысячи раз больше, чем у Солнца.

Что касается яркости, наблюдаемой на отдельных планетах, они распределяются следующим образом:

• Меркурий - диапазон яркости (1 - 1,3 мАг)
• Венера - (-3,6 - 4,4 мег)
• Марс - (-2 - +2 маг)
• Юпитер - (-2,4 - -1,2)
• Сатурн - (-0,5 - 1,2 мег)

Подобное различие, как для Солнца и звезды Ригеля, существует для двух других звезд. Описанная ситуация касается звезд Альтаир и Денеб. Они имеют одинаковый цвет и аналогичные значения яркости.

Так что для наблюдателя на Земле это почти одинаковые звезды. Но при измерении расстояния от Земли получается, что реальная яркость этих двух звезд различна. Звезда Альтаира находится на расстоянии 16,5 световых лет от Земли, а Денеб 931 год. Вы можете видеть, что фактическая яркость звезды Денеб более чем в 2,5 тысячи раз превышает яркость звезды Альтаир.

Это имеет место со многими парами звезд.

Звезды различаются по величине мощности излучаемого излучения. Звезда, которая испускает самое сильное излучение, это S Doradus. Его излучение в миллион раз сильнее солнечного излучения. Но есть и звезды, которые в этом отношении намного хуже, чем солнце. Такой звездой является, например, Вольф, чья радиация имеет мощность в семьсот тысяч раз меньше солнечной радиации.

Солнце относится к группе средних звезд, как по яркости, так и по мощности излучения.

Общее количество энергии, излучаемой во всем спектральном диапазоне, можно определить с помощью болометрической яркости. Это размер, который не может быть измерен. Тем не менее, он может быть рассчитан с использованием температуры звезды и фотометрических размеров.

Болометрические измерения также могут быть рассчитаны другим способом. А именно, путем преобразования радиометрических величин, определенных с помощью термоэлектрической ячейки. Есть только одна проблема. А именно, размер избирательного поглощения света в атмосфере Земли неизвестен.

Введите понятие абсолютной величины. Это размер, который имела бы данная звезда, если бы ее расстояние от наблюдателя было постоянным и составляло 10 парсек. Это равно 32,6 световых лет. Так что это соответствует фактической яркости данной звезды. Абсолютная величина звезды отмечена в астрономической номенклатуре буквой М, в отличие от кажущейся величины или м.

Вы можете представить такую ​​зависимость по формуле:

где r - расстояние до звезды, выраженное в парсеках. Сравнивая двадцать звезд с наибольшей видимой яркостью, вы можете видеть, что самой высокой абсолютной яркостью обладает ранее упомянутый Денеб. Однако Толиман обладает наименьшей яркостью.

Используя эту формулу, получаем абсолютную звездную звездную величину, равную 4,79 м. Если солнце находится на фиксированном расстоянии 32,6 световых года от Земли, оказывается, что оно будет восприниматься как звезда пятого размера, а то, что с ней связано, будет едва видимым на небе.

Разница между кажущейся яркостью и абсолютной яркостью называется модулем расстояния. И теперь, если бы для данной звезды можно было узнать абсолютную величину звезды, можно было бы рассчитать модуль расстояния, зная видимую яркость. И, следовательно, только шаг от определения спектрального параллакса звезды.

Обычно во всех классификациях звезд самые яркие звезды отмечены альфа, следующие - бета и так далее. Однако названия созвездий происходят от латинского. И так для каждой греческой звезды символ Письмо сопровождается латинским названием созвездия.

Похожие