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
Когда тот или иной физик использует понятие "физический вакуум", он либо не понимает абсурдности этого термина, либо лукавит, являясь скрытым или явным приверженцем релятивистской идеологии.
Понять абсурдность этого понятия легче всего обратившись к истокам его возникновения. Рождено оно было Полем Дираком в 1930-х, когда стало ясно, что отрицание эфира в чистом виде, как это делал великий математик, но посредственный физик Анри Пуанкаре, уже нельзя. Слишком много фактов противоречит этому.
Для защиты релятивизма Поль Дирак ввел афизическое и алогичное понятие отрицательной энергии, а затем и существование "моря" двух компенсирующих друг друга энергий в вакууме - положительной и отрицательной, а также "моря" компенсирующих друг друга частиц - виртуальных (то есть кажущихся) электронов и позитронов в вакууме.
Однако такая постановка является внутренне противоречивой (виртуальные частицы ненаблюдаемы и их по произволу можно считать в одном случае отсутствующими, а в другом - присутствующими) и противоречащей релятивизму (то есть отрицанию эфира, так как при наличии таких частиц в вакууме релятивизм уже просто невозможен). Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.
|
![]() |