ЗВЁЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ
- относительные единицы измеренияблесказвёзд и др. астрономия, объектов (планет, галактик, спутников и др.).Ещё Гиппарх (Hipparchos), а за ним и Птолемей (Ptolemaios) разделили звёзды, видимые простым глазом, на шесть величин, отнеся к 1-й наиб. яркие, а к 6-й - наиб. слабые звёзды. Слово "величина", по всей вероятности, возникло вследствие ошибочного убеждения в том, что яркие звёзды обладают большими размерами, слабые - малыми. Несмотря на то, что эта терминология ошибочна и блеск звезды кроме размеров зависит также от яркостной темп-ры, расстояния и др. параметров, термин "3. в." сохранился до настоящего времени. Более того, это понятие распространилось на др. астрономич. объекты, блеск к-рых тоже часто выражают в 3. в. Совр. определение 3. в.тследующее:
ЗдесьЕl- освещённость,l-длина волны,fl- спектральная чувствительность (кривая реакции) регистрирующей аппаратуры,С- постоянная, задающая нуль-пункт системы величин. Коэф. -2,5 определяет шкалу 3. в. и наз. коэффициентом П о г с о н а. Знак минус указывает на то, что при увеличении блеска 3. в. уменьшаются. Величинаflравна произведениюспектральной чувствительностиприёмника излучения ипропускания коэффициента (отражения коэффициента)оптич. элементов регистрирующей аппаратуры (фотометра) и телескопа. атмосфера поглощает значит.долю энергии, приходящей от астрономич. объектов (см.Прозрачность земной атмосферы).Поглощение при этом сильно зависит от l, зенитного расстояния объекта, высоты обсерватории над уровнем моря и состояния атмосферы. Чтобы не связывать понятие 3. в. с этими меняющимися параметрами условий наблюдения, измерения обычно исправляют за атм.экстинкцию.В этом случаеЕlв ф-ле (1) обозначает распределение энергии в спектре за пределами земной атмосферы, а соответствующие значениятназ. внеатмосферными 3. в. flразличают след. системы 3. в. Еслиflвырождается в d-функцию, 3. в. наз. монохроматическими. В случае когдаflпостоянна по спектру, т. е. не зависит от l, система 3. в. наз. болометрической. Во всех других случаях мы имеем дело с гетерохромными системами 3. в., к-рые в астрономии получили наиб. широкое распространение. Ещё в начале 20 в. были созданы обширные каталоги, содержащие сотни тыс. звёзд с измерениями гетерохромных величин в системе чувствительности несенсибилизированных фотографич. пластинок (фотографические 3. в.), в системе чувствительностичеловеческого глаза (визуальные 3. в.), а также в разнообразных системах сенсибилизированных фотографич. пластинок (напр., ф о т о в и з у а л ь н ы е 3. в.). Созданы десятки новых гетерохромных и монохроматич. систем 3. в., покрывающих широкий спектральный диапазон: от рентгеновского до далёкого ИК. При этом измерения проводят обычно не в одной, а сразу в неск. спектральных полосах, покрывающих разные участки спектра,- в т. н. фотометрич. системах (см.Астрофотометры),содержащих от двух до десятков полос. Разнообразие систем 3. в. связано с тем, что спектральный состав излучения астрономич. объектов меняется в очень широких пределах и для определения физ. природы исследуемого объекта требуется его изучение в разных участках спектра. спектрального классаAOV 3. в. в разных полосах были равны друг другу. Это достигается с ответствующим выбором постоянной в ф-ле (1). Разность 3. в.m1иm2одной и той же звезды в двух разных полосах 1 и 2, имеющих кривые реакцииf1lиf2lназ. колор-индексом CI (показателель цвета):
Колор-индексы звёзд являются индикаторами их темп-ры. mbвведены для измерения потока эл.-магн. излучения от астрономич. объектов во всём интервале длин волн. Они выражают внеатмосферный блеск объектов при их измерении с помощью неселективных приёмников излучения и оптики. Таких приёмников и оптики в действительности нет, поэтому величиныmb- вычисляемые, а не наблюдаемые. Учитывая постоянствоflв ф-ле (1), получим:
ПостояннаяСbвыбирается из условия равенстватbи визуальных 3. в.Vдля непокрасневших звёзд (см.Межзвёздное поглощение)спектрального класса F5V:
где
- кривая реакциисистемыV, СV-известная постоянная, задающая нуль-пункт визуальных величинV.Нек-рые авторы принимают другое условие для определенияСb,а именно: (mb- V) |G2V=0. Эти шкалы отличаются незначительно (на ~0,07m).Болометрической поправкойВСназ. разность между болометрич. и визуальной 3. в.:ВС = тb- V.С учётом (2) и (3):
Болометрич. поправки для звёзд F5V, по определению, равны нулю, для др. звёзд и объектов значенияВСотрицательны. Напр., для наиб. голубых звёзд (05V)и наиб. красных звёзд (M8V)ВС@-4,0m. Т. о., при одинаковом блеске в полосеVполный (интегральный по всему спектру) поток от звезды M8V будет в сорок раз больше, чем от F5V. Болометрич. 3. в. и поправки определяются полуэмпирически. В доступных для наблюдения спектральных диапазонах в ф-лы (2) и (4) подставляются измеренные значенияЕl.Для этой цели привлекаются также результаты внеатмосферных измерений в УФ-области спектра. Для недоступных измерению спектральных областей значенияЕlинтерполируются и экстраполируются. Болометрич. поправки позволяют определить болометрич. светимости тех звёзд, для к-рых известны абс. 3. в. светимости, так и от расстояния до неё и величины межзвёздного поглощения. Поэтому видимая 3. в., определяемая ф-лой (1), ничего не говорит об общей энергии, излучаемой звездой. Для характеристики истинной светимости звезды введено понятие абсолютной 3. Р.,к-рая определяется как 3. в., к-рую имела бы звезда, т и абс.М3. в. выражается ф-лой:
т= M+ 5 1gr- 5+А,
гдеr- расстояние до звезды, пк;А -величина межзвёздного поглощения (межзвёздной экстинкции).X. Ф. Халиуллин.
Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1988.