Видимая и абсолютная звездная величина светимость звезд кратко

Обновлено: 18.05.2024

Фотометрия космических объектов является частью астрофизики. Однако фотометрия, особенно звёздная, играет огромную роль в звёздной астрономии, поэтому необходимо ознакомиться с основными понятиями фотометрии.

Видимая звёздная величина m является мерой освещенности E, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения с учетом поглощения света атмосферой Земли. Связь между звёздной величиной m и освещенностью E есть отражение установленного экспериментально психофизиологического закона Вебера-Фехнера и выражается формулой: в которой коэффициент введен в середине XIX в. английским астрономом Н. Погсоном, подметившим, что в среднем у наблюдателей интервалу в 5 звёздных величин соответствует отношение световых потоков или освещенностей около 100. Погсон принял это отношение в точности равным 100, при этом В итоге ослабление блеска на одну звёздную величину соответствует ослаблению освещенности от объекта лишь немногим более чем в 2.5 раза. Величина a представляет собой нуль-пункт шкалы звёздных величин, связанный с выбором фотометрического стандарта. В качестве стандарта обычно выбирается та или иная группа звёзд с точно измеренным блеском. По отношению к звёзде стандарта можно определить блеск любой звезды по формуле: где нулевым индексом обозначена соответствующая величина для звезды-стандарта.

Для звезды с известной видимой звёздной величиной и известным расстоянием от Солнца можно вычислить абсолютную звёздную величину , которая является мерой ее светимости - количества энергии, излучаемой звёздой во всех направлениях. Абсолютная звёздная величина определяется как видимая величина звезды, перенесенной на стандартное, общее для всех звёзд расстояние. Зная видимую звёздную величину V (с этого момента мы для определенности будем обозначать звёздные величины так, как это принято в фотометрической системе UBV) и расстояние до объекта, можно легко определить абсолютную величину M_V, помня, что изменению расстояния до объекта в отношении r/r₀ соответствует изменение освещенности в отношении (r/r₀)2. Следовательно, и логарифмирование этого выражения показывает, что абсолютная величина M_V определяется по формуле: Расстояние r₀ удобно принять равным 10 парсекам. Таким образом, если расстояние до звезды выражено в парсеках, то имеем: Последнее выражение справедливо только в том случае, если между наблюдателем и звёздой нет рассеивающей (поглощающей) свет материи. Если такая материя имеется, то часть разницы (V - M_V) следует отнести за счёт рассеяния или поглощения света этой материей. При этом поглощение света влияет только на видимую звёздную величину V, не меняя M_V, так как абсолютная звёздная величина является характеристикой самой звезды. Поглощение света уменьшает блеск звезды, поэтому увеличивает значение видимой звёздной величины, и в выражение (2-6) следует ввести член, учитывающий поглощение света A_V, которое является, в общем случае, функцией расстояния от наблюдателя и направления на звёзду: Величина V - M_V носит название модуль расстояния , при этом, если мы не учитываем поглощение света, то модуль расстояния называется видимым, а если поглощение света учтено, то истинным, обозначаемым (V₀ - M_V). Естественно, мы должны всегда стремиться получить из наблюдательных данных истинный модуль расстояния, так как только эта величина дает возможность оценить истинное расстояние до космического объекта. Определение абсолютных звёздных величин (а, значит, и светимостей) звёзд и модулей расстояния (а, значит, и самих расстояний) является важнейшей задачей звёздной астрономии.

Отметим, что мы ставим в обозначении абсолютной звёздной величины индекс V для того, чтобы подчеркнуть, что M_V есть мера энергии, излучаемой звёздой в определенном спектральном интервале, а не во всех областях спектра.

В заключение приведем очевидную связь между абсолютной звёздной величиной M_V и светимостью L звезды, аналогичную связи видимой звёздной величины и освещенности: где индексом s отмечены величины для Солнца. При этом M_V_s = +4 m .83.

На самом деле, звёздные величины могут быть разными. Так как нет идентичных тел в нашей Вселенной. Разумеется, существуют схожие черты и параметры, по которым мы объединяем какие-либо объекты. Но всегда есть хоть малейшее различие между ними.

В астрономии понятие звёздная величина обозначает безразмерную (то есть имеет размерность единица) числовую характеристику яркости объекта. Таким образом, она отражает поток энергии всех фотонов за секунду времени на единицу площади, исходящих от светила.

Фотон (частица света)

Какие бывают звёздные величины

В астрономии различают две звёздные величины: видимую и абсолютную.

Видимая звёздная величина

Она отражает видимый блеск звёзд и используется для визуальных величин (измеряются в ультрафиолетовом, инфракрасном и других диапазонах).

Собственно говоря, данная мера зависит от светимости и расстояния до тела.
Чем меньше видимый показатель светила, тем, на самом деле, больше его яркость.

Сириус (самая яркая звезда)

Абсолютная звёздная величина

А вот её применяют для наиболее точной характеристики объекта, которая равна значению при расстоянии от него 10 парсек. Для сравнения светимости звёзд используют именно абсолютную величину, так как для этого неважно насколько они удалены от нас.

Более того, чтобы вычислить светимость, необходимо знать абсолютное значение яркости звезды.

Как определяется звёздная величина

Впервые, еще во 2 веке до нашей эры, астроном из Древней Греции Гиппарх разделил звёзды по величине. Он выделил ярчайшие из них, присвоив им первую, а самым тусклым светилам шестую величину.
Проще говоря, звезда первой звездной величины это самая яркая на небе.

Первым ввёл такую характеристику Гиппарх. Но со временем многие другие учёные изучали космические тела и пополняли данные о них.

Так, позднее в 1856 году Норман Погсон предложил иное исчисление шкалы значений светил. И она стала общепринятой.

Формула Погсона

где m — звёздная величина тела, а L — освещённость от него.
Стоит отметить, что по формуле Погсона можно рассчитать лишь разницу между величинами, но не их. Поскольку для вычисления необходим нулевой пункт (блеск, соответствующий нулевой мере звезды).

Раньше нуль-пункт был равен блеску Веги, но со временем его переопределили. Хотя при визуальном наблюдении Вегу всё так же принимают за нулевую меру.

Как оказалось, ярчайшие объекты имеют отрицательную звёздную величину.

Шкала звёздных величин

Между прочим, в современной астрономии звездные величины применяют не только для светил, а также для планет и других небесных тел. Но при их характеристике учитывают и видимое, и абсолютное значение.

Итак, яркость звезд и звездная величина являются важным показателем объекта. Разумеется, они зависят от других химических и физических свойств тела.

Свет светил ярко выделяется на ночном небе. Однако современные приборы и техника позволяют астрономам разглядеть звезды с высокой величиной. Проще говоря, стало возможным увидеть даже самые тусклые светила.

Физика

Электродинамика

Магнитное поле

Механические колебания

Электромагнитные колебания

Механические волны

Электромагнитные волны

Оптика

Геометрическая оптика

Задачи на сферическое зеркало

Линза

Волновая оптика

Основы теории относительности

Основы квантовой физики

Излучения и спектры

Световые кванты

Атомная физика

Ядерная физика

Физика элементарных частиц

Открытие позитрона. Античастицы

Современная физическая картина мира

Строение Вселенной

Звёзды и источники их энергии. Современные представления о происхождении и эволюции Солнца и звёзд

Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них, диски звёзд не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы определения расстояний до них. На этом уроке мы с вами узнаем, что такое годичный параллакс звезды. Познакомимся с единицами измерения расстояний, в которых принято выражать расстояния до звёзд. Узнаем, что такое абсолютная звёздная величина и чем она отличается от видимой звёздной величины. А также выясним, что понимают под светимостью звезды.

В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам

Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобретя в каталоге.

Получите невероятные возможности

Конспект урока "Определение расстояний до звёзд. Видимая и абсолютная звёздные величины"

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди большого и разнообразного числа звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по своим физическим характеристикам и химическому составу. Поэтому полное представление о звёздах даст такое определение:

Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы определения расстояний до них.

Ещё Аристотель предполагал, что если Земля движется вокруг Солнца, то, наблюдая за звездой из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить изменение направления на звезду — её параллактическое (то есть кажущееся) смещение.

Такая же идея измерения расстояний была предложена и Николаем Коперником после опубликования им гелиоцентрической системы мироустройства. Однако ни Копернику, ни тем более Аристотелю не удалось обнаружить это смещение.

Лишь к середине XIX века, когда на телескопы стали ставить оборудование для точного измерения углов, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Как удалось установить, кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень далёких звёзд происходит по эллипсу с периодом в один год и отражает движение наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Этот небольшой эллипс, который описывает звезда, называется параллактическим эллипсом.

В угловой мере его большая полуось равна величине угла, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом и обозначается греческой буквой π или латинской буквой р.

Зная годичное параллактическое смещение звезды, можно легко определить расстояние до неё:

В записанной формуле а — это средний радиус земной орбиты.

Если учесть, что годичные параллаксы звёзд измеряются десятитысячными долями секунды, а большая полуось земной орбиты равна одной астрономической единице, то можно получить формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:

Первые надёжные измерения годичного параллакса были осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.

В России первые измерения годичного параллакса были проведены Василием Яковлевичем Струве для яркой звезды Северного полушария Веги. Давайте по его данным определим расстояние до этой звезды.

Парсек — это расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду:

1 пк = 206 265 а. е. =30,8586 трлн км.

Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса:

Вернёмся к нашей задаче и определим расстояние до Веги в парсеках, воспользовавшись полученным нами уравнением.

Также, помимо парсека, в астрономии используется ещё одна внесистемная единица измерения расстояний — световой год.

Световой год — это расстояние, которое свет, распространяясь в вакууме, проходит за один год:

1 пк = 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 10 13 км.

Однако после того, как астрономы научились определять расстояния до звёзд, возникла ещё одна проблема. Оказалось, что звёзды, находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, могут отличаться друг от друга по видимой яркости (блеску). При этом видимый блеск не характеризует реального излучения звезды. Например, Солнце нам кажется самым ярким объектом на небе лишь потому, что оно находится гораздо ближе к Земле, чем остальные звёзды. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк, называется абсолютной звёздной величиной.

Почему в качестве эталонного расстояния было выбрано 10 парсек? Да для простоты расчётов. Итак, предположим, что видимая звёздная величина звезды на некотором расстоянии D равна т а её блеск — I.

Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины которых отличаются на единицу, отличаются в 2,512 раза. То есть для двух звёзд, звёздные величины которых равны т₁ и т₂ соответственно, отношение их блесков выражается соотношением:

Тогда по определению видимая звёздная величина звезды с расстояния в 10 пк будет равна абсолютной звёздной величине М. Если обозначить блеск звезды на этом расстоянии через I₀, то для видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды предыдущее уравнение будет выглядеть так:

В тоже время из физики известно, что блеск меняется обратно пропорционально квадрату расстояния:

Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этом учтём, что :

Теперь прологарифмируем полученное выражение:

Если учесть, что расстояние до звезды обратно пропорционально её годичному параллаксу, то получим формулу, по которой можно вычислить абсолютную звёздную величину близко расположенных к нам звёзд

Теперь давайте по полученной формуле рассчитаем абсолютную звёздную величину нашего Солнца. Для этого учтём, что его видимая звёздная величина равна–26,8 т , а среднее расстояние до него составляет одну астрономическую единицу

То есть наше Солнце выглядит слабой звёздочкой почти пятой звёздной величины.

Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её действительное общее излучение или светимость.

Светимостью называют полную энергию, излучаемую звездой за единицу времени. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще её выражают в светимостях Солнца.

Используя формулу Погсона, можно записать соотношение между светимостями и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца:

Данную формулу можно переписать, если учесть, что светимость Солнца принята за единицу, а его абсолютна звёздная величина равна 4,8 m :

По светимости (то есть мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга. Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего Солнца.

Читайте также: