Шкала яркости звезд
Возникает вопрос: насколько слабые кометы могут обнаружить «охотники за кометами»?
Выяснилось, что невооруженный глаз человека, адаптировавшийся к темноте, способен различать в темноте свет силой в 1 свечу (свеча — устаревшее название единицы измерения силы света, вместо которого сейчас принят термин «кандела») на расстоянии 2 километров. Наиболее слабые звезды, которые еще способен различить невооруженный глаз человека в темную безлунную ночь, в астрономии принято считать звезда^ ми 6-й звездной величины. 20 наиболее ярких звезд на небе принимаются за звезды 1-й звездной величины. Остальные видимые невооруженным глазом звезды, заключенные по блеску между самыми яркими и самыми слабыми, разделяются, таким образом, на 5 ступеней яркости, то есть на 5 звездных величин. Эта градация яркости звезд была введена еще греческим астрономом Гиппархом 150 лет до начала новой эры.
В 1830 году Джон Гершель, сын Вильяма Гершеля, исследуя вопрос о классификации звезд по блеску, установил, что средняя яркость звезды 1-й звездной величины примерно в 100 раз больше средней яркости звезды 6-й звездной величины. Как им было установлено, соотношение между звездной величиной и яркостью таково, что, когда первая изменяется в арифметической прогрессии, вторая — в геометрической. Как и всегда, когда дело касается восприятий человеческими органами чувств, и здесь интенсивность восприятия возрастает лишь на некоторую определенную величину, когда сила раздражителя увеличивается в определенное число раз.
Если различие в 5 звездных величин соответствует изменению яркости или силы света в 100 раз, то различие в одну звездную величину соответствует изменению яркости в 2,513 раза. Это соотношение можно распространить дальше в сторону увеличения яркости, и тогда звезда, которая примерно в 2,5 раза ярче звезды 1-й звездной величины, будет иметь нулевую звездную величину, а звезда, еще в 2,5 раза более яркая, будет называться звездой минус 1-й звездной величины. Венера имеет минус 4-ю звездную величину, полная Луна — минус 13-ю, а Солнце — минус 27-ю.
Звезда, примерно в 2,5 раза более слабая, чем звезда 6-й звездной величины, будет иметь 7-ю звездную величину, а звезда, еще в 2,5 раза более слабая, — 8-ю звездную величину. Таким образом, различие в 5 звездных величин всегда означает изменение яркости в 100 раз: звезда 11-й звездной величины будет отличаться по яркости от звезды 6-й звездной величины в 100 раз, а яркость звезды 16-й звездной величины в 10 000 раз слабее звезды 6-й звездной величины.
В начале XIX века немецкий ученый Аргеландер ввел новую классификацию яркости, разделив каждую звездную величину на десятые доли, и создал метод визуального сравнения звезд по яркости. Величина минимально воспринимаемого различия в яркости зависит от наблюдателя. Обычный человек со средним зрением не замечает различия яркости в 0,1 звездной величины, и только опытные астрономы могут достаточно четко определить разницу в яркости, равную 0,2 звездной величины.
Для определения звездной величины существенным является установление нуль-пункта отсчета. С этой целью было выполнено определение звездных величин около 1100 стандартных звезд вплоть до 20-й звездной величины в северной части неба, в районе Полярной звезды. Звездная величина самой Полярной оказалась равной 2,08.
При определении звездных величин мы сталкиваемся с проблемой различий в цветовом восприятии: невооруженный глаз человека обладает наибольшей восприимчивостью к желто-зеленой части спектра. Определяемая невооруженным глазом звездная величина носит название визуальной. Фотографическая же пленка наиболее чувствительна к голубому цвету, и поэтому при фотографировании голубые звезды оказываются более заметными на пленке, чем для невооруженного глаза, а красные звезды, наоборот, получаются более слабыми. Звездная величина, определяемая с помощью фотографирования, носит название фотографической звездной величины.
Для одной и той же звезды можно определить как визуальную, так и фотографическую звездные величины; их разность называется показателем цвета звезды. В наше время благодаря применению фотоэлементов стало возможным точное фотометрическое определение яркости и была создана особая система определения звездных величин и показателей цвета, основанная на применении различных светофильтров.
|
