Звёздная величина — безразмерная числовая характеристика яркости объекта. Обычно рассматривается в применении к небесным телам. Звёздная величина характеризует количество квантов света, дошедшее от рассматриваемого светила до фотоприёмника: таким образом, звёздная величина зависит от физических характеристик объекта (то есть,светимости) и от расстояния до него. Звёздная величина является единицей измерения блеска объекта, при этом чем меньше значение числа звёздной величины, тем ярче будет блеск данного объекта (то же правило действует и применительно к возможным отрицательным величинам). Ещё во II веке до н. э. древнегреческий астроном Гиппарх разложил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами. Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно более-менее соответствовало величинам, приписанным звёздам Гиппархом.

В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:

где I — световой поток от объекта, C — постоянная.

Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0^m) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 10⁶квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0^mза пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10⁻⁶люкс.

Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше, чем звезда ярче, то в формуле присутствует знак минус.

Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.

Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 10^1/2,5≈2,512 раза.

В наши дни видимая звёдная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.

Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)

Визуальная звёздная величина (V или m_v) определяется спектром чувствительности человеческого глаза (видимый свет), имеющего максимум чувствительности при длине волны 555 нм. или фотографически с оранжевым фильтром.

Фотографическая или «синяя» звёздная величина (B или m_p) определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.

Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолете при длине волны около 350 нм.

Болометрическая звёздная величина соответствует полной мощности излучения звезды, т. е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Для её измерения применяется специальное устройство — болометр.

абсолютная

Абсолютная звёздная величина (M) определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7. Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

где d₀= 10 пк ≈ 32,616 световых лет .

Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле

Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением: где и — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.

Шкала звёздных величин

Girish V

2500 лет назад древнегреческий астроном Гиппарх классифицировал видимые звёзды по яркости, используя шкалу от 1 до 6. Он назвал самые яркие звёзды неба«звёздами первой величины», а самые слабые из тех, которые он мог видеть, — «шестой величины». Удивительно, что спустя две с половиной тысячи лет классификация Гиппарха все ещё широко используется астрономами, хотя и была усовершенствована и переработана.Шкала звёздных величин идёт в направлении, обратном привычному: яркие звёзды имеют меньшую величину, чем тусклые.

Современная шкала величин представляет собой количественную меру потока света от звезды по логарифмической шкале:

m = m_0 - 2,5 * log (F / F_0)

Проще говоря, величина звезды (m) отличается от некой стандартной величины (m_0) на логарифм отношения их потоков, умноженный на 2,5 . Этот коэффициент и логарифм приводят к тому, что разница в потоке в 100 раз дает разницу в 5 звёздных величин. То есть звезда шестой величины в 100 раз слабее звезды первой величины. Простая классификация Гиппарха использует относительно сложную функцию, потому что глаз человека именно так реагирует на яркость света.

Есть несколько различных шкал звёздных величин, каждая из которых служит своей цели. Чаще всего используется шкала видимой звёздной величины; это простая оценка того, как ярка звезда (или другой объект) для человеческого глаза. Она определяет яркость звезды Вега за нулевую точку отсчета и присваивает другим звездам величину на основе уравнения, приведенного выше.

Трудно сравнивать звёзды только по видимой величине. Представьте себе, что две звёзды имеют одну видимую величину, так что выглядят они одинаково. Однако при взгляде на них нельзя сказать, одинаковая ли у них собственная яркость, ведь возможно, что одна звезда ярче другой, но расположена дальше. Если бы мы знали расстояния до звёзд (см. статью Параллакс), мы могли бы их учесть и посчитать абсолютную звёздную величину, уже отражающую собственную яркость звезды. Абсолютная величина равняется относительной при условии, что звезда расположена на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек равен 3,26 светового года или 3,1 x 10^18 см). Абсолютная величина (M) может быть подсчитана из относительной (m) при расстоянии d в парсеках по формуле:

M = m + 5 - 5 * log(d) (обратите внимание, что M=m, если d=10)

Современная шкала звёздных величин уже не основывается на человеческом зрении, сейчас анализируются фотоснимки и фотоэлектрические фотометры. С помощью телескопов мы можем наблюдать объекты намного слабее тех, которые были доступны невооруженному глазу Гиппарха, поэтому шкала была расширена. Сейчас космический телескоп Хаббла может наблюдать звёзды 30 величины, то есть в триллион раз слабее, чем Вега.

И в заключение: величина обычно измеряется через определённый цветовой фильтр, и поэтому величины подписываются в соответствии с фильтром (например, m_V означает фильтр «видимого» излучения, в основном, в зеленой части спектра; m_B — синий фильтр, m_pg — яркость, вычисленную с использованием фотопластинки и т.д.).