Звёздные величины - относительные единицы измерения блеска
звёзд и др. астрономия, объектов (планет, галактик, спутников и др.).
Ещё Гиппарх (Hipparchos), а за ним и Птолемей (Ptolemaios) разделили
звёзды, видимые простым глазом, на шесть величин, отнеся к 1-й наиб.
яркие, а к 6-й - наиб. слабые звёзды. Слово "величина", по всей
вероятности, возникло вследствие ошибочного убеждения в том, что яркие
звёзды обладают большими размерами, слабые - малыми. Несмотря на то, что
эта терминология ошибочна и блеск звезды кроме размеров зависит также
от яркостной температуры, расстояния и др. параметров, термин "3. в."
сохранился до настоящего времени. Более того, это понятие
распространилось на др. астрономич. объекты, блеск к-рых тоже часто
выражают в 3. в. Совр. определение 3. в. т следующее:
Здесь Еl - освещённость ,l - длина волны, fl - спектральная чувствительность (кривая реакции) регистрирующей аппаратуры, С
- постоянная, задающая нуль-пункт системы величин. Коэф. -2,5
определяет шкалу 3. в. и наз. коэффициентом П о г с о н а. Знак минус
указывает на то, что при увеличении блеска 3. в. уменьшаются. Величина fl равна произведению спектральной чувствительности приёмника излучения и пропускания коэффициента (отражения коэффициента)оптич. элементов регистрирующей аппаратуры (фотометра) и телескопа.
Земная атмосфера поглощает значит. долю энергии, приходящей от астрономич. объектов (см. Прозрачность земной атмосферы
).Поглощение при этом сильно зависит от l, зенитного расстояния
объекта, высоты обсерватории над уровнем моря и состояния атмосферы.
Чтобы не связывать понятие 3. в. с этими меняющимися параметрами условий
наблюдения, измерения обычно исправляют за атм. экстинкцию. В этом случае Еl в ф-ле (1) обозначает распределение энергии в спектре за пределами земной атмосферы, а соответствующие значения т наз. внеатмосферными 3. в.
В зависимости от вида кривой реакции fl различают след. системы 3. в. Если fl вырождается в d-функцию, 3. в. наз. монохроматическими. В случае когда fl
постоянна по спектру, т. е. не зависит от l, система 3. в. наз.
болометрической. Во всех других случаях мы имеем дело с гетерохромными
системами 3. в., к-рые в астрономии получили наиб. широкое
распространение. Ещё в начале 20 в. были созданы обширные каталоги,
содержащие сотни тыс. звёзд с измерениями гетерохромных величин в
системе чувствительности несенсибилизированных фотографич. пластинок
(фотографические 3. в.), в системе чувствительности
человеческого глаза (визуальные 3. в.), а также в разнообразных системах
сенсибилизированных фотографич. пластинок (напр., ф о т о в и з у а л ь
н ы е 3. в.). Созданы десятки новых гетерохромных и монохроматич.
систем 3. в., покрывающих широкий спектральный диапазон: от
рентгеновского до далёкого ИК. При этом измерения проводят обычно не в
одной, а сразу в неск. спектральных полосах, покрывающих разные участки
спектра,- в т. н. фотометрич. системах (см. Астрофотометры
),содержащих от двух до десятков полос. Разнообразие систем 3. в.
связано с тем, что спектральный состав излучения астрономич. объектов
меняется в очень широких пределах и для определения физ. природы
исследуемого объекта требуется его изучение в разных участках спектра.
Системы 3. в. обычно нормируются т. о., чтобы для белых звёзд спектрального класса
AOV 3. в. в разных полосах были равны друг другу. Это достигается с
ответствующим выбором постоянной в ф-ле (1). Разность 3. в. m1 и m2 одной и той же звезды в двух разных полосах 1 и 2, имеющих кривые реакции f1l и f2l наз. колор-индексом CI (показателель цвета):
Колор-индексы звёзд являются индикаторами их температуры.
Болометрич. 3. в. mb введены для измерения потока
эл--магн. излучения от астрономич. объектов во всём интервале длин волн.
Они выражают внеатмосферный блеск объектов при их измерении с помощью
неселективных приёмников излучения и оптики. Таких приёмников и оптики в
действительности нет, поэтому величины mb - вычисляемые, а не наблюдаемые. Учитывая постоянство fl в ф-ле (1), получим:
Постоянная Сb выбирается из условия равенства тb и визуальных 3. в. V для непокрасневших звёзд (см. Межзвёздное поглощение)спектрального класса F5V:
где
- кривая реакции
системы V, СV - известная постоянная, задающая нуль-пункт визуальных величин V. Нек-рые авторы принимают другое условие для определения Сb, а именно: (mb- V) | G2V=0. Эти шкалы отличаются незначительно (на ~0,07m).
Болометрической поправкой ВС наз. разность между болометрич. и визуальной 3. в.:
ВС = тb - V.
С учётом (2) и (3):
Болометрич. поправки для звёзд F5V, по определению, равны нулю, для др. звёзд и объектов значения ВС отрицательны. Напр., для наиб. голубых звёзд (05V)и наиб. красных звёзд (M8V) ВС@-4,0m. Т. о., при одинаковом блеске в полосе V
полный (интегральный по всему спектру) поток от звезды M8V будет в
сорок раз больше, чем от F5V. Болометрич. 3. в. и поправки определяются
полуэмпирически. В доступных для наблюдения спектральных диапазонах в
ф-лы (2) и (4) подставляются измеренные значения Еl.
Для этой цели привлекаются также результаты внеатмосферных измерений в
УФ-области спектра. Для недоступных измерению спектральных областей
значения Еl интерполируются и экстраполируются.
Болометрич. поправки позволяют определить болометрич. светимости тех
звёзд, для к-рых известны абс. 3. в.
Видимый блеск звезды зависит как от её светимости,
так и от расстояния до неё и величины межзвёздного поглощения. Поэтому
видимая 3. в., определяемая ф-лой (1), ничего не говорит об общей
энергии, излучаемой звездой. Для характеристики истинной светимости
звезды введено понятие абсолютной 3. Р.,
к-рая определяется как 3. в., к-рую имела бы звезда,
если её наблюдать со стандартного расстояния в 10 пк.
Так и видимые, абсолютные звёздные величины могут быть монохроматичекими,
болометрическими, визуальными и др. Связь между соответствующими
видимыми т и абс. М 3. в. выражается ф-лой:
т= M + 5 1g r - 5+ А,
где r - расстояние до звезды, пк; А - величина межзвёздного поглощения (межзвёздной экстинкции).
X. Ф. Халиуллин