«Звёздная величина»

(видимая)

мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой, Солнцем и т.п.) на Земле на плоскости, перпендикулярной падающим лучам; мера блеска небесного светила. Обычно предполагается, что в значения З. в. внесены поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере, и З. в. являются, т. о., внеатмосферными. Впервые понятие З. в. было введено во 2 в. до н. э. Гиппархом, который все звёзды, видимые невооружённым глазом, разделил на 6 величин. К 1-й З. в. были отнесены самые яркие звёзды, а к 6-й — самые слабые (из доступных невооружённому глазу). З. в. m связаны с соответствующими им освещённостями Е зависимостью

m =klgE + C_o.

Значение коэффициента k, по предложению английского астронома Н. Р. Погсона (середина 19 в.), принято равным — 2,5; оно определяет шаг шкалы звёздных величин, а постоянная С₀ — её нульпункт. Изменению З. в. на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз, причём, чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его З. в.; З. в. могут иметь как положительные, так и отрицательные значения. Постоянная С₀ определяется по результатам измерений некоторой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. На практике произвести измерения блеска со строгим соблюдением общепринятого нульпункта и шага шкалы довольно трудно. В связи с этим параметры k и С₀ в различных фотометрических каталогах небесных светил могут несколько отличаться друг от друга, что выявляется при их сравнении.

В зависимости от методики измерений различают З. в. визуальные (определяются непосредственно глазом с помощью визуального фотометра), фотографические (по фотоснимкам), фотоэлектрические (с помощью фотоэлектрического фотометра) и радиометрические (с помощью болометров). З. в., полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматической или панхроматической эмульсией через жёлтый светофильтр, называются фотовизуальными (такие З. в. близки к визуальным). Применение различных приёмников радиации и светофильтров даёт возможность измерять блеск светил в разных участках их спектра и тем самым определять З. в., относящиеся к разным фотометрическим системам. В интернациональных фотографических и фотовизуальной системах (в синей и жёлтой частях спектра) стандартом являются 96 звёзд в районе Северного полюса мира, т. н. Северный полярный ряд; по всему небу располагаются площадки, в которых установлены вторичные стандарты. Более употребительна система UBV, в которой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U (3500 Å), синей В (4350 Å) и жёлтой V (5550 мкм), I (0,90 мкм), J (1,25 мкм), К (2,2 мкм) и L (3,7 мкм) и т.д. При установлении любых новых систем З. в. принято, что для нескольких выбранных звёзд главной последовательности Герцшпрунга — Ресселла диаграммы (См. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) спектрального класса АО все виды З. в. совпадают. Стандартами З. в. в системе UBVRIJKL... служат несколько десятков звёзд, расположенных на всём небе. Разности З. в., полученных в различных фотометрических системах, характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд. Они называются показателями цвета, например B — V, U — В и др.

Фотоэлектрически измерены З. в. и показатели цвета свыше 20 тыс. звёзд. Точность измерений составляет около 0,01—0,02 З. в. Точность фотографических и визуальных измерений около 0,05—0,1 З. в. Самая яркая звезда неба Сириус имеет З. в. V = —1,46, наиболее слабые из измеренных звёзд относятся к 23-й З. в. Звёздная величина Солнца V = —26,78, полной Луны V = —12,71. З. в. источника света, создающего освещённость в 1 люкс, V = —13,78.

Абсолютной З. в. называется З. в., которую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 парсек. Абсолютные З. в. (в отличие от видимых) характеризуют физические свойства самих светил, их светимости. Абсолютная З. в. М связана с видимыми З. в. m зависимостью:

М =m + 5 — 51gr,

где r — расстояние до светила, выраженное в Парсеках.

Лит.: Паренаго П. П., Шкалы и каталоги звёздных величин, «Успехи астрономических наук», 1948, т. 4; Шаров А. С., Современное состояние проблемы фотометрических систем и стандартов звёздных величин и показателей цвета, «Бюл. Абастуманской астрофизической обсерватории», 1962, т. 27.

А. С. Шаров.

magnitude

magnitude

ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА, в астрономии - численная величина, выражающая яркость небесного тела в логарифмической шкале. Видимая величина - это яркость, доступная наблюдению с Земли, визуальному, фотографическому или фотометрическому; она выражается числами положительными, отрицательными и нулем. Яркость считается тем выше, чем ниже цифра ее величины. Принято считать, что первая величина ровно в 100 раз превышает шестую (которая едва различима невооруженным взглядом). Абсолютная звездная величина указывает на присущую небесному телу светимость и определяется как видимая величина, определенная с расстояния 10 парсек (32 световых года) от этого тела.

звёздная величина́

(m), мера блеска (Е) небесного светила. Шкала звёздной величины определяется формулой m = -2,5lgЕ + const. Изменению звёздной величины на единицу соответствует изменение блеска в 2,5 раза. Различают звёздную величину визуальную, фотографическую и др. (см. Фотометрическая система).

* * *

ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА́ (m), мера блеска(см. БЛЕСК (в астрономии)) (Е) небесного светила. Шкала звездной величины определяется формулой m = -2,5 lgE + const. Изменению звездной величины на единицу соответствует изменение блеска в 2,5 раза. Различают звездную величину визуальную, фотографическую и др. (см. Фотометрическая система(см. ФОТОМЕТРИЧЕСКАЯ СИСТЕМА)).

мера (т), характеризующая блеск (Е) небесного светила, т. е. освещенность, которую оно создает в пункте наблюдения на плоскости, перпендикулярной падающим лучам. Количественно звездная величина определяется формулой т = —2,5 lgE + const. Изменение звездной величины на единицу соответствует изменению блеска в 2,5 раза.

внесистемная ед., характеризующая блеск небесного светила, т. е. освещённость, к-рую оно создаёт на плоскости, перпендикулярной падающим лучам. Самые яркие звёзды относятся к 0-й 3. в., самые слабые, видимые на небе невооруж. глазом, - к 6-й. Звезда 0-й 3. в. создаёт вне земной атмосферы освещённость 2,54 мклк (2,54*10^-6 лк). 3. в. небесных светил определяют сравнением их со звёздами, для к-рых 3. в. известна, по ф-ле m₂*m₁ =2,5lgE₁/E₂, где m - звёздная величина, Е - блеск небесного светила, индексы 1 и 2 соответствуют исследуемому объекту и звезде сравнения. Значения 3. в. различны в разных областях спектра.

magnitude

magnitudine f stellare

зірко́ва величина́

зірко́ва величина́

(т), мера блеска (Е) небесного светила. Шкала З.в. определяется ф-лой т= -2,51gЕ + const. Изменению З.в. на единицу соответствует изменение блеска в 2,5 раза, причём чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его 3. в. (оно может иметь как положит., так и отрицат. значение). Различают 3. в. визуальную, фотографическую и др. (см. Фотометрическая система).

(m), мера блеска (Е) небесного светила. Шкала звездной величины определяется формулой m = -2,5 lgE + const. Изменению звездной величины на единицу соответствует изменение блеска в 2,5 раза. Различают звездную величину визуальную, фотографическую и др.