Звёздные величины
Как астрономы измеряют блеск звёзд: шкала звёздных величин от Гиппарха до Погсона, видимая и абсолютная величина, примеры от Солнца до слабейших галактик.
Блеск звезды астрономы выражают не в привычных единицах, а в звёздных величинах. Шкала странная — чем ярче объект, тем меньше число, — но у неё долгая история и удобное свойство: разницу в величинах легко превращать в кратность яркости.
От Гиппарха до Погсона
Считается, что шкалу придумал древнегреческий астроном Гиппарх во II веке до н. э.: он разделил видимые звёзды на шесть классов. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, едва различимые — шестой. Каталог Гиппарха не сохранился, поэтому доказать это нельзя; в виде, дошедшем до нас, шкалу закрепил Птолемей в «Альмагесте».
В XIX веке измерили, что звезда первой величины ярче звезды шестой примерно в сто раз. В 1856 году британский астроном Норман Погсон предложил сделать шкалу точной: разница в пять величин — ровно в 100 раз по блеску. Тогда одна величина соответствует отношению яркостей, равному корню пятой степени из 100, то есть около 2,512. Звезда величины 1 ярче звезды величины 3 примерно в 6,3 раза (2,512 × 2,512).
Нуль шкалы определяли по группе звёзд; Вега когда-то задавала нуль, и её величина около +0,03. Величины ярче нуля отрицательны.
Видимая величина
Видимая звёздная величина (m) показывает, как ярко объект выглядит с Земли. Несколько примеров: - Солнце — около −26,8; - полная Луна — около −12,7; - Венера в наибольшем блеске — до −4,9; - Сириус, ярчайшая звезда ночного неба, — около −1,5; - Вега — около 0; - Полярная звезда — около 2; - предел невооружённого глаза в хорошую ночь — около +6,5; - бинокль 10×50 — до +9,5; - космический телескоп «Хаббл» в самом глубоком снимке (Extreme Deep Field) — около +31 («Космические телескопы»).
Разница между Солнцем и полной Луной — 14 величин, то есть в 400 тысяч раз. Видимая величина зависит и от того, насколько близко объект, и от того, как много света он излучает на самом деле.
Абсолютная величина
Чтобы сравнивать звёзды по их истинной яркости, придумали абсолютную звёздную величину (M): так выглядела бы звезда с расстояния 10 парсек (около 32,6 светового года). Солнце на таком расстоянии имело бы величину около +4,8 — заметная, но ничем не выдающаяся звезда. Сириус дал бы около +1,4, а красный сверхгигант Бетельгейзе — около −6. Именно абсолютную величину или светимость откладывают по вертикальной оси диаграммы Герцшпрунга — Рассела.
Видимая и абсолютная величины связаны через расстояние: m − M = 5 · lg(d / 10 пк), где d — расстояние в парсеках. Зная расстояние («Расстояния до звёзд»), можно вычислить истинную светимость; зная светимость («Цефеиды»), можно определить расстояние. Именно на этой связи держится «лестница расстояний».
Цвет и фильтры
Звёзды излучают по-разному в разных участках спектра («Свет и спектры»). Поэтому величину измеряют через фильтры: B (синий), V (визуальный, жёлто-зелёный), R (красный) и другие. Разность B − V называют показателем цвета: у горячих голубых звёзд он отрицателен, у холодных красных — положителен. Полная энергия излучения звезды по всем длинам волн — болометрическая величина.
Практическое значение
- Для наблюдателя шкала подсказывает, что можно увидеть без телескопа, в бинокль и в телескоп. Планета Уран в самые лучшие дни едва видна глазом (около +5,5), а Нептун (около +7,8) виден только в бинокль или телескоп, Плутон (около +14) — только в крупный телескоп.
- В астрономии звёздные величины остаются основной единицей блеска в оптических каталогах и обзорах.