Как найти блеск планеты

Как найти блеск планеты

Блеск планеты — это ее яркость, которая измеряется величиной, называемой в астрономии звездной величиной. Это важный показатель при изучении космических объектов, а также при их наблюдении.

Что влияет на блеск планеты

«Блеск планеты зависит от ее расстояния от Солнца, ее размеров, атмосферы и поверхностных свойств.»

• Расстояние от Солнца: Чем ближе планета к Солнцу, тем ярче она сияет. Например, Венера ярче сияет, чем Марс, потому что находится ближе к нашей звезде.
• Размеры: Чем больше планета, тем больше света отражается от ее поверхности. Например, Юпитер — самая большая планета в Солнечной системе и светит ярко.
• Атмосфера: Некоторые планеты имеют густую атмосферу, которая может затемнять их блеск. Например, Титан — спутник Сатурна — имеет густую атмосферу и блеск на его поверхности не такой яркий.
• Поверхностные свойства: Материалы на поверхности планеты могут влиять на ее блеск. Например, Меркурий покрыт кратерами и другими неровностями, поэтому его блеск не такой яркий, как блеск других планет.

Как наблюдать за блеском планеты

«Наблюдение за блеском планеты доступно как профессиональным астрономам, так и любителям.»

• Телескоп: Наиболее распространенный инструмент для наблюдения за блеском планеты — это телескоп. Телескопы могут увеличивать изображение в несколько раз, что позволяет увидеть детали поверхности и оценить блеск планеты.
• Бинокль: Маленькие бинокли также могут помочь наблюдать за блеском планеты, однако они не могут увеличивать изображение так сильно, как телескоп.
• Наблюдение невооруженным глазом: Некоторые планеты, такие как Венера и Юпитер, ярко сияют на небе и можно увидеть их невооруженным глазом.

Как измерить блеск планеты

Измерение блеска планеты производится при помощи звездной величины, которая измеряет количество света, которое попадает к телескопу. Звездная величина показывает, какая яркость видна на земле, поэтому меньшие числа соответствуют ярче планете.

Вывод

Блеск планеты — это важный показатель при их изучении и наблюдении. Он зависит от нескольких факторов, включая расстояние от Солнца, размеры, атмосферу и поверхностные свойства. Наблюдать за блеском планеты можно при помощи телескопа, бинокля или невооруженным глазом. Измерение блеска производится при помощи звездной величины.

Как найти блеск планеты

Наблюдение за планетами и звездами на ночном небе всегда было увлекательным занятием. Один из наиболее важных параметров, измеряемых при наблюдениях на небе, это блеск планеты.

Что такое блеск планеты?

Блеск планеты — это численная величина, обозначающая яркость планеты на небе. Он изменяется в зависимости от многих факторов, таких как расстояние от Земли, орбита планеты, степень освещенности и состав атмосферы.

Как измерить блеск планеты?

Существует несколько способов измерения блеска планеты, но наиболее точным методом является использование небесной фотометрии. Для определения блеска планеты с помощью фотометра используется фотоселективный фильтр, который позволяет измерять интенсивность света, проходящего через фильтр на небесном объекте.

Как определить блеск планеты невооруженным глазом?

Наблюдение за блеском планет открывает возможности для эстетического и научного погружения в ночное небо. Несколько простых советов помогут определить блеск планеты невооруженным глазом:

• Изучить карту ночного неба.
• Определить время и место наблюдений.
• Выяснить положение планеты в небесной сфере.
• Определить видимость планеты в данном сезоне года.
• Определить яркость звездных созвездий, среди которых находится планета.

Какая планета ярче?

Блеск планеты зависит от ряда факторов. Например, Венера всегда является ярчайшей планетой на ночном небе, за исключением Луны. Марс, Юпитер и Сатурн следуют за Венерой, при этом Юпитер и Сатурн обычно сочетаются с яркими звездами, которые могут иметь большую яркость. Несмотря на то, что Нептун и Уран являются одними из самых удаленных планет в Солнечной системе, они также могут быть видны невооруженным глазом в условиях хорошей видимости.

Итог

Наблюдение за блеском планет является удивительным занятием. Для его успешного проведения необходимо ознакомиться с картой ночного неба, определить время и место наблюдения, яркость звездных созвездий, среди которых находится планета. Блеск планет изменяется в зависимости от ряда факторов, но такие планеты, как Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, обычно являются ярчайшими на небе.

Наблюдение за планетами помогает лучше понять нашу Вселенную и ее великолепие.

Как найти блеск планеты: исследуем космическую глубину

Для многих любителей астрономии одной из главных задач является нахождение блеска планеты. К счастью, существует множество возможностей, как можно осуществить эту мечту, обладая только небольшим биноклем или телескопом.

1. Очистите небо от светового загрязнения

Прежде чем начинать поиски блеска планеты, необходимо выявить наилучшие условия для наблюдения. Общеизвестно, что от светового загрязнения страдают не только города, но и прилегающие к ним местности.

Поэтому рекомендуется выбирать удаленные от населенных пунктов места или специальные обсерватории с минимальным количеством внешних источников света.

2. Изучите прогноз погоды

Для качественного наблюдения блеска планеты необходимо, чтобы небо было ясным и без облачных скоплений. Поэтому стоит не забывать проверять прогнозы погоды на ближайшие дни, чтобы выбрать наиболее подходящее для наблюдения время.

3. Изучите карту небесного атласа

Прежде чем отправляться искать блеск планеты, полезно изучить карты небесного атласа и узнать, где находится интересующий объект. Важно знать, что планеты часто движутся по небесным сферам и могут находиться в разных созвездиях в зависимости от периода года.

4. Настройте телескоп

Для того чтобы обнаружить блеск планеты, необходимо правильно настроить телескоп. Получить максимально четкое изображение можно путем экспериментирования с масштабом и фокусировкой устройства.

5. Попробуйте использовать бинокль

Если вы не обладаете телескопом, но всё же хотите поискать блеск планеты, рекомендуется воспользоваться биноклем. Хотя изображение будет менее четким, это не помешает выделить планету на небосводе.

6. Используйте приложения и сервисы

Современные технологии также могут помочь в поиске блеска планеты. Существуют множество приложений и сервисов, которые помогают отслеживать движение и расположение планет на небосводе. Они позволяют всегда иметь актуальную информацию о местоположении наиболее ярких и интересующих планет на текущий момент.

Найдя блеск планеты, можно не только получить удовольствие от её наблюдения, но и изучить множество научных фактов о её характеристиках и свойствах.

Итоги

• Очистите небо от светового загрязнения
• Изучите прогноз погоды
• Изучите карту небесного атласа
• Настройте телескоп
• Попробуйте использовать бинокль
• Используйте приложения и сервисы

Безусловно, поиск блеска планеты — это увлекательное занятие, которое требует определенных знаний и умений, но оно стоит каждого усилия. В конечном итоге, вы получите незабываемый опыт и возможность глубже погрузиться в мир науки и астрономии.

Астрономия — это наука, и как всякая наука, она имеет свою особую терминологию, или, говоря проще, жаргон. Сторонним людям этот жаргон кажется просто бессмысленным набором фраз, а иногда вызывает улыбку. Вот, например, понятия «блеск звезды», «светимость звезды», «яркость звезды». В принципе понятно, что речь идет о том, насколько звезда яркая или тусклая. Но для чего ввели три разных термина? Или это просто синонимы, а фразы означают одно и то же? Давайте разбираться.

Что такое блеск звезды?

Начнем с блеска. Все вы не раз читали фразы вроде «блеск звезды равен…» или «звезда превосходит по блеску планету Сатурн». Звучит немного странно, не правда ли? Блестеть может начищенный пятак, медный таз на солнце, пуговицы на гимнастерке. В конце концов, могут блестеть глаза. Но звезда? Кажется, что во фразе блеск звезды есть что-то нелепое и слегка архаичное.

На самом деле термин блеск звезды — не устаревшее выражение, а самый что ни есть актуальный, современный термин. Под блеском астрономы подразумевают освещенность, которую создает небесный объект (например, звезда) на плоскости, перпендикулярной лучу зрения.

Слишком мудрено? Можно проще: чем выше блеск звезды, тем сильнее освещает она наши глаза, тем лучше мы ее видим! Звезды высокого блеска видны ночью хорошо, мы говорим про них с восхищением: «Какие яркие звезды!» Звезды, чей блеск мал, видны плохо, или вовсе не видны без телескопа. Мы говорим, что эти звезды тусклые.

Как астрономы измеряют блеск звезд?

Раз понятие блеска в астрономии имеет строгое научное определение, значит блеск можно измерить.

Действительно, блеск звезд (да и вообще любых небесных светил) измеряется в звездных величинах. Звездная величина — особая безразмерная физическая величина, которая применяется только в астрономии и астрофизике. Обозначается в виде латинской буквы m над ее числовым значением. Например, блеск Сириуса -1,44^m. Измеряются звездные величины парадоксальным образом: чем меньше значение m, тем выше блеск небесного объекта. Подробнее читайте в статье «Что такое звездная величина?»

Помимо звездных величин, блеск небесных объектов можно измерять и в традиционных физических величинах, например, в люксах. Связь между звездной величиной и люксом следующая:

m = -14 – 2,5lgJ, где J — значение в люксах.

Таким образом, звезда Вега, имеющая видимый блеск около 0^m, создает освещенность 0,00000254 лк. Полная Луна создает освещенность в 0,25 лк.

Яркость звезд

Выше я написал, что про звезды высокого блеска мы говорим, что эти звезды яркие. Значит ли это, что термины блеск и яркость небесного светила имеют один и тот же смысл?

Нет! Яркость — это количество света, приходящее с единицы площади объекта. Поэтому термин яркость применим только к протяженным объектам — Солнцу, Луне, планетам (уже в небольшой телескоп у них видны диски!), кометам, туманностям. А к точечным звездам или не имеющим ширины метеорам термин яркость уже не применим, ведь у них нет площади! Зато применим термин блеск, ведь он характеризует освещенность, которую создают любые небесные тела, хоть туманности, хоть звезды.

Почему же звезды называют яркими? Это просто анахронизм, общеупотребительное выражение, доставшееся нам с прошлых времен, когда блеск астрономы называли интегральной яркостью небесных объектов, а то, что сейчас считается яркостью, — поверхностной яркостью.

Светимость звезд

Нам осталось разобраться с последним термином. Что такое светимость?

Светимость — это мощность излучения небесного тела. Другими словами, это полное количество света, которое испускает небесный объект, например, звезда, в единицу времени. Как и светимость обычной лампочки, светимость звезд измеряется в ваттах. Но числа при этом получаются гигантские, поэтому часто астрономы измеряют светимость звезд в светимостях Солнца, то есть сравнивают мощность излучения звезд с мощностью излучения нашей родной звезды.

Давайте для примера взглянем на некоторые яркие звезды, которые видны на небе по вечерам, скажем, в феврале. Возьмем Сириус, самую яркую звезду ночного неба, и звезду Ригель в созвездии Ориона. Ясно, что Сириус — звезда бо́льшего блеска, чем Ригель, ведь она нам кажется ярче, то есть создает бо́льшую освещенность. Ее видимая звездная величина (m) равна -1,47! Ригель светит на нашем небе не так ярко; его блеск равен 0,12^m.

Но является ли Сириус при этом звездой большей светимости, чем Ригель?

Нет! Сириус светит в 25 раз мощнее Солнца, а Ригель — в 130 тысяч раз мощнее Солнца! Получается, Ригель имеет светимость в 4800 раз большую, чем Сириус! Почему же Сириус имеет на нашем небе бо́льший блеск? Все дело, конечно, в расстоянии до этих звезд. Сириус — одна из ближайших звезд к Земле. Расстояние до нее составляет всего лишь 8 световых лет. Ригель же находится более чем в сто раз дальше, на расстоянии в 860 световых лет от нас. И даже несмотря на это, блеск этих звезд различается не очень сильно! Можно только поражаться, насколько мощно светит Ригель!

Итак, подытожим. Если блеск звезды говорит нам о ее интенсивности на небе, то светимость — о реальной мощности излучения звезды. Блеск нам дан непосредственно, а чтобы вычислить светимость, мы должны знать расстояние до звезды. Термин «яркость» применим только для протяженных объектов, а вот звезд, метеоров, астероидов, коричневых карликов он не касается.

Post Views:
24 994

Звёздная величина́ (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта, обозначаемая буквой ^m (от лат. magnitudo — «величина, размер»). Обычно понятие применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии от рассматриваемого светила (энергию всех фотонов в секунду) на единицу площади. Таким образом, видимая звёздная величина зависит и от физических характеристик самого объекта (то есть светимости), и от расстояния до него. Чем меньше значение звёздной величины, тем ярче данный объект. Понятие звёздной величины используется при измерении потока энергии в видимом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазоне. В звёздных величинах измеряется проницающая сила телескопов и астрографов.

Определение[править | править код]

Ещё во II веке до н. э. древнегреческий астроном Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины, а остальные равномерно распределил по промежуточным величинам.

Как выяснилось позже, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину (закон Вебера — Фехнера). Поэтому в 1856 году Норман Погсон предложил следующую формализацию шкалы звёздных величин, ставшую общепринятой^[1][2]:

где m — звёздные величины объектов, L — освещённости от объектов. Такое определение соответствует падению светового потока в 100 раз при увеличении звёздной величины на 5 единиц.

Данная формула даёт возможность определить только разницу звёздных величин, но не сами величины. Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт — блеск, которому соответствует нулевая звёздная величина (0^m). Сначала в качестве 0^m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для зрительных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосе V системы UBV её блеск равен +0,03^m, что на глаз неотличимо от нуля).

По современным измерениям, звезда нулевой видимой величины за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54⋅10⁻⁶ люкс. Световой поток от такой звезды примерно равен 10³ квантов/(см²·с·Å) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 10⁶ квантов/(см²·с) во всём видимом диапазоне света.

Следующие свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

• Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
• Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 100^1/5 ≈ 2,512 раза.

В наши дни понятие звёздной величины используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и планет. Звёздная величина самых ярких объектов отрицательна. Например, блеск Луны в полной фазе достигает −12,7^m, а блеск Солнца равен −26,7^m.

Видимая и абсолютная звёздная величина[править | править код]

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]. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца равна +4,8^m, а видимая составляет −26,7^m.

Изменение расстояния до объекта приводит к изменению его видимой звёздной величины (в предположении, что его светимость постоянна), поскольку освещённость, создаваемая им, пропорциональна обратному квадрату расстояния:

Например, если за r₂ принять 10 пк (расстояние, на котором абсолютная величина M по определению совпадает с видимой) и обозначить m₁ = m(r₁), то

что позволяет, зная значения двух из трёх переменных (видимая звёздная величина m₁, абсолютная звёздная величина M, расстояние r₁) в этом уравнении, определить значение третьей:

Разность μ = m₁ − M в последней формуле называется модулем расстояния:

Спектральная зависимость[править | править код]

Звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)

• Болометрическая звёздная величина показывает полную мощность излучения звезды (то есть мощность излучения на всех длинах волн). Для её измерения применяется специальное устройство — болометр. Актуальность этой величины связана с тем, что некоторые звёзды (очень горячие и очень холодные) излучают преимущественно не в видимом спектре.

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:

• Визуальная звёздная величина (V) — звёздная величина в фильтре V, максимум пропускания которого близок к максимуму чувствительности человеческого глаза (555 нм).

• «Синяя» звёздная величина (B) характеризует яркость объекта в синей области спектра; максимум чувствительности на длине волны около 445 нм.

• Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолетовой области при длине волны около 350 нм.

Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах (для системы UBV это U − B и B − V) являются показателями цвета объекта: чем они больше, тем более красным является объект. 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.

• Фотографическая звёздная величина — определяется для спектральной чувствительности несенсибилизированной фотоэмульсии с максимумом чувствительности на длине волны 425 нм; по определению совпадает с визуальной звёздной величиной для звёзд А0V и блеском (6,0 ± 0,5)^m. Вместе с фотовизуальной звёздной величиной использовалась в устаревшей фотографической системе звёздных величин.

Звёздные величины некоторых объектов[править | править код]

Объекты звёздного неба

Объект	m
Солнце	−26,7 (в 400 000 раз ярче полной Луны)
Луна в полнолуние	−12,74
Вспышка «Иридиума» (максимум)	−9,5
Сверхновая 1054 года (максимум)	−6,0
Венера (максимум)	−4,67
Международная космическая станция (максимум)	−4
Земля (при наблюдении с Солнца)	−3,84
Юпитер (максимум)	−2,94
Марс (максимум)	−2,91
Меркурий (максимум)	−2,45
Сатурн (с кольцами; максимум)	−0,24
Звёзды Большого Ковша	+2
Галактика Андромеды	+3,44
Галилеевы спутники Юпитера	+5…6
Уран	+5,5
Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом	От +6 до +7,72
Нептун	+7,8
Проксима Центавра	+11,1
Самый яркий квазар	+12,6
Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп	+27
Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп «Хаббл»	+31,5

Самые яркие звёзды

Объект	Созвездие	m
Сириус	Большой Пёс	−1,47
Канопус	Киль	−0,72
α Центавра	Центавр	−0,27
Арктур	Волопас	−0,04
Вега	Лира	+0,03
Капелла	Возничий	+0,08
Ригель	Орион	+0,12
Процион	Малый Пёс	+0,38
Ахернар	Эридан	+0,46
Бетельгейзе	Орион	+0,50
Альтаир	Орёл	+0,75
Альдебаран	Телец	+0,85
Антарес	Скорпион	+1,09
Поллукс	Близнецы	+1,15
Фомальгаут	Южная Рыба	+1,16
Денеб	Лебедь	+1,25
Регул	Лев	+1,35

Солнце с разных расстояний^[3]

Местоположение наблюдателя	m
Непосредственно на поверхности Солнца (суммарно со всего диска)	−38,4
Икар (перигелий)	−30,4
Меркурий (перигелий)	−29,3
Венера (перигелий)	−27,4
Земля	−26,7
Марс (афелий)	−25,6
Юпитер (афелий)	−23,0
Сатурн (афелий)	−21,7
Уран (афелий)	−20,2
Нептун (афелий)	−19,3
Плутон (афелий)	−18,2
631 а. е.	−12,7 (яркость полной Луны)
Седна (афелий)	−11,8
2006 SQ372 (афелий)	−10,0
Комета Хякутакэ (афелий)	−8,3
0,456 св. года	−4,4 (яркость Венеры)
Альфа Центавра	+0,5
Сириус	+2,0
55 св. лет	+6,0 (порог видимости невооружённым глазом)
Ригель	+12,0
Туманность Андромеды	+29,3
3C 273 (ярчайший квазар)	+44,2
UDFj-39546284 (самый далёкий астрономический объект на 2011 год, с учётом красного смещения)	+49,8

См. также[править | править код]

• Классы светимости звёзд
• Список самых ярких звёзд
• Показатель цвета
• Фотометрия
• Фотометрическая система

Примечания[править | править код]

Ссылки[править | править код]

• Миронов А. В. Прецизионная фотометрия. Астронет. Дата обращения: 28 августа 2012. Архивировано 9 ноября 2012 года.
• Определение звёздной величины на снимке. «Астротурист». Дата обращения: 20 ноября 2009. Архивировано 11 мая 2012 года.

Звездная величина или блеск – это безразмерная величина, характеризующая видимость космического объекта на ночном небе. Обозначается буквой m, что пошло от латинского magnitude – величина, размер. Звездная величина зависит как от физических свойств объекта, так и от расстояния до него.

История

Считается, что понятие звездой величины ввел Гиппарх Никейский. Однако, письменных подтверждений этому нет. Гиппарх составил первый каталог звезд, где разделили их на шесть величин – по яркости на небе, где первая – самые яркие, шестая – самые тусклые – предел человеческого восприятия невооруженным глазом.

Птолемей описал данную систему в Альмогесте, тем самым дав ей широкую огласку.

Норман Погсон в 1856 году ввел ясность в определение звездных величин, обозначив звезды первой величины в 100 раз ярче чем звезды шестой величин. Тем самым введя логарифмическую шкалу. Такой ее вид используется и по ныне.

В качестве эталонной звезды изначально была принятая Полярная, ее видимая звездная величина была определена как 2,00m. Но с развитием телескопов, стало понятно, что Полярная – переменная звезда, ее видимая величина меняется со временем. Тогда, в качестве эталона взяли Вегу, приняв ее звездную величину равную 0,00m.

В современной шкале используется и отрицательные звездные величины, так как под их описание попадают и планеты, и Луна, и Солнце.

Классификация звездных величин

В зависимости от спектральной чувствительности приемника (глаза, фотопластины, фотодетектора и т.п.) можно выделить 5 звездных величин:

• болометрическая – распространяется на весь спектр излучения, на все длины волн. Удобна, когда основная часть излучения звезды находится не в видимом спектре;
• визуальная – распространяется только на видимую часть спектра, максимум восприятия приходится на 555 нм (зеленый цвет);
• синяя – распространяется только на синюю часть спектра, как следует из названия, максимум восприятия приходится на 445 нм;
• ультрафиолетовая – распространяется на ультрафиолетовый спектр излучения с максимумом на 350 нм;
• фотографическая – показывает видимую звездную величину, если бы чувствительность человеческого глаза совпадала с чувствительностью фотоприбора. Максиму приходится на 425 нм.

Видимая звездная величина

Тем самым, исторически, видимая звездная величина – это сугубо человеческая характеристика яркости космического объекта на звездном небе и опирается она на чувствительность человеческого глаза.

Но в настоящее время, для определения видимой звездой величины используется логарифмические зависимости, основываясь на освещенности (отношение светового потока к площади на которую он падает) от этих объектов.

Абсолютная звездная величина

Абсолютная звездная величина уравнивает все объекты на одно расстояние, то есть, абсолютная звездная величина звезды – это видимая величина светила, если бы оно находилось на расстоянии 10 персек (32, 616 световых лет), без учета атмосферного или межзвездного поглощения.

Абсолютная звездная величина планет Солнечной системы – видимая величина на расстоянии 1 астрономической единицы от наблюдателя.

Для метеоров – видимая звездная величина, если бы метеор находился на расстоянии 100 км в зените.

Если же космический объект по своим размерам больше 10 парсек (галактика, туманность, звездное скопление), то тогда этот объект считают, как точечный объект, со суммарной светимостью.

Применение звездных величин

В астрономии используются все виды звездных величин, в зависимости от характера объекта и тех данных, которые надо сравнить. Особых предпочтений ученые не делают. Зная видимую и абсолютные звездные величины можно рассчитать расстояние до объекта.

Звездная величина — числовая безразмерная величина, характеризирующая яркость звезды или другого космического тела по отношению к видимой площади. Другими словами, эта величина отображает количество электромагнитных волн, излучаемых телом, которые регистрируются наблюдателем. Поэтому данная величина зависит от характеристик наблюдаемого объекта и расстояния от наблюдателя до него. Термин охватывает лишь  видимый, инфракрасный и ультрафиолетовый спектры электромагнитного излучения.

По отношению к точечным источникам света используют также термин «блеск», а к протяженным – «яркость».

История

Древнегреческий ученый Гиппарх Никейский, который жил на территории Турции во II веке до н. э., считается одним из влиятельнейших астрономов античности. Он составил объемный каталог звезд, первый в Европе, описав расположения более чем тысячи небесных светил. Также Гиппарх ввел такую характеристику как звездная величина. Наблюдая невооруженным  глазом за звездами, астроном решил разделить их по яркости на шесть величин, где первая величина – самый яркий объект, а шестая — наиболее тусклый.

В XIX веке, британский астрономом Норман Погсон усовершенствовал шкалу измерений звездных величин. Он расширил диапазон ее значений и ввел логарифмическую зависимость. То есть с повышением звездной величины на единицу, яркость объекта уменьшается в 2.512 раза. Тогда звезда 1-й величины (1^m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6^m).

За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск Веги, самой яркой точки в созвездии Лиры. Несколько позже было изложено более точное определение объекта нулевой звездной величины – его освещённость должная равняться 2,54·10⁻⁶ люкс, а световой поток в видимом диапазон 10⁶ квантов/(см²·с).

Видимая звездная величина

Описанная выше характеристика, которую определил Гиппарх Никейский, впоследствии стала носить название «видимая» или «визуальная». Имеется в виду, что ее можно наблюдать как при помощи человеческих глаз в видимом диапазоне, так и с использованием различных инструментов вроде телескопа, включая ультрафиолетовый и инфракрасный диапазон. Звездная величина созвездия Большой Медведицы равна 2^m. Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0^m) не самая яркая звезда на небосводе (пятая по блеску, третья для наблюдателей с территории СНГ). Поэтому более яркие звезды могут иметь отрицательную звездную величину, к примеру, Сириус (-1.5^m). Также сегодня известно, что среди небесных светил могут быть не только звезды, но и тела, отражающие свет звезд – планеты, кометы или астероиды. Звездная величина полной Луны составляет −12,7^m.

Абсолютная звездная величина и светимость

Для того чтобы была возможность сравнить истинную яркость космических тел, была разработана такая характеристика как абсолютная звездная величина. Согласно ней вычисляется значение видимой звездной величины объекта, если бы этот объект располагался на за 10 парсек (32,62 световых лет) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.

Абсолютная звездная величина для космических объектов в Солнечной системе использует иное расстояние от тела к наблюдателю. А именно 1 астрономическую единицу, при этом, в теории, наблюдатель должен находиться в центре Солнца.

Более современной и полезной величиной в астрономии стала «светимость». Эта характеристика определяет полную энергию, которую излучает космическое тело за определенный отрезок времени. Для ее вычисления как раз и служит абсолютная звездная величина.

Спектральная зависимость

Как уже говорилось ранее, звездная величина может быть измерена для различных видов электромагнитного излучения, а потому имеет разные значения для каждого диапазона спектра. Для получения картинки какого-либо космического объекта астрономы могут использовать фотопластинки, которые более чувствительны к высокочастотной части видимого света, и на изображении звезды получаются голубыми. Такая звездная величина называется «фотографической», m_Pv. Чтобы получилось значение близкое к визуальному («фотовизуальное», m_P), фотопластинку покрывают специальной ортохроматической эмульсией и используют желтый светофильтр.

Учеными была составлена так называемая фотометрическая система диапазонов, благодаря которой можно определять основные характеристики космических тел, такие как: температура поверхности, степень отражения света (альбедо, не для звезд), степень межзвездного поглощения света и прочие. Для этого производится фотографирование светила в разных спектрах электромагнитного излучения и последующие сравнение результатов. Для фотографии наиболее популярны следующие фильтры: ультрафиолетовый, синий (фотографическая звездная величина) и желтый (близкий к фотовизуальному диапазону).

Фотография с запечатленными энергиями всех диапазонов электромагнитных волн определяет так называемую болометрическую звездную величину (m_b). С ее помощью, зная расстояние и степень межзвездного поглощения, астрономы вычисляют светимость космического тела.

Звездные величины некоторых объектов

• Солнце = −26,7^m
• Полная Луна = −12,7^m
• Вспышка Иридиума = −9,5 ^m. Iridium – это система из 66 спутников, которых движутся по орбите Земли и служат для передачи голоса и прочих данных. Периодически поверхность каждого из трех главных аппаратов отсвечивает солнечный свет в сторону Земли, создавая ярчайшую плавную вспышку на небосводе до 10 секунд.

• Ярчайший взрыв сверхновой, в 1054-м году, вследствие которого, как считается, образовалась Крабовидная туманность = −6,0 ^m. Если верить записям китайских и арабских астрономов, сверхновую можно было наблюдать целых 23 дня, даже в дневное время невооруженным глазом.
• Венера во время максимума = −4,4 ^m
• Земля, для наблюдателя на Солнце = −3,84 ^m
• Марс во (макс.) = −3,0 ^m
• Юпитер (макс.) = −2,8 ^m
• МКС (макс.) = −2 ^m

• α Центавра = −0,27 ^m
• Вега = +0,03 ^m
• Галактика Андромеды = +3,4 ^m
• Тусклые звезды, которые еще может уловить человеческий глаз = +6 ^m — +7 ^m
• Проксима Центавра = +11,1 ^m
• Ярчайший квазар = +12,6 ^m
• Объекты, улавливаемые наземными телескопами (8-миметровыми) = +27 ^m
• Объекты, улавливаемые космическим телескопом Хаббл = +30 ^m