Звёздная величина

ЗВЁЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА (видимая звёздная величина), мера освещённости, создаваемой небесным светилом (звездой, планетой и т. п.) на плоскости, перпендикулярной падающим лучам; мера блеска небесного светила. Если измерения проводятся с Земли, то в значения звёздных величин обычно вносят поправки, учитывающие ослабление света в земной атмосфере, и такие звёздные величины являются внеатмосферными. Понятие «звёздная величина» было введено во 2 веке до нашей эры Гиппархом, который разделил все звёзды, видимые невооружённым глазом, на 6 групп (величин): к 1-й звёздной величине он отнёс самые яркие звёзды, к 6-й - самые слабые. Звёздная  величина m связана с освещённостью Е зависимостью m = klgE + С₀. Коэффициент k, по предложению английского астронома Н. Погсона (середина 19 века), принят равным -2,5; он задаёт шаг шкалы звёздной величины, а постоянная С₀ - её нуль-пункт, который определяется по результатам измерений некоторой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. Изменению звёздной величины на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз. Т.о., шкала звёздной величины логарифмическая с основанием (100)^1/5 = 10^0,4 ≈ 2,512. Чем ярче светило, тем меньше его звёздная величина; у особо ярких светил она отрицательная.

Различают звёздные величины визуальные (определяются глазом с помощью визуального фотометра), фотографические (по снимкам на фотоэмульсию), фотоэлектрические (с помощью фотоэлектрического фотометра) и болометрические (с помощью болометров). Звёздные  величины, полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматической или панхроматической эмульсией через жёлтый светофильтр, называются фотовизуальными (они близки к визуальным). Применение различных приёмников излучения и светофильтров позволяет измерять блеск светил в разных участках спектра и тем самым определять звёздные величины в разных фотометрических системах (смотри Астрофотометрия). Наиболее употребительна система UBV, в которой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U, синей В и жёлтой V частях спектра. Величины В близки к фотографическим, а величины V совпадают с фотовизуальными. В дополнение к системе UBV употребляют звёздные величины в красной и ИК областях спектра: R, I, J, Н, К и т. д. Разности звёздных величин, называемые показателями цвета (например, В-V, U-В и др.), характеризуют распределение энергии в спектрах звёзд.

Звёздная  величина - безразмерная величина. Для её указания обычно используют букву m (от латинского magnitude - величина) в виде правого верхнего индекса у числа, например 6^m. Если указан диапазон спектра (например, V или m_V), то индекс ^m обычно не указывают. Точность фотографического и визуального измерений блеска звёзд составляет около 0,05^m, фотоэлектрических - около 0,01^m. Самая яркая звезда ночного неба Сириус имеет звёздную величину m_V = -1,46, наиболее слабые измеренные звёзды относятся к 28^m. Звёздная  величина Солнца m_V = -26,8, полной Луны m_V = -12,7.

Кроме видимой звёздной величины в астрономии используется понятие абсолютной звёздной величины - звёздная величина, которую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 пк от Земли. Абсолютные звёздные величины (в отличие от видимых) характеризуют физические свойства самих светил, их светимости. Абсолютная звёздная величина М связана с видимой звёздной величиной m зависимостью: М = m + 5 – 5·lgr, где r - расстояние до светила, выраженное в парсеках.

Лит.: Миронов А. В. Прецизионная фотометрия. М., 2007.