За невъоръжено око с телескоп звездното небе изглежда като разпръснати светещи точки, с различна яркост. Явна яркост на звездата, или по-скоро, това осветление, което се създава от излъчването на звезда върху повърхността на приемника (напр, върху ретината, върху чувствителния слой на фотоплаката и др.. П . ), астрономите оценяват по някакъв числов параметър, наречена видима величина m. Скалата на видимите величини се основава на експерименталния закон на Вебер-Фехнер: ако E е осветеността на дадена област, dE е промяната в осветеността на тази област и dP е промяната в усещането за светлина, тогава следната връзка е валиден:

д П~d д/д (1)

тези. промяната в зрителното усещане зависи не просто от промяната в осветеността, а от съотношението на промяната в осветеността към осветеността. Законът на Вебер-Фехнер може да се формулира по следния начин:

Ако раздразнението се увеличи в геометрична прогресия, тогава усещането се променя в аритметична прогресия.

От (1) следва:

P ~ lgE. (2)

Връзката (2) е в основата на връзката с фотометричната физическа скала за оценка на осветеност, яркост и интензитет.

Яркостта („блясъкът“) на астрономическите обекти (както разширените, така и точковите) се измерва по скала на „звездна величина“. Терминът "звездна величина" е почит към облъчването, т.е. Колкото по-ярък е наблюдаваният (точков) обект, толкова по-голям изглежда на наблюдателя. Строго погледнато, "облъчване" е отклонение на видимите размери на наблюдаваното тяло извън границите на неговите действителни (ъглови) размери.

Видимата величина m е числов израз на зрителното усещане при наблюдение на излъчващи астрономически обекти. Тогава, в съответствие със закона на Вебер-Фехнер (1):

Dm ~ dE/E, m ~ logE. (3)

Практиката на астрономическите наблюдения показа, че връзката между m и lgE е линейна, т.е.

m = a + b × lgE. (4)

Окото е относителен приемник на радиация, т.е. той е в състояние да оцени фотометричните характеристики на източник само в сравнение с друг източник на радиация. Тогава, когато наблюдаваме две звезди, имаме:

m 1 = a + b × lgE 1,

m 2 = a + b × lgE 2,

или

M 1 - m 2 = b × (logE 1 - logE 2) = b × log(E 1 /E 2). (5)

През 19 век След като проучи възможните стойности на коефициента "b", Погсън предложи да се разгледа b = -2,512. Израз (5) може да бъде пренаписан като:

m 1 - m 2 = - 2,512 × log(E 1 /E 2), (6)

или

log(E 1 /E 2) = 0,4 × (m 2 - m 1). (7)

Формула (7) е формулата на Погсън.

Нека вземем за единица осветеност E осветеността от звезда, чиято видима звездна величина m = 0 m. Тогава от (6) получаваме връзката между E и m:

m = - 2,512 × logE. (8)

Видима величинаm е десетичният логаритъм на осветеността E, създадена от осветителното тяло в точката на наблюдение в равнина, перпендикулярна на посоката на излъчване, умножено по -2,512.

Ако E = 1, тогава от (4): a = m, т.е. a е единицата за видима величина на осветеност.

Така че, ако наблюдаваното осветително тяло създава осветление E = в приемника на радиация, тогава a = -14 m 18 (без да се взема предвид атмосферата) или a = -13 m 89 (като се вземе предвид атмосферата, т.е. „извънатмосферно“ стойност на осветителната единица).

Скалата на видимата величина се калибрира, както следва, Какво , ако яркостта на две звезди (осветеност, създадени от тези сигнали в приемника на лъчение) се различават с 2. 512 пъти, тогава видимите им величини се различават с единица, а по-яркият има по-малка стойност на m. Видимите величини m могат да бъдат отрицателни или положителни, цели числа или дроби. Най-ярките обекти в небето имат отрицателна видима величина: например за Слънцето m ⊙ = -26 m .5 . Най-слабите обекти, които могат да се наблюдават с помощта на най-големите телескопи, оборудвани с най-чувствителните приемници на радиация, има m =+25 m ÷+30 м. От релацията на Погсън следва, че видимата яркост на Слънцето е приблизително 10 22 пъти по-голяма от яркостта на звездите, достъпни до границата на най-големите телескопи.

Скалата на видимата величина е въведена от Хипарх ( II V. пр.н.е.). Видимата величина m по никакъв начин не е свързана с видимата, нито с действителния размер (диаметър) на звездата. освен това, сравнявайки видимите величини на две звезди, не можем да кажем нищо за разликите в реалността на тези звезди. Звездите се различават една от друга по диаметър и, следователно , чрез излъчваща повърхност, чрез повърхностна температура, накрая , могат да бъдат на различни разстояния от наблюдателя. Готино джудже с незначителна мощност на излъчване, но разположен близо до Слънцето, може да има същата привидна яркост, като горещ гигант, отдалечени от нас на голямо разстояние. Това предполага , това знание разстояния до звезди ие от основно значение за оценката на действителните физически параметри на звездите и, следователно , за разбиране на физичните процеси, случващи се в света на звездите.

величина

© Знанието е сила

Птолемей и Алмагест

Първият опит за съставяне на каталог на звездите, основан на принципа на тяхната степен на светимост, е направен от гръцкия астроном Хипарх от Никея през 2 век пр.н.е. Сред многобройните му творби (за съжаление, почти всички са изгубени) се появи "Звезден каталог", съдържащ описание на 850 звезди, класифицирани по координати и светимост. Данните, събрани от Хипарх, който освен това открива явлението прецесия, са разработени и доразвити благодарение на Клавдий Птолемей от Александрия (Египет) през 2 век. AD Той създаде фундаментален опус "Алмагест"в тринадесет книги. Птолемей събра всички астрономически знания от онова време, класифицира ги и ги представи в достъпна и разбираема форма. Almagest включваше и Star Catalog. Тя се основава на наблюдения, направени от Хипарх преди четири века. Но „Каталогът на звездите“ на Птолемей вече съдържаше още около хиляда звезди.

Каталогът на Птолемей се използва почти навсякъде в продължение на хилядолетие. Той раздели звездите на шест класа според степента на яркост: най-ярките бяха причислени към първия клас, по-малко ярките - към втория и т.н. Шестият клас включва звезди, които са едва видими с просто око. Терминът „светимост на небесните тела“ или „звездна величина“ все още се използва днес, за да се определи мярката за блясък на небесните тела, не само звезди, но и мъглявини, галактики и други небесни явления.

Яркостта на звездата и визуалната величина

Гледайки звездното небе, можете да забележите, че звездите варират в своята яркост или във видимия си блясък. Най-ярките звезди се наричат звезди от 1-ва величина; тези звезди, които са 2,5 пъти по-слаби по яркост от звездите от 1-ва величина, имат 2-ра величина. Тези от тях са класифицирани като звезди от 3-та величина. които са 2,5 пъти по-слаби от звездите от 2-ра величина и т.н. Най-слабите звезди, видими с просто око, се класифицират като звезди от 6-та величина. Трябва да се помни, че името „звездна величина“ не показва размера на звездите, а само тяхната видима яркост.

Общо има 20 от най-ярките звезди в небето, за които обикновено се казва, че са звезди от първа величина. Но това не означава, че те имат еднаква яркост. Всъщност някои от тях са малко по-ярки от 1-ва величина, други са малко по-слаби и само една от тях е звезда точно от 1-ва величина. Същата ситуация важи и за звездите от 2-ра, 3-та и следващите величини. Следователно, за да посочат по-точно яркостта на определена звезда, те използват дробни количества. Така например, тези звезди, които по своята яркост са в средата между звезди от 1-ва и 2-ра величина, се считат за принадлежащи към 1,5-та величина. Има звезди с величини 1,6; 2.3; 3.4; 5.5 и т.н. В небето се виждат няколко особено ярки звезди, които по своя блясък надвишават блясъка на звездите от 1-ва величина. За тези звезди нула и отрицателни величини. Така, например, най-ярката звезда в северното полукълбо на небето - Вега - има величина от 0,03 (0,04) величина, а най-ярката звезда - Сириус - има величина от минус 1,47 (1,46) величина, в южното полукълбо най-ярката е звездата Канопус(Канопус се намира в съзвездието Карина. С видима звездна величина от минус 0,72, Канопус има най-високата яркост от всяка звезда в рамките на 700 светлинни години от Слънцето. За сравнение, Сириус е само 22 пъти по-ярък от нашето Слънце, но е много по-близо до нас от Канопус. За много звезди сред най-близките съседи на Слънцето Канопус е най-ярката звезда в тяхното небе.)

Величина в съвременната наука

В средата на 19в. английски астроном Норман Погсънподобри метода за класифициране на звездите въз основа на принципа на светимостта, който съществува от времето на Хипарх и Птолемей. Погсън взе предвид, че разликата в светимостта между двата класа е 2,5 (например светлинният интензитет на звезда от трети клас е 2,5 пъти по-голям от този на звезда от четвърти клас). Погсън въведе нова скала, според която разликата между звездите от първи и шести клас е 100 към 1 (Разлика от 5 величини съответства на промяна в яркостта на звездите с фактор 100). Така разликата по отношение на осветеността между всеки клас не е 2,5, а 2,512 към 1.

Системата, разработена от английския астроном, позволи да се запази съществуващата скала (разделяне на шест класа), но й даде максимална математическа точност. Първо, Полярната звезда беше избрана като нулева точка за системата от звездни величини; нейната величина, в съответствие със системата на Птолемеите, беше определена на 2,12. По-късно, когато стана ясно, че Полярната звезда е променлива звезда, звездите с постоянни характеристики бяха условно приписани на ролята на нулева точка. С подобряването на технологията и оборудването учените успяха да определят звездните величини с по-голяма точност: до десети, а по-късно и до стотни от единиците.

Връзката между видимите звездни величини се изразява с формулата на Погсън: м 2 -м 1 =-2,5 log(д 2 /д 1) .

Брой n звезди с визуална величина, по-голяма от L

Л	н	Л	н	Л	н
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Относителна и абсолютна величина

Звездната величина, измерена с помощта на специални инструменти, монтирани в телескоп (фотометри), показва колко светлина от звезда достига до наблюдател на Земята. Светлината изминава разстоянието от звездата до нас и, съответно, колкото по-далеч е звездата, толкова по-бледа изглежда. С други думи, фактът, че звездите варират по яркост, все още не предоставя пълна информация за звездата. Много ярка звезда може да има голяма яркост, но да е много далеч и следователно да има много голяма величина. За да се сравни яркостта на звездите, независимо от тяхното разстояние от Земята, беше въведена концепцията "абсолютна величина". За да определите абсолютната величина, трябва да знаете разстоянието до звездата. Абсолютната звездна величина M характеризира яркостта на звезда на разстояние 10 парсека от наблюдателя. (1 парсек = 3,26 светлинни години.). Връзката между абсолютната величина M, видимата величина m и разстоянието до звездата R в парсеци: M = m + 5 – 5 log R.

За сравнително близки звезди, отдалечени на разстояние не повече от няколко десетки парсека, разстоянието се определя от паралакса по начин, който е известен от двеста години. В този случай се измерват незначителни ъглови измествания на звездите, когато се наблюдават от различни точки на земната орбита, т.е. в различни периоди от годината. Паралаксите дори на най-близките звезди са по-малки от 1". Понятието паралакс се свързва с името на една от основните единици в астрономията - парсек. Парсек е разстоянието до въображаема звезда, чийто годишен паралакс е равен на 1".

Уважаеми посетители!

Вашата работа е деактивирана JavaScript. Моля, активирайте скриптове във вашия браузър и ще ви се отвори пълната функционалност на сайта!

Нека продължим нашата алгебрична екскурзия до небесните тела. В скалата, която се използва за оценка на яркостта на звездите, те могат, в допълнение към неподвижните звезди; намерете място за себе си и други светила - планети, Слънце, Луна. Ще говорим специално за яркостта на планетите; Тук също посочваме величината на Слънцето и Луната. Звездната величина на Слънцето се изразява с числото минус 26,8, а пълната1) Луна – минус 12,6. Защо и двете числа са отрицателни, читателят трябва да се замисли, е ясно след всичко казано по-рано. Но може би ще бъде озадачен от недостатъчно голямата разлика между величините на Слънцето и Луната: първата е „само два пъти по-голяма от втората“.

Нека не забравяме обаче, че обозначението на величината е по същество определен логаритъм (на базата на 2,5). И точно както е невъзможно, когато сравняваме числа, да разделим техните логаритми един на друг, няма смисъл, когато сравняваме звездни величини, да разделяме едно число на друго. Следното изчисление показва резултата от правилно сравнение.

Ако величината на Слънцето е „минус 26,8“, това означава, че Слънцето по-ярка от звездапърва величина

2,527,8 пъти. Луната е по-ярка от звезда от първа величина

2.513.6 пъти.

Това означава, че яркостта на Слънцето е по-голяма от яркостта на пълната Луна при

2,5 27,8 2,5 14,2 пъти. 2,5 13,6

След като изчислим тази стойност (използвайки таблици с логаритми), получаваме 447 000. Следователно това е правилното съотношение на яркостта на Слънцето и Луната: дневната светлина при ясно време осветява Земята 447 000 пъти по-силно от пълната Луна на безоблачна нощ.

Имайки предвид, че количеството топлина, излъчвана от Луната, е пропорционално на количеството светлина, което разпръсква - и това вероятно е близо до истината - трябва да признаем, че Луната ни изпраща 447 000 пъти по-малко топлина от Слънцето. Известно е, че всеки квадратен сантиметър на границата на земната атмосфера получава от Слънцето около 2 малки калории топлина на минута. Това означава, че Луната изпраща не повече от 225 000-на от малката калория към 1 cm2 от Земята всяка минута (т.е. тя може да загрее 1 g вода за 1 минута с 225 000-на от градуса). Това показва колко неоснователни са всички опити да се припише влияние върху времето на Земята на лунната светлина2).

1) В първата и последната четвърт величината на Луната е минус 9.

2) Въпросът дали Луната може да влияе върху времето чрез своята гравитация ще бъде обсъден в края на книгата (вижте „Луната и времето“).

Широко разпространеното вярване, че облаците често се топят под въздействието на лъчите на пълната луна, е грубо погрешно схващане, което се обяснява с факта, че изчезването на облаците през нощта (поради други причини) става забележимо само при лунна светлина.

Нека сега оставим Луната и изчислим колко пъти Слънцето е по-ярко от най-ярката звезда в цялото небе - Сириус. Разсъждавайки по същия начин, както преди, получаваме отношението на техния блясък:

2,5 27,8	2,5 25,2
2,52,6

т.е. Слънцето е 10 милиарда пъти по-ярко от Сириус.

Следното изчисление също е много интересно: колко пъти осветеността, дадена от пълната Луна, е по-ярка от общата осветеност на цялата звездно небе, т.е. всички звезди, видими с просто око на едно небесно полукълбо? Вече изчислихме, че звездите от първа до шеста величина включително светят заедно колкото сто звезди от първа величина. Следователно проблемът се свежда до изчисляването колко пъти Луната е по-ярка от сто звезди от първа величина.

Това съотношение е равно

2,5 13,6

100 2700.

И така, в ясна безлунна нощ ние получаваме от звездното небе само 2700 от светлината, която изпраща пълната Луна, и 2700x447 000, т.е. 1200 милиона пъти по-малко, отколкото Слънцето дава в безоблачен ден.

Нека добавим също, че величината на нормалните междунар

„свещи” на разстояние 1 м е равно на минус 14,2, което означава, че свещ на определеното разстояние свети по-ярко от пълната Луна с 2,514,2-12,6, т.е. четири пъти.

Може също да е интересно да се отбележи, че прожекторът на самолетен маяк с мощност от 2 милиарда свещи ще бъде видим от разстоянието на Луната като звезда от 4½-та величина, т.е. може да се различи с невъоръжено око.

Истинският блясък на звездите и Слънцето

Всички оценки на блясъка, които сме направили досега, се отнасят само до тяхната видима яркост. Дадените числа изразяват блясъка на светилата на разстоянията, на които реално се намира всяко от тях. Но ние добре знаем, че звездите не са еднакво отдалечени от нас; Следователно видимата яркост на звездите ни казва както за истинската им яркост, така и за разстоянието им от нас - или по-скоро, нито за едното, нито за другото, докато не разделим и двата фактора. Междувременно е важно да знаем каква би била сравнителната яркост или, както се казва, „светимост“ на различни звезди, ако бяха на същото разстояние от нас.

Поставяйки въпроса по този начин, астрономите въвеждат концепцията за „абсолютната“ величина на звездите. Абсолютната величина на една звезда е тази, която звездата би имала, ако се намираше на разстояние от нас.

стои 10 "парсека". Парсек е специална мярка за дължина, използвана за звездни разстояния; За неговия произход ще говорим отделно по-късно, тук ще кажем само, че един парсек е около 30 800 000 000 000 км. Не е трудно да се изчисли абсолютната величина на звездата, ако знаете разстоянието до звездата и вземете предвид, че яркостта трябва да намалява пропорционално на квадрата на разстоянието1).

Ще запознаем читателя с резултатите само от две такива изчисления: за Сириус и за нашето Слънце. Абсолютната величина на Сириус е +1,3, Слънцето е +4,8. Това означава, че от разстояние 30 800 000 000 000 км Сириус ще свети за нас като звезда с величина 1,3, а нашето Слънце ще бъде с величина 4,8, т.е. по-слабо от Сириус в

2,5 3,8 2,53,5 25 пъти,

2,50,3

въпреки че видимият блясък на Слънцето е 10 000 000 000 пъти по-голям от блясъка на Сириус.

Убедени сме, че Слънцето далеч не е най-ярката звезда на небето. Не бива обаче да смятаме нашето Слънце за пълен пигмей сред звездите около него: светимостта му все още е над средната. Според звездната статистика средната яркост на звездите, заобикалящи Слънцето на разстояние до 10 парсека, са звезди от деветата абсолютна величина. Тъй като абсолютната величина на Слънцето е 4,8, то е по-ярко от средната стойност на „съседните“ звезди, в

2,58	2,54,2	50 пъти.
2,53,8

Въпреки че е 25 пъти по-тъмно от Сириус, Слънцето все още е 50 пъти по-ярко от средните звезди около него.

Най-ярката позната звезда

Най-високата яркост се притежава от звезда от осма величина, недостъпна за невъоръжено око в съзвездието Златна звезда, обозначена

1) Изчислението може да се извърши с помощта на следната формула, чийто произход ще стане ясен за читателя, когато малко по-късно той се запознае по-добре с "парсек" и "паралакс":

Тук M е абсолютната величина на звездата, m е нейната видима величина, π е паралаксът на звездата в

секунди. Последователните трансформации са както следва: 2,5M = 2,5m 100π 2,

M lg 2,5 = m lg 2,5 + 2 + 2 lg π, 0,4M = 0,4m +2 + 2 lg π,

M = m + 5 + 5 log π.

За Сириус например m = –1,6π = 0",38. Следователно абсолютната му стойност

M = –l.6 + 5 + 5 log 0.38 = 1.3.

с латинската буква S. Съзвездието Дорадо се намира в южното полукълбо на небето и не се вижда в умерения пояс на нашето полукълбо. Въпросната звезда е част от нашата съседна звездна система, Малкия Магеланов облак, чието разстояние от нас се оценява на около 12 000 пъти по-голямо от разстоянието до Сириус. На такова голямо разстояние една звезда трябва да има абсолютно изключителна яркост, за да се появи дори от осма величина. Сириус, хвърлен също толкова дълбоко в космоса, щеше да свети като звезда от 17-та величина, тоест едва ли щеше да се вижда през най-мощния телескоп.

Каква е яркостта на тази прекрасна звезда? Изчислението дава следния резултат: минус осмата стойност. Това означава, че нашата звезда е абсолютно: 400 000 пъти (приблизително) по-ярка от Слънцето! С такава изключителна яркост, тази звезда, ако бъде поставена на разстоянието от Сириус, ще изглежда с девет величини по-ярка от него, т.е. ще има приблизително яркостта на Луната в четвърт фаза! Звезда, която от разстоянието на Сириус може да наводни Земята с такава ярка светлина, има неоспоримо право да се счита за най-ярката звезда, позната ни.

Големината на планетите в земното и извънземното небе

Нека сега се върнем към мисленото пътуване до други планети (което направихме в раздела „Извънземни небеса“) и по-точно да оценим блясъка на звездите, които блестят там. На първо място, ние посочваме звездните величини на планетите при тяхната максимална яркост в земното небе. Ето знака.

В небето на Земята:

Венера.............................		Сатурн.............................
Марс.....................................		Уран..................................
Юпитер.............................		Нептун.............................
Живак......................

Гледайки през него, виждаме, че Венера е по-ярка от Юпитер с почти две звездни величини, т.е. 2,52 = 6,25 пъти, а Сириус 2,5-2,7 = 13 пъти

(величината на Сириус е 1,6). От същата табличка става ясно, че слабата планета Сатурн все още е по-ярка от всички неподвижни звезди, с изключение на Сириус и Канопус. Тук намираме обяснение за факта, че планетите (Венера, Юпитер) понякога се виждат с просто око през деня, докато звездите на дневна светлина са напълно недостъпни за невъоръжено око.

Ако погледнете звездното небе, веднага забелязвате, че звездите рязко се различават по своята яркост - някои блестят много ярко, лесно се забелязват, други трудно се различават с просто око.

Дори древният астроном Хипарх предложи да се разграничи яркостта на звездите. Звездите бяха разделени на шест групи: първата включва най-ярките - това са звезди от първа величина (съкратено - 1m, от латинското magnitudo - величина), по-слабите звезди - втора величина (2m) и така до шестата група - едва видими с просто око звезди. Звездната величина характеризира блясъка на една звезда, т.е. осветлението, което звездата създава на земята. Блясъкът на 1m звезда е 100 пъти по-голям от блясъка на 6m звезда.

Първоначално яркостта на звездите се определяше неточно, на око; по-късно, с появата на нови оптични инструменти, светимостта започна да се определя по-точно и станаха известни по-малко ярки звезди с магнитуд над 6. (Най-мощният руски телескоп - 6-метров рефлектор - ви позволява да наблюдавате звезди до 24-ти величина.)

С увеличаване на точността на измерванията и появата на фотоелектрически фотометри, точността на измерване на яркостта на звездите се увеличи. Започнаха да се обозначават звездни величини дробни числа. Най-ярките звезди, както и планетите, имат нулева или дори отрицателна величина. Например Луната при пълнолуние има величина -12,5, а Слънцето има величина -26,7.

През 1850 г. английският астроном Н. Посон извежда формулата:

E1/E2=(5v100)m3-m1?2,512m2-m1

където E1 и E2 са осветеността, създадена от звездите на Земята, а m1 и m2 са техните величини. С други думи, една звезда, например, от първа величина е 2,5 пъти по-ярка от звезда от втора величина и 2,52 = 6,25 пъти по-ярка от звезда от трета величина.

Стойността на величината обаче не е достатъчна, за да се характеризира осветеността на даден обект, за това е необходимо да се знае разстоянието до звездата.

Разстоянието до даден обект може да се определи без физическо достигане до него. Трябва да измерите посоката към този обект от двата края на известен сегмент (основа) и след това да изчислите размерите на триъгълника, образуван от краищата на сегмента и отдалечения обект. Този метод се нарича триангулация.

Колкото по-голяма е основата, толкова по-точен е резултатът от измерването. Разстоянията до звездите са толкова големи, че дължината на основата трябва да надвишава размера на земното кълбо, в противен случай грешката при измерването ще бъде голяма. За щастие, наблюдателят обикаля около Слънцето с планетата за една година и ако направи две наблюдения на една и съща звезда с интервал от няколко месеца, се оказва, че той я гледа от различни точки на земната орбита - и това вече е прилична основа. Посоката към звездата ще се промени: ще се измести леко на фона на по-далечни звезди. Това изместване се нарича паралакс, а ъгълът, под който звездата се е изместила върху небесната сфера, се нарича паралакс. Годишният паралакс на звезда е ъгълът, под който средният радиус на земната орбита е видим от нея, перпендикулярно на посоката на звездата.

Понятието паралакс се свързва с името на една от основните единици за разстояние в астрономията - парсек. Това е разстоянието до въображаема звезда, чийто годишен паралакс би бил точно 1". Годишният паралакс на всяка звезда е свързан с разстоянието до нея с проста формула:

където r е разстоянието в парсеци, P е годишният паралакс в секунди.

Сега разстоянията до много хиляди звезди са определени с помощта на метода на паралакса.

Сега, знаейки разстоянието до звездата, можете да определите нейната яркост - количеството енергия, действително излъчвано от нея. Характеризира се с абсолютната си величина.

Абсолютна величина (M) е величината, която една звезда би имала на разстояние 10 парсека (32,6 светлинни години) от наблюдател. Познавайки видимата величина и разстоянието до звездата, можете да намерите нейната абсолютна величина:

M=m + 5 - 5 * lg(r)

Най-близката звезда до Слънцето, Проксима Кентавър, малко слабо червено джудже, има видима величина m=-11,3 и абсолютна величина M=+15,7. Въпреки близостта си до Земята, такава звезда може да се види само с мощен телескоп. Още по-бледа звезда No 359 по каталога на Волф: m=13.5; М=16,6. Нашето Слънце свети 50 000 пъти по-ярко от Wolf 359. Звездата Дорадус (в южното полукълбо) има само 8-ма видима величина и не се вижда с просто око, но абсолютната й величина е M = -10,6; тя е милион пъти по-ярка от Слънцето. Ако беше на същото разстояние от нас като Проксима Кентавър, щеше да свети по-ярко от Луната при пълнолуние.

За Слънцето M=4.9. На разстояние от 10 парсека слънцето ще се вижда като слаба звезда, едва видима с невъоръжено око.

величина

Безразмерен физическо количество, характеризиращ , създаден от небесен обект в близост до наблюдателя. Субективно значението му се възприема като (y) или (y). В този случай яркостта на един източник се показва чрез сравняването му с яркостта на друг, взет за стандарт. Такива стандарти обикновено служат като специално подбрани фиксирани звезди. Магнитудът за първи път е въведен като индикатор за видимата яркост на оптичните звезди, но по-късно е разширен до други диапазони на излъчване: , . Скалата на величината е логаритмична, както и скалата на децибелите. По мащабната скала разлика от 5 единици съответства на 100-кратна разлика в светлинните потоци от измерените и референтните източници. Така разлика от 1 величина съответства на съотношение на светлинния поток от 100 1/5 = 2,512 пъти. Обозначава величината с латинска буква "м"(от латински magnitudo, величина) под формата на горен курсив индекс вдясно от номера. Посоката на мащабната скала е обърната, т.е. Колкото по-висока е стойността, толкова по-слаб е блясъкът на обекта. Например звезда от 2-ра величина (2 м) е 2,512 пъти по-ярка от звезда от 3-та величина (3 м) и 2,512 x 2,512 = 6,310 пъти по-ярка от звезда от 4-та величина (4 м).

Видима величина (м; често наричан просто „магнитуд“) показва потока на радиация в близост до наблюдателя, т.е. наблюдаваната яркост на небесен източник, която зависи не само от действителната мощност на излъчване на обекта, но и от разстоянието до него. Скалата на видимите величини датира от звездния каталог на Хипарх (преди 161 в. 126 г. пр. н. е.), в който всички звезди, видими за окото, за първи път са разделени на 6 класа на яркост. Звездите от Мечката на Голямата мечка имат величина около 2 м, Вега има около 0 м. Особено ярките светила имат отрицателна величина: Сириус има около -1,5 м(т.е. светлинният поток от него е 4 пъти по-голям, отколкото от Вега), а яркостта на Венера в някои моменти почти достига -5 м(т.е. светлинният поток е почти 100 пъти по-голям от този на Vega). Подчертаваме, че видимата величина може да бъде измерена както с просто око, така и с телескоп; както във визуалния диапазон на спектъра, така и в други (фотографски, UV, IR). В този случай „видим“ (на английски apparent) означава „наблюдаем“, „видим“ и не е свързан конкретно с човешкото око (виж:).

Абсолютна величина(M) показва каква видима величина би имало светилото, ако разстоянието до него е 10 и отсъства. По този начин абсолютната величина, за разлика от видимата, позволява да се сравняват истинските светимости на небесните обекти (в даден спектрален диапазон).

Що се отнася до спектралните диапазони, има много системи от звездни величини, които се различават по избора на конкретен диапазон на измерване. Когато се наблюдава с око (голо или през телескоп), се измерва визуална величина(м v). Въз основа на изображението на звезда върху обикновена фотографска плака, получено без допълнителни филтри, се измерва фотографска величина(mP). Тъй като фотографската емулсия е чувствителна към сини лъчи и нечувствителна към червени, сините звезди изглеждат по-ярки на фотографската плака (отколкото изглежда на окото). Въпреки това, с помощта на фотоплака, използвайки ортохроматично и жълто, т.нар фотовизуална мащабна скала(m P v), който практически съвпада с визуалния. Чрез сравняване на яркостта на източник, измерена в различни спектрални диапазони, може да се установи неговият цвят, да се оцени повърхностната температура (ако е звезда) или (ако е планета), да се определи степента на междузвездно поглъщане на светлина и други важни характеристики. Затова са разработени стандартни, които се определят главно от избора на светлинни филтри. Най-популярният е трицветен: ултравиолетов (Ultraviolet), син (Blue) и жълт (Visual). В същото време жълтата гама е много близка до фотовизуалната (B m P v), а синьото - към фотографско (B m P).