Зорная велічыня

З пляцоўкі Вікіпедыя.
Перайсці да: рух, знайсці

Зорная велічыня, бачная зорная велічыня, умоўны параметр, які характарызуе бачны бляск нябеснага цела.

Аднолькавай арыфметычнай розніцы зорных велічынь адпавядае аднолькавае прапорцыя велічынь бляску. Гістарычна было прынята лічыць, што розніца ў 5 зорных велічынь адпавядае суадносінам бляску, роўным 100.

Такім чынам, суадносіны бляску для розніцы ў 1 зорную велічыню 5√100 = 2,512, і формула пераліку зорных велічыняў:

m = m0 — 2,512 lg E'

E′ — бляск, m — зорная велічыня аб'екта, m0 — зорная велічыня, адпаведная 1 люксу. У гарвардскай сістэме зорных велічынь m0 = −13m,89; па-за атмасферай прыймаецца роўнай −14m.

Адрозніваюць зорныя велічыні, якія вымяраюцца ў розных фатаметрычных сістэмах.

Меншае значэнне зорнай велічыні азначае больш яркі аб'ект.

Звычайна значэнне зорнай велічыні зоркі азначаецца m [ад лац. magnitudo велічыня], а Сонца — m; само значэнне зорнай велічыні звычайна запісваецца ў форме ±<цэлая частка>m,<дробавая частка>. Напр., зорная велічыня Сонца каля −27m, Сірыуса каля −1,5m, Вегі каля 0m.

Гісторыя[правіць | правіць зыходнік]

Практыка вызначэння зорнай велічыні сягае ў Старажытную Грэцыю: Гіпарх (паводле іншых крыніц — Пталамей) вызначыў шэсць ступеняў яскравасці зорак, якую яны лічылі «велічынёй» (у літаральным сэнсе — памерам[1]) зорак. Няўзброеным вокам такія зоркі, як Сірыус або Арктур, выглядаюць буйнейшымі за меней яскравыя зоркі кшталту Міцара, які выглядае буйнейшым за сапраўды цёмную зорку Алькор.

Усяго было вызначана 6 «узроўняў» зорнай велічыні: «першая велічыня» — першы «ўзровень», і гэтак далей.

Ціха Брагэ паспрабаваў вылічыць «велічыню» зорак — іх вуглавыя памеры, што, тэарэтычна, дазволіла б набыць параметр зорнай велічыні як нешта большае за суб'ектыўнае меркаванне. Ён вылічыў, што зоркі першай велічыні маюць 2 вуглавыя хвіліны (2′) у бачным дыяметры (гэта 1/30 градуса, або, для навочнасці, 1/15 дыяметра Месяца), а наступныя велічыні да шостай складаюць 3/2′, 13/12′, 3/4′, 1/2′ і 1/3′ адпаведна.[2] Удасканаленне тэлескопаў паказала, што бачныя раней памеры зорак — несапраўдныя, і па праўдзе былі значна меншыя за тое, што было бачна ў акуляры): ранейшыя тэлескопы паказвалі толькі дыскападобную выяву зоркі з кругамі вакол яе (эфект, цяпер вядомы як дыск Эйры), пагатоў, той дыск бый большым для яскравых зорак і меншым для цёмных. Астраномы ад Галілея да Касіні памылкова разглядалі тыя несапраўдныя кругі як фізічныя кампаненты зорак, таму ажно да XVIII стагоддзя працягвалі разглядаць зорную велічыню як меру фізічных памераў зоркі.[3] Ян Гевелій склаў вельмі дакладную табліцу тэлескапічна вымераных велічынь зорак: памеры складалі ад 6″ для першай велічыні да ўсяго 2″ для шостай.[4] У часы Уільяма Гершэля астраномамі ўжо было зразумела, што кругі, што разыходзяцца ад зоркі, насамрэч несапраўдныя, але гэта не змяніла адносін да зорнай велічыні як хутчэй фізічнага параметру, а не параметру яскравасці. Нават у XIX стагоддзі зорная велічыня вымяралася шасцю ступенямі бачнага памеру:

Не існуе іншага закону для класіфікацыі зорак, як ацэнкі назіральніка; адсюль вынікае, што адныя астраномы могуць адносіць пэўную зорку да першай зорнай велічыні, іншыя — да другой.

Ewing, A.; Gemmere, J. Practical Astronomy — Burlington, N. J.: Allison & Co., 1812. — С. 41.

Тым не менш, у сярэдзіне XIX стагоддзя астраномы здолелі вылічыць адлегласць да зорак праз зорны паралакс: гэта дало разуменне, што зоркі знаходзяцца настолькі далёка, што іх можна прымаць за пунктавую крыніцу святла. Далейшае вывучэнне дыфракцыі святла і сіінгу(en) дало астраномам патлумачыць і несапраўднасць бачных памераў зорак, і залежнасць гэтых памераў ад інтэнсіўнасці святла, што зыходзіць ад зоркі (бачная яскравасць зоркі, якая вымяраецца ў такіх адзінках, як ват/см2), з-за якой ярчэйшыя зоркі выглядаюць буйнейшымі. Фотаметрычныя вымярэнні паказалі, што зоркі першай зорнай велічыні прыкладна ў 100 разоў ярчэйшыя за зоркі шостай велічыні. У 1856 годзе Норман Р. Погсан з Оксфарду прапанаваў узяць падобны стасунак за стандарт, каб кожнае змяншэнне зорнай велічыні вынікала як змяшчэнне па яскравасці, роўнае корню пятай ступені з 100, роўнае прыкладна 2,512.[5] Гэты стасунак стаў асновай цяперашняга прынцыпу вымярэння зорнай велічыні, калі за крыніцу бяруць не бачны памер, а бляск зорак. З выкарыстаннем лагарыфмічнай шкалы стала магчымым існаванне велічынь, меншых за першую. Так, Арктур мае зорную велічыню 0, а Сірыус мае −1,46.

Бачная зорная велічыня[правіць | правіць зыходнік]

Паводле сучаснай лагарыфмічнай шкалы зорных велічынь, два аб'екта з інтэнсіўнасцямі I1 і I2, вымеранымі з Зямлі ў адзінках магутнасці на адзінку плошчы, будуць мець зорныя велічыні m1 і m2 паводле наступнага стасунку:

m_1-m_2=-2.5\log_{10} \left ( \frac{I_1}{I_2} \right )

Дзякуючы гэтай формуле, зорная велічыня становіцца не проста шкалой класіфікацыі зорак, а дакладным інструментам для вымярэння яскравасці. Дакладнасць вымярэнняў цяпер дасягае 1/100 зорнай велічыні. Папярэдняя шкала 1—6 была ссунутая такім чынам, што зоркі другой зорнай велічыні маюць значэнне ад 1,5 да 2,5, а прыкладна 20 зорак, больш яркіх як 1,5m, называюць зоркамі першай зорнай велічыні (глядзіце спіс найярчэйшых зорак). Так, Сірыус мае зорную велічыню −1,46, Арктур −0,04, Спіка — +1,04, а Працыён — +0,34. Паводле старой шкалы ўсе гэтыя зоркі мелі першую зорную велічыню.

Зорную велічыню можна паводле той жа формулы вылічыць і для аб'ектаў, як ярчэйшых за ўсе зоркі (Сонца і Месяц), гэтак і цямнейшых за тое, што можа пабачыць чалавек няўзброеным вокам (Плутон. Прыведзеная ніжэй табліца падае бачныя зорныя велічыні для розных касмічных аб'ектаў: ад Сонца да найцямнейшых аб'ектаў, назіраных касмічным тэлескопам «Хабл».

Бачная
зорная
велічыня
Яскравасць
адносна
0-й велічыні
Прыклад Бачная
зорная
велічыня
Яскравасць
адносна
0-й велічыні
Прыклад Бачная
зорная
велічыня
Яскравасць
адносна
0-й велічыні
Прыклад
−27 6.3×1010 Сонца −7 630 Звышновая SN 1006 13 6.3×10−6 Квазар 3C 273
−26 2.5×1010 −6 250 МКС (макс.) 14 2.5×10−6 Плутон (макс.)
−25 1.0×1010 −5 100 Венера (макс.) 15 1.0×10−6
−24 4.0×109 −4 40 16 4.0×10−7 Харон (спадарожнік)
−23 1.6×109 −3 16 Юпітэр (макс.), Марс (макс.) 17 1.6×10−7
−22 6.3×108 −2 6.3 Меркурый (макс.) 18 6.3×10−8
−21 2.5×108 −1 2.5 Сірыус 19 2.5×10−8
−20 1.0×108 0 1.0 Вега, Сатурн (макс.) 20 1.0×10−8
−19 4.0×107 1 0.40 Антарэс 21 4.0×10−9 Калірое (спадарожнік Юпітэра)
−18 1.6×107 2 0.16 Паўночная зорка 22 1.6×10−9
−17 6.3×106 3 0.063 Сэрца Карла 23 6.3×10−10
−16 2.5×106 4 0.025 Акубенс 24 2.5×10−10
−15 1.0×106 5 0.010 Веста (макс.), Уран (макс.) 25 1.0×10−10 Фенрыр (спадарожнік Сатурна)
−14 4.0×105 6 4.0×10−3 звычайная мяжа
для няўзброенага вока[6]
26 4.0×10−11
−13 1.6×105 Поўны Месяц 7 1.6×10−3 Цэрэра (макс.) 27 1.6×10−11 мяжа для 8-метр. тэлескопаў
−12 6.3×104 8 6.3×10−4 Нептун (макс.) 28 6.3×10−12
−11 2.5×104 9 2.5×10−4 29 2.5×10−12
−10 1.0×104 10 1.0×10−4 мяжа для бінокляў 7x50 30 1.0×10−12
−9 4.0×103 Успышка «Ірыдыума» 11 4.0×10−5 31 4.0×10−13
−8 1.6×103 12 1.6×10−5 32 1.6×10−13 мяжа для тэлескопа «Хабл»

Абсалютная зорная велічыня[правіць | правіць зыходнік]

Бачная зорная велічыня хоць і з'яўляецца дакладнай характарыстыкай астранамічнага аб'екта, але ўсё роўна з'яўляецца суб'ектыўнай, бо вымярэнне яскравасці праводзіцца з Зямлі. Каб пазбегнуць падобнай суб'ектыўнасці, за абсалютную зорную велічыню астраномы прынялі бачную зорную велічыню астранамічнага аб'екта на адлегласці 32.6 св. гадоў (10 пк) ад Зямлі.

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі

  1. Heifetz, M.; Tirion, W. A walk through the heavens: a guide to stars and constellations and their legends — Cambridge: Cambridge University Press, 2004. — С. 6.
  2. Thoren, V. E. The Lord of Uraniborg — Cambridge: Cambridge University Press, 1990. — С. 306.
  3. Graney & Grayson, 2011
  4. Graney & Grayson, 2011, pp. 351—373
  5. Hoskin, M. The Cambridge Concise History of Astronomy — Cambridge: Cambridge University Press, 1999. — С. 258.
  6. Пры вельмі цёмным небе, як то ў аддаленых сельскіх мясцовасцях.

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

  • Graney, C. M.; Grayson, T. P. On the Telescopic Disks of Stars: A Review and Analysis of Stellar Observations from the Early 17th through the Middle 19th Centuries // Annals of Science 68 (3). — 2011.