wd wp Пошук: ⬜

Зорная велічыня

Зорная велічыня — адносная адзінка вымярэння бляску нябеснага свяціла (зоркі, планеты, Сонца ці іншага); мера асветленасці, створанай нябесным свяцілам на мяжы атмасферы Зямлі ў плоскасці, перпендыкулярнай да падаючага праменя. У залежнасці ад метаду назірання адрозніваюць зорныя велічыні: баламетрычную (па поўнай энергіі, выпрамененай свяцілам), фатаграфічную, фотаэлектрычную, візуальную і іншыя.

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

100

5

≈ 2,512

{\displaystyle {\sqrt[{5}]{100}}\approx 2{,}512}

, і формула пераліку зорных велічынь:

m

m

0

− 2,512 lg ⁡

E ′

,

{\displaystyle m=m_{0}-2{,}512\lg E’,}

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

Адрозніваюць зорныя велічыні, якія вымяраюцца ў розных фотаметрычных 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,<дробная частка>. Напрыклад, зорная велічыня Сонца каля −27m, Сірыуса каля −1,5m, Вегі каля 0m.

Гісторыя

Практыка вызначэння зорнай велічыні сягае ў Старажытную Грэцыю: Гіпарх (паводле іншых крыніц — Пталамей) вызначыў шэсць ступеней яркасці зорак, якую яны лічылі «велічынёй» (у літаральным сэнсе — памерам[1]) зорак. Няўзброеным вокам такія зоркі, як Сірыус або Арктур, выглядаюць буйнейшымі за меней яркія 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 нагляднасці, 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 быў большым для яркіх 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 астраномы ўжо разумелі, што кругі, што разыходзяцца ад зоркі, насамрэч несапраўдныя, але гэта не змяніла адносін да зорнай велічыні як хутчэй фізічнага параметру, а не параметра яркасці. Нават у XIX стагоддзі зорная велічыня вымяралася шасцю ступенямі бачнага памеру:

Не існуе іншага закону для класіфікацыі зорак, як ацэнкі назіральніка; адсюль вынікае, што адны 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(англ.) бел. (бачнасць, яснасць) дало астраномам патлумачыць і несапраўднасць бачных памераў зорак, і залежнасць гэтых памераў ад інтэнсіўнасці святла, што зыходзіць ад зоркі (бачная яркасць 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 Оксфарда прапанаваў узяць падобныя суадносіны за стандарт, каб кожнае змяншэнне зорнай велічыні вынікала як змяшчэнне па яркасці, роўнае корню пятай ступені са 100, роўнае прыкладна 2,512.[5] Гэтыя суадносіны сталі 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

Асноўны артыкул: Бачная зорная велічыня 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 наступнай роўнасці:

m

1

−

m

2

= − 2.5

log

10

⁡

(

I

1

I

2

)

.

{\displaystyle 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 яркасці. 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), так і цямнейшых за тое, што можа ўбачыць чалавек няўзброеным вокам (Плутон. Прыведзеная ніжэй табліца дае бачныя зорныя велічыні для розных касмічных аб’ектаў: ад Сонца да найцямнейшых аб’ектаў, назіраных касмічным тэлескопам «Хабл».

Бачная зорная велічыня	Яркасць адносна 0-й велічыні	Прыклад		Бачная зорная велічыня	Яркасць адносна 0-й велічыні	Прыклад		Бачная зорная велічыня	Яркасць 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

Асноўны артыкул: Абсалютная зорная велічыня Бачная зорная велічыня хоць і з’яўляецца дакладнай характарыстыкай астранамічнага аб’екта, але ўсё роўна з’яўляецца суб’ектыўнай, бо вымярэнне яркасці 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

• Гётынгенская актынаметрыя
• Абсалютная зорная велічыня
• Класы свяцільнасці зорак
• Свяцільнасць
• Спіс самых яркіх зорак

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

• Зорная велічыня // Беларуская энцыклапедыя: У 18 т. / Рэдкал.: Г. П. Пашкоў і інш.. — Мн.: БелЭн, 1998. — Т. 7: Застаўка — Кантата. — С. 113. — 604 с. — 10 000 экз. — ISBN 985-11-0130-3 (т. 7), ISBN 985-11-0035-8.
• 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.

Тэмы гэтай старонкі (6):
Катэгорыя·Старонкі з нелікавымі аргументамі formatnum
Катэгорыя·Вікіпедыя·Спасылкі на Беларускую энцыклапедыю з назвай артыкула
Катэгорыя·Вікіпедыя·Спасылкі на Беларускую энцыклапедыю без аўтара
Катэгорыя·Адзінкі вымярэння адносін велічынь
Катэгорыя·Вікіпедыя·Спасылкі на Беларускую энцыклапедыю з нумарамі старонак
Катэгорыя·Адзінкі вымярэння ў астраноміі