Что такое блеск звезды,
Для обретения уверенности рекомендуем потренироваться проделать все вышеизложенное с любыми тремя звездами сравнения так, как будто бы средняя из них по яркости и есть переменная. Слабых звезд намного больше, чем ярких. Тогда результаты получатся разными для звезд одинакового визуального блеска, но разного цвета. Лучше, если вы не остановитесь на одной паре звезд сравнения , а повторите измерения в разных комбинациях. Побольше бы таких постов!.
Слабых звезд намного больше, чем ярких. В каталог B1. До сих пор мы обсуждали визуальные звездные величины, измеряемые человеческим глазом или прибором, имеющим такую же относительную чувствительность к лучам разного цвета, что и глаз человека.
Но звездную величину можно измерить и при помощи приборов, по-иному чувствительных к лучам разной длины волны, чем глаз. Тогда результаты получатся разными для звезд одинакового визуального блеска, но разного цвета. Невооруженный глаз уверенно чувствует различия цвета у ярких звезд; сравните, например, цвет белого Ригеля и красной Бетельгейзе в созвездии Орион.
Принято по определению, что для белых звезд спектрального класса A0, свет которых не ослаблен межзвездной пылью, звездные величины должны быть одинаковыми при измерении любыми приборами. Когда в астрономии стали применять фотографию, то обнаружили, что на снимках ночного неба красноватые звезды кажутся намного слабее, чем белые и голубоватые звезды такого же визуального блеска.
Дело в том, что первые фотоэмульсии были более чувствительны к голубым, чем к желтым и красным лучам, по сравнению с нашими глазами. Тогда родилось понятие фотографической звездной величины не вполне строгое, потому что фотоэмульсии бывают разные, с различной чувствительностью к лучам разного цвета.
Фотографические величины красных звезд больше, чем визуальные поскольку блеск этих звезд в голубых лучах меньше. Некоторые приборы более чувствительны к красным и менее чувствительны к голубым лучам, чем глаз; измеренные с такими приборами величины красных звезд меньше по числовому значению, чем визуальные. Цвет звезды можно оценить, сравнив ее звездные величины, измеренные приборами, чувствительными к различным областям спектра.
Для этого вычисляют показатель цвета — разность соответствующих звездных величин.
Цвет звезд можно определить и одним прибором, чувствительным в широком диапазоне спектра, если помещать перед ним различные цветные светофильтры и сквозь них проводить измерения блеска.
Часто используют светофильтры B blue, голубой и V visual, визуальный, т.
Показатель цвета В-V , представляющий собой разность звездных величин, измеренных с фильтрами B и V, заменил в современной астрофизике величину CI. Показатель цвета B-V равен нулю для белых звезд, отрицателен для голубоватых и положителен для красных. Все звездные величины, о которых мы говорили до сих пор фотографические, визуальные, величины В и V , являются видимыми звездными величинами.
Они получены при наблюдении с Земли и поэтому в большей степени отражают различие в расстояниях до звезд, чем истинную разницу в мощности их излучения. К тому же пространство между Землей и звездами не пустое — в нем встречаются поглощающие свет межзвездные газово-пылевые облака.
Только учтя разницу в расстояниях до звезд и в степени межзвездного поглощения их света, можно использовать видимые звездные величины для сравнения истинной светимости мощности излучения звезд. Заметим, что в ослабление видимого блеска звезд вносит немалый вклад и земная атмосфера.
Она в разной степени ослабляет лучи разного цвета сильнее — голубые, слабее — красные , и ее оптические свойства сильно зависят от места наблюдения и от высоты звезды над горизонтом: оба фактора влияют на толщину воздушного столба вдоль луча зрения. А от места наблюдения к тому же зависит еще и чистота воздуха. Все эти факторы приходится учитывать в процессе измерений, приходится, как говорят астрономы, исправлять видимые звездные величины за поглощение света в земной атмосфере.
Приводимые в таблицах звездные величины фактически относятся к наблюдателю за пределами земной атмосферы. Расстояние от Земли до Солнца составляет около млн км; его называют астрономической единицей а.
Их открыто более полутора тысяч. К ним, например, относятся звезды малой светимости , которые можно разбить на три группы.
Звезд, спектральная классификаци я - беспорядочно во времени увеличивают свои звездные величины на 0, единицы. Эти изменения происходят со скоростями от одной звездной величины в час до одной десятой звездной величины в сутки. Время от времени, на несколько суток, их звездные величины уменьшаются на единиц.
К эруптивным относятся и новоподобные звезды. Типичная их группа - звезды типа U Близнецов. Они характерны непродолжительными — несколько-суточными - вспышками на звездных величин, которые происходят через несколько десятков суток. Звезды типа R Северной Короны, наоборот, время от времени резко уменьшают свою яркость. Это, вероятно, связано с тем, что во время вспышек в их фотосферах у них резко возрастает непрозрачность атмосферы и вместо увеличения блеска мы наблюдаем его падение.
Считается, что физическая переменность возникает у звезд на некоторых этапах их эволюций, а тип переменности зависит от массы звезды. Используя бинокль или небольшой телескоп можно наблюдать более сотни переменных звезд, а более двух их десятков и невооруженным глазом см.
Звёздная величина самых ярких объектов отрицательна. Широко используется понятие абсолютной звёздной величины M. Это звёздная величина объекта, которую он имел бы, если бы был на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать светимость разных звёзд, поскольку не зависит от расстояния до них.
Наблюдающаяся с Земли звёздная величина называется видимой m. Это название используется, чтобы отличать её от абсолютной, и применяется даже для величин, измеренных в ультрафиолетовом, инфракрасном или каком-либо другом не воспринимаемом глазом диапазоне излучения величина, измеренная в видимом диапазоне, называется визуальной [2].
Изменение расстояния до объекта приводит к изменению его видимой звёздной величины в предположении, что его светимость постоянна , поскольку освещённость, создаваемая им, обратно пропорциональна квадрату расстояния:.
Звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения глаза , фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. Однако чаще всего звёздные величины измеряют в определённых интервалах длин волн.
Для этого разработаны фотометрические системы , в каждой из которых есть набор полос, перекрывающих разные диапазоны волн. В пределах каждой полосы чувствительность максимальна для некоторой длины волны и плавно спадает с удалением от неё. Самой распространённой фотометрической системой является система UBV , которая состоит из трёх полос, перекрывающих разные интервалы длин волн.
В ней для каждого объекта можно измерить 3 звёздные величины:. Фотометрическая система UBV определена таким образом, чтобы показатели цвета звёзд спектрального класса А0V равнялись нулю. Существуют и другие фотометрические системы, в каждой из которых может быть определён свой набор звёздных величин. Материал из Википедии — свободной энциклопедии. Подробнее см. Абсолютная звёздная величина.
Звёздная величина рус. Глоссарий Astronet. Дата обращения: 16 сентября Архивировано 28 ноября года.
