Ученый установивший что каждое уменьшение звездной величины на 1m приводит

Звёздная величина (из Википедии)

Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно соответствовало величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами.

Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот.

В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:

где I — световой поток от объекта, C — постоянная.

Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0 m ) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 10 6 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0 m за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10 −6 люкс.

Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше, чем звезда ярче, то в формуле присутствует знак минус.

Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

В наши дни видимая звёздная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.

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

Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах U−B и B−V являются интегральными показателями цвета объекта, чем они больше, тем более красным является объект.

абсолютная

Абсолютная звёздная величина (M) определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7. Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле

Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением: где и — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.

Звёздные величины некоторых объектов

Солнце с разных расстояний

Источник

Ученый установивший что каждое уменьшение звездной величины на 1m приводит

Даже далекие от астрономии люди знают, что звезды имеют разный блеск. Наиболее яркие звезды без труда видны на засвеченном городском небе, а самые тусклые едва различимы при идеальных условиях наблюдения.

Для характеристики блеска звезд и других небесных светил (например, планет, метеоров, Солнца и Луны) ученые выработали шкалу звездных величин.

Видимая звездная величина (m; часто ее называют просто «звездная величина») указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него.

Это безразмерная астрономическая величина, характеризующая создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя освещенность.

Освещённость – световая величина, равная отношению светового потока, падающего на малый участок поверхности, к его площади.
Единицей измерения освещённости в Международной системе единиц (СИ) служит люкс (1 люкс = 1 люмену на квадратный метр), в СГС (сантиметр-грамм-секунда) – фот (один фот равен 10 000 люксов).

Освещённость прямо пропорциональна силе света источника света. При удалении источника от освещаемой поверхности её освещённость уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния (закон обратных квадратов).

Субъективно видимая звездная величина воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных).

При этом блеск одного источника указывают путем его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Такими эталонами обычно служат специально подобранные непеременные звезды.

Звездную величину сначала ввели как указатель видимого блеска звезд в оптическом диапазоне, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: инфракрасный, ультрафиолетовый.

Таким образом, видимая звёздная величина m или блеск является мерой освещённости Е, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения.

Исторически все началось более 2000 лет назад, когда древнегреческий астроном и математик Гиппарх (II век до нашей эры) поделил видимые глазом звезды на 6 величин.

Самым ярким звездам Гиппарх присвоил первую звездную величину, а самым тусклым, едва видимым глазом, – шестую, остальные равномерно распределил по промежуточным величинам. Причем, разделение на звездные величины Гиппарх произвел так, чтобы звезды 1-й величины казались настолько ярче звезд 2-й величины, насколько те кажутся ярче звезд 3-й величины и т. д. То есть от градации к градации блеск звезд изменялся на одну и ту же величину.

Как позже выяснилось, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину – эмпирический психофизиологический закон Вебера – Фехнера, согласно которому интенсивность ощущения прямо пропорциональна логарифму интенсивности раздражителя.

Это связано с особенностями человеческого восприятия, для примера, если в люстре последовательно зажигается 1, 2, 4, 8, 16 одинаковых лампочек, то нам кажется, что освещенность в комнате все время увеличивается на одну и ту же величину. То есть количество включаемых лампочек должно увеличиваться в одинаковое число раз (в примере вдвое), чтобы нам казалось, что прирост яркости постоянен.

Логарифмическая зависимость силы ощущения Е от физической интенсивности раздражителя Р выражается формулой:

Е = к log P + a, (1)

где k и a – некие постоянные, определяемые данной сенсорной системой.

В середине 19 в. английский астроном Норман Погсон осуществил формализацию шкалы звездных величин, которая учитывала психофизиологический закон зрения.

Основываясь на реальных результатах наблюдений, он постулировал, что

ЗВЕЗДА ПЕРВОЙ ВЕЛИЧИНЫ РОВНО В 100 РАЗ ЯРЧЕ ЗВЕЗДЫ ШЕСТОЙ ВЕЛИЧИНЫ.

При этом в соответствии с выражением (1) видимая звездная величина определяется равенством:

-2,5 – коэффициент Погсона, знак минус – дань исторической традиции (более яркие звезды имеют меньшую, в т. ч. отрицательную, звездную величину);
a – нуль-пункт шкалы звёздных величин, устанавливаемый международным соглашением, связанным с выбором базовой точки измерительной шкалы.

Если Е₁ и Е₂ соответствуют звёздным величинам m₁ и m₂, то из (2) следует, что:

E₂/E₁ = 10 0,4(m₁— m₂) (3)

Формула Погсона в её классическом виде устанавливает связь между видимыми звездными величинами:

Данная формула позволяет определять разницу звёздных величин, но не сами величины.

Обычно же нуль-пункт шкалы звездных величин принимают условно по совокупности звезд, тщательная фотометрия которых выполнена различными методами.

Делают они это не только потому что «так привычнее», но и потому что звездная величина оказалась очень удобным понятием.

звездная величина оказалась очень удобным понятием

Измерять освещенность в ваттах на квадратный метр крайне громоздко: для Солнца величина получается большой, а для слабых телескопических звезд – очень маленькой. В то же время оперировать звездными величинами гораздо легче, так как логарифмическая шкала исключительно удобна для отображения очень больших диапазонов значений величин.

Погсоновская формализация в последующем стала стандартным методом оценки звёздной величины.

Шкала звездных величин
(шкала – обратная: меньшим значениям соответствуют более яркие объекты)

Видимые звездные величины некоторых небесных тел

ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:

1″ :pagination=»pagination» :callback=»loadData» :options=»paginationOptions»>

Источник

Конспект лекций по астрономии (раздаточный материал) по разделу » Практические основы астрономии» ( часть 1)

Выбранный для просмотра документ Конспект лекциий №2 Астрономия.docx

МУНИЦИПАЛЬНОЕ БЮДЖЕТНОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ

«ВОЛЖСКИЙ ИНСТИТУТ ЭКОНОМИКИ, ПЕДАГОГИКИ И ПРАВА»

Волжский социально-педагогический колледж

Астрономия (11кл., 1 курс СПО)

Конспект лекций по разделу «Практические основы астрономии»(часть1)

(к учебнику Б. А. Воронцова-Вельяминова, Е. К. Страута )

Автор: Бондаренко Людмила Валентиновна

Место работы: Волжский социально-педагогический колледж – структурное подразделение ВИЭПП

Должность: Преподаватель физики и астрономии

Со временем в астрономии сложилась непростая ситуация:

В наши дни созвездиями называются определённые участки звёздного неба, разделённые между собой строго установленными границами , с характерной наблюдаемой группировкой звезд (рис.).

(точнее освещенности, создаваемой этим телом) с точки зрения земного наблюдателя

После изобретения в 19 веке фотометров (приборов для измерения освещенности), открылась новая эпоха в изучении яркости звезд и их систем.

Небесные координаты и звездные карты

Видимое движение светила, происходящее из-за вращения Земли вокруг оси, называется суточным движением. Период вращения Земли вокруг оси называется сутками.

Для некоторых астрономических задач (связанных с измерением времени) вместо прямого восхождения ( α ) вводится часовой угол ( t ) (см. рис.). Часовой угол отсчитывается от верхней точки небесного экватора , т. е. той точки, в которой небесный экватор пересекается с небесным меридианом в южной стороне.

Отличие систем координат : в горизонтальной системе координаты светил на небесной сфере со временем изменяются, т.е.они имеют значение только для определенного момента времени.

Годичное движение Солнца по небу. Эклиптика.

В зависимости от положения Солнца на эклиптике меняется его высота над горизонтом в полдень — момент верхней кульминации. Измерив полуденную высоту Солнца и зная его склонение в этот день, можно вычислить географическую широту места наблюдения. Этот способ издавна использовался для определения местоположения наблюдателя на суше и на море.

На краю карты против каждого луча написаны числа, обозначающие прямое восхождение ( от 0 до 24 ч ).

Для определения вида звездного неба в данный момент времени на интересующую нас дату нужно совместить накладной круг и карту так, чтобы штрих момента времени совпал со штрихом этой даты. Тогда в отверстии накладного круга вы увидите звездное небо на нужный вам день и час.

Видимое движение звезд на различных географических широтах

В зависимости от места наблюдателя на Земле меняется вид звёздного неба и характер суточного движения звёзд.

Проще всего разобраться в том, что и как происходит, на полюсах Земли

Запишем условия видимости звезд :

Высота светила в кульминации.

Таким образом, мы получаем следующую формулу, связывающую высоту светила в кульминации над южным горизонтом с его склонением и географической широтой места наблюдения:

Можно показать, что данные формулы справедливы и для Южного полушария Земли.

Обратите внимание на то, что, измерив склонение светила и его высоту в моменты кульминации, легко определить географическую широту, на которой находится наблюдатель :

Т.к. δ _С ϕ, то Солнце кульминирует к югу от зенита.

Высота Солнца в момент верхней кульминации:

Источник

Звездная величина

Каждая из этих звезд имеет определенную величину, позволяющую их увидеть

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 ).

Вега — эталон звездной величины

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 10 6 квантов/(см²·с).

Видимая звездная величина

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.

Материалы по теме

Размер Вселенной

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.

Снимок Солнца через темный 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

Трасса Международной космической станции на фоне созвездия Большой Медведицы

Источник

Звездные величины

Во II в. до н. э. Древнегреческий астроном Гиппарх составил каталог звезд, видимых невооруженным глазом.

В своем каталоге Гиппарх впервые разделил все звезды по кажущейся яркости на шесть классов: самые яркие он назвал звездами 1-й величины, а самые слабые — 6-й. Астрономы используют это деление вот уже более двух тысячелетий.

Когда появились телескопы и приборы для точного измерения яркости звезд (фотометры), астрономы установили, что при переходе от класса к классу поток света от звезд (или, как говорят астрономы, блеск звезд) изменяется примерно в 2,5 раза. Звезда 1-й звездной величины в 2,5 раза ярче звезды 2-й величины, а та в свою очередь в 2,5 раза ярче звезды 3-й величины. Следовательно, звезда 1-й величины в 2,5 ⋅ 2,5 = 6,25 раза ярче звезды 3-й величины. Но, разумеется, эти соотношения в каталоге Гиппарха выдерживались не вполне четко, ведь наблюдения проводились «на глаз».

Астрономы хотели сохранить шкалу Гиппарха, поскольку уже привыкли к ней, но решили сделать ее более точной и удобной. В 1856 г. англичанин Норман Погсон измерил блеск множества звезд и ввел современную шкалу звездных величин. Он предложил считать разницу блеска равной пяти звездным величинам, если одна звезда ровно в 100 раз ярче другой. В таком случае разница на одну звездную величину соответствует отличию блеска 5 √100 ≈ 2,512 раза (почти как у Гиппарха). За начало отсчета на шкале звездных величин астрономы приняли Вегу, блеск которой приравняли к нулевой звездной величине. Обозначается это так: 0m (индекс m происходит от лат. stellar magnitude — звездная величина).

Звезды в Ковше Большой Медведицы, например, имеют блеск около 2m, т. е. они приблизительно в 6,25 раза слабее Веги. На темном загородном небе при нормальном зрении глаз различает звезды до 6m. С помощью крупных телескопов можно фотографировать звезды до 26m. Следовательно, глаз человека уступает телескопу в чувствительности на 20m. То есть телескоп XX века с фотопластинкой был в 100 млн раз чувствительнее глаза, а для современного телескопа с электронным приемником света, например полупроводниковой ПЗС-матрицей, разница становится еще больше — почти миллиард раз!

Существуют и другие подобные шкалы. Так, громкость звука измеряют в децибелах, которые также пропорциональны логарифму мощности звука, воздействующего на ухо. Употребление логарифмических шкал продиктовано особенностями наших органов чувств: зрения, слуха и др. Оказывается, человеческий мозг воспринимает раздражения от органов чувств не пропорционально силе раздражителя (например, мощности звука), а лишь пропорционально ее логарифму. Именно поэтому ухо одинаково способно услышать писк комара и не оглохнуть от рева самолета в аэропорту. А глаз может заметить блеск звезды и не ослепнуть от прямого взгляда на Солнце, которое в миллиарды раз ярче звезд. Но смотреть на Солнце без средств защиты, а тем более через оптические приборы (телескопы, бинокли, зрительные трубы), категорически нельзя!

Источник