Звездные величины и цвет

Излучение

Обычно астрономы измеряют излучение объекта, собирая свет с помощью телескопа, пропуская его через определенный фильтр, и затем определяя его энергию. Поток излучения равен его энергии на единицу площади, а площадь зависит от размера телескопа. После каллибровки детектора с использованием стандартных звезд, и внесения поправок на поглощение атмосферы, становится известен световой поток на частоте фильтра. Этот процесс называют фотометрией.

Звездная величина

Обычно астрономы выражают свои фотометрические результаты в единицах звездной величины. Звездная величина объекта определяется выражением:

m = -2.5 lg[Поток/F0]
где "lg" - десятичный логарифм или логарифм по основанию 10, а F0 - стандартный поток для нулевой звездной величины для выбранного фильтра. Если выбран голубой фильтр, то звездная величина обозначается, как B. Для желто-зеленого фильтра, близкого к максимальной чувствительности глаза, звездная величина обычно обозначается, как V. Ультрафиолетовый фильтр дает звездную величину U. Другой обычный набор фильтров, с более широкой полосой попускания, чем у UBV фильтра, это uvby-фильтр т.е. ультрафиолет, фиолетовый, синий и желтый.

Яркие объекты имеют более отрицательные звездные величины, чем слабые объекты. Самая яркая звезда Сириус, со звездной величиной -1.6. Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом в темной местности имеют звездную величину примерно шесть. Самые слабые объекты, видимые Космическим телескопом Хаббла имеют звездные величины около 28, что означает поток излчения примерно в один триллион раз меньше, чем поток излучения Сириуса.

Цвет

Когда астрономы измеряют поток излучения от объекта на двух или более длинах влн, они могут получить отношения потоков. Поскольку логарифм отношения равен разности логарифмов, эти отношения потоков определяют вычитая звездные величины, измеренные в различных диапазонах фильтра: таких как U-B или B-V. В UBV системе, потоки для нулевой звездной величины определены для яркой и близкой звезды с температурой 10,000 K [Вега]. Таким образом, B-V = 0 соответствует температуры в 10,000 K, тогда как звезда с температурой Солнца (5,770 K) имеет показатель B-V цвета, равный 0.65.

Абсолютная звездная величина

Если звезда находится далеко, она выглядит слабой и имеет большую звездную величину. Увеличение расстояния в 10 раз приводит к снижению светового потока в 100 раз, что ведет к увеличению звездной величины на 5 единиц. Астрономы определяют абсолютную звездную величину, которая не зависит от расстояни до звезды, а зависит лишь от ее собственных свойств: абсолютной звездной величиной называется звездная величина звезды, которую она имела бы на расстоянии 10 парсек от Земли. Связь между абсолютной звездной величиной M, и видимой звездной величиной m и расстоянием D такова:

M = m - 5 lg(D/[10 пс])

Учебник: Часть 1 | Часть 2 | Часть 3 | Часть 4
ЧаВО | Возраст | Расстояния | Литература | Теория относительности

© 1996-2004 Edward L. Wright. Последняя редакция 20 февраля 2004г
..:: Перевел с английского В.Г. Мисовец