Зоряні величини

1. Сонце і зірки є джерелами електромагнітного випромінювання різних частот, включаючи і видиме світло, яке є лише частиною повного випромінювання.

Відстані до зірок величезні, й у порівнянні з ними розміри самих зірок зневажливо малі.

Потужність випромінювання зірки, що припадає на світловий, тобто оптичний діапазон, становить її світловий потік.₀. Повний потік випромінювання зірки характеризує її. світність L. Світловий потік виражається в люменах (Лм), а світність - в ватах (Вт). Світимість — це основна характеристика зірок.

* 2. Зірки легко розрізняються за своїм блиском на небі. спостерігається яскравість (блиск) зірки, прийнято позначати тим самим символом Е, Яким позначають освітленість. Крім того, для порівняльної оцінки блиску зірок вводиться поняття «видна візуальна зіркова величина».

Видима зіркова величина позначається значком т (від латів. magnitido — величина) у чисельнику дробу. З історичних причин тут використовують логарифмічний масштаб із основою. х = 10 04 = 2,51 18 8 6 43 « 2,512.

Умовилися вважати, що якщо різниця видимих величин двох зірок дорівнює одиниці, то вони відрізняються по блиску 2,512

рази, тобто. е. якщо т₂ - т_] = 1, то - = 2,512.

Оскільки lg 2,512 = 0,4, отримуємо зручну для розрахунків формулу

3. У ІІ ст. до зв. е. грецький астроном Гіппарх, складаючи карту зоряного неба, розбив усі зірки за їхньою яскравістю на шість величин.

Найяскравіші зірки він відніс до першої величини, слабші — до другої величини тощо. буд. Зірки, щойно помітні на небі, виявилися шостою величиною.

Винахід телескопів дозволив розширити шкалу зіркових величин: 7, 8, 9 і т.п. буд. Застосування фотографії дало можливість більш точно порівнювати зірки на їхній блиск. Крім того, шкалу зоряних величин стали застосовувати до всіх світил неба, у тому числі до Місяця та Сонця. За сучасними оцінками, зоряна величина Веги (а Ліри) дорівнювала +0"',14, а в Сіріуса — негативної -Г",58. Зоряна величина Сонця дорівнює -26"',8. Це означає, що наше денне світило по видимій яскравості перевищує Вегу в 2,512 26,7 = 4,8 • Ю 10 разів, т.е. е. у 48 млрд. разів.

* 4. Видима величина ще характеризує справжньої світності зірок. Адже віддалені вони від нас на різні відстані. Наприклад, Сіріус світить на небі в 27 разів яскравіший за Полярну зірку. Однак Полярна зірка знаходиться в 53 рази далі за Сіріус, і її дійсна світність у 300 разів перевищує світність Сіріуса. Таким чином, щоб судити про справжню світність зірок, необхідно встановити залежність зменшення їх блиску зі збільшенням відстані.

Вочевидь, оскільки блиск оцінюється по освітленості, то, згідно (16.10), блиск зменшується пропорційно квадрату відстані від зірки до спостерігача.

Як мовилося раніше (див.§ 2.13), відстані до зірок прийнято виражати або у світлових роках, або у парсеках, причому

Зірки з виміряним паралаксом подумки розташовують на відстані Rq = 10 пк, яку називають стандартним. Е на стандартній відстані він дорівнюватиме Е₀. Застосовуючи формулу (16.11), отримаємо - = (- |.

Логарифмуючи цей вираз, знаходимо

Уявну візуальну зіркову величину, яку мала б зірка, перебуваючи на стандартній відстані 10 пк, прийнято називати абсолютною візуальною зірковою величиною М.

Отже, якщо в (16.15) покласти Е_х = Е, Е₂ = Е₀, то виявиться, що т₂ = М, а т_х = Т. Враховуючи це, наведемо (16.15) до ?

виду lg - = 0,4(М – т) та з урахуванням (16.16) отримаємо Е о

А оскільки відстань R у парсеках через річний паралакс р, виражений у секундах, визначається співвідношенням R=l/p [див. (1.21)], то вираз для абсолютної візуальної зіркової величини набуває простого вигляду:

* 5. Визначивши абсолютні візуальні величини М_х і М₂ двох будь-яких зірок, можна судити, у скільки разів світність однієї з них більша за іншу.

Оскільки всі зірки для земного спостереження є точковими джерелами світла, за умови, що вони розташовані на стандартній відстані (Rq= 10 пк), відношення їх світимостей визначатиметься формулою, аналогічною (16.15).

де М - Абсолютна зоряна величина; L - світність.

Зазвичай світність зірок порівнюють зі світністю Сонця, яку приймають за одиницю (L_Q = 1).

де М₀ = 4,8 - абсолютна візуальна зоряна величина Сонця.

6. Існують зірки, світність яких у десятки тисяч разів перевищує світність Сонця.Такі зірки називають гігантами і надгігантами. До них, наприклад, відноситься Рігель (Р Аріона). Ригель світить так яскраво, як світили б 80 тис. зірок, подібних до Сонця, разом узятих. Величезна відстань, на якій знаходиться Рігель, світло долає лише за 11 століть! Тому Землі сягає лише мізерна частина випромінювання цієї зірки. Проте Рігель — це одна з найяскравіших зірок неба.

Проте гіганти і надгіганти є дуже рідкісними зірками. Серед 20 найближчих до Сонця зірок немає жодного гіганта. Тільки три з них за світністю перевершують Сонце. Це Сіріус (у 25 разів), Проціон (у 6,3 раза) та Толіман (у 1,3 раза). Світимість інших зірок значно поступається світності Сонця. Причому половина з них світить у 100 разів, а ще чотири зірки у 1000 разів слабші за Сонце. Таким чином, світність Сонця вища за середню світність цих зірок.

Що таке Сонце: Життєвий цикл зірки, як спостерігати й інші цікаві факти

Сонце - найбільш вивчена зірка у Всесвіті, але про нього ще так багато доведеться дізнатися. Сонце має величезне значення для життя на Землі і чудово підходить для спостережень, якщо ви проводите їх з необхідними заходами безпеки. Щоб спланувати свої спостереження, скористайтесь нашою програмою Sky Tonight. Воно показує точний час настання різних фаз сутінків у вашому регіоні, так що ви завжди зможете зловити ідеальну блакитну або золоту годину. А тепер давайте познайомимося з нашою рідною зіркою краще!

Основні характеристики Сонця

Офіційна назва: Сонце
Інші назви: Sol, Геліос
Позначення у каталогах: Ні
Тип зірки: жовтий карлик
Видима зіркова величина: -26,74
Маса: 2 x 10³⁰ кг, близько 333 000 мас Землі
Світність: 3 828×10²⁶ Вт
Радіус: 695 700 км
Температура поверхні: ~5 600 ° C
Хімічний склад: 71% водню, 27% гелію, 2% інших елементів
Відстань від Землі: 149 мільйонів км
Період обертання: 25 земних днів на екваторі та 35 земних днів на полюсах

Якого типу зірка Сонце?

Сонце є зіркою типу G2 V і також називається жовтим карликом. Позначення "G2" означає, що воно належить до другої категорії жовтих зірок класу G з температурою поверхні близько 5800 K. Літера "V" вказує на статус Сонця як зірки головної послідовності.

Якого розміру Сонце?

Сонце є найбільшим об'єктом у нашій Сонячній системі. Його радіус становить близько 695700 км від центру до поверхні. Перед Сонця припадає 99,86% загальної маси Сонячної системи. Воно настільки велике, що в нього могло б розміститися близько 1,3 мільйона Земель! Однак у масштабах Всесвіту воно вважається зіркою середнього розміру. Деякі зірки можуть бути в десять разів меншими за Сонце, в той час як інші можуть бути більш ніж у 700 разів більше.

Яка температура на Сонці?

Температура Сонця сильно варіюється: від приблизно 15 мільйонів ° С в ядрі до приблизно 5600 ° С на поверхні. Але навіть хоча поверхня Сонця «прохолодніша», вона все одно настільки гаряча, що там не може утворитися ні тверда речовина, ні рідина, так що насправді Сонце взагалі не має твердої поверхні. Тому навіть якби ви могли якось переносити спеку на Сонці, ви б ніяк не змогли стояти на ньому.

Температури в космосі бувають такими екстремальними, що їх важко собі уявити.Погляньте на нашу інфографіку «Термометр Сонячної системи», щоб зрозуміти, наскільки гарячими (або холодними) можуть бути об'єкти Сонячної системи.

Від розпеченої Венери до крижаного Нептуна: дізнайтеся про температуру всіх планет Сонячної системи з нашої барвистої інфографіки.

Якого кольору Сонце?

Насправді Сонце білетобто воно випромінює всі кольори видимого спектру. Але для нас, що живуть на Землі, воно здається оранжево-жовтим або навіть червоним, коли знаходиться біля горизонту. Це тому, що земна атмосфера розсіює коротші хвилі синього світла ефективніше, ніж червоного, помаранчевого чи жовтого. Таким чином, ми просто пропускаємо частину спектра.

Чи обертається Сонце?

Сонце обертається проти годинникової стрілки. Однак воно не має твердої структури, як Земля, і його частини обертаються з різною швидкістю. Екватору Сонця потрібно близько 25 днів, щоб зробити повний оборот, тоді як його полюси обертаються раз на 35 днів.

Сонце також рухається за годинниковою стрілкою навколо центру галактики Чумацький Шлях. Для того, щоб зробити повний оборот навколо центру галактики, Сонцю потрібно близько 225-250 мільйонів років.

Життя Сонця

Скільки років Сонцю?

Сонцю біля 4,6 мільярда років, і в даний час воно знаходиться в середині свого життєвого циклу. Воно належить до покоління зірок, відомого як Населення I, – це молоді, багаті на метали зірки, які зазвичай зустрічаються в спіральних рукавах галактики Чумацький Шлях.

Як з'явилося Сонце?

Близько 4,6 мільярда років тому Сонце почало формуватися з молекулярної хмари, що складається в основному з водню та гелію.Ударна хвиля від зірки, що вибухнула поблизу, вдарила по цій хмарі, внаслідок чого вона почала стискатися. У міру стиснення частини хмари під дією гравітації почали опадати всередину, обертатися та нагріватися. Велика частина водню і гелію зібралася в центрі цієї гарячої маси, що обертається. Зрештою гази нагрілися настільки, що почався термоядерний синтез, унаслідок чого утворилося Сонце, яке ми бачимо сьогодні.

Що підтримує існування Сонця?

Термоядерний синтез - Ключовий процес, що живить Сонце. Під час такого синтезу атоми водню в ядрі Сонця зливаються разом, утворюючи атоми гелію і виділяють величезну кількість енергії у вигляді тепла та світла.

Що таке 11-річний сонячний цикл?

Сонячний цикл, також званий циклом сонячної активності або циклом сонячних плям, - це цикл довжиною близько 11 років, який відзначає зміни магнітної активності Сонця. Під час цього циклу магнітні полюси Сонця змінюються місцями: те, що раніше було північним полюсом, стає південним і навпаки. Потім потрібно ще 11 років, щоб полюси знову помінялися місцями.

Кількість сонячних плям, видимих лежить на поверхні Сонця, змінюється залежно від цього циклу. На початку циклу, званого сонячним мінімумомНа Сонці може бути всього кілька невеликих плям, як правило, в низьких широтах, а в окремі місяці плям може не бути взагалі. У міру розвитку циклу сонячна активність зростає, досягаючи піку в середині циклу, що називається сонячним максимумом. У цей момент на Сонці може бути до 250 сонячних плям або навіть їх скупчень. До кінця циклу активність знижується до мінімуму, а потім цикл починається заново.

Це зображення є комбінацією декількох знімків, зроблених ультрафіолетовим телескопом Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) на борту космічного апарату SOHO протягом усього сонячного циклу та ілюструють зміни сонячної активності протягом 11 років.

Коли вибухне Сонце?

Ніколи. Приблизно через 5 мільярдів років Сонце перетвориться з жовтого карлика на червоного гіганта. Коли воно витратить весь водень, ядро Сонця стиснеться, нагріється і почне використовувати гелій як паливо. Це спричинить те, що Сонце сильно розшириться, поглинувши Меркурій, Венеру і, можливо, Землю.

Після того, як Сонце збільшиться в розмірах приблизно в 200 разів, його ядро нагріється до близько 100 мільйонів К і почне процес перетворення гелію на вуглець. Цей процес призведе до того, що Сонце скине свої зовнішні шари, а ядро, що залишилося, зруйнується і перетвориться на білого карликасхожого за розмірами на Землю. Потім білий карлик повільно згасне і вступить у свою останню фазу тьмяного, холодного чорного карлика.

На відміну від людей, зірки мають чітко визначені та стабільні життєві цикли. Дізнайтесь більше про тривалість життя зірок за допомогою нашої забавної інфографіки.

Як вимірюється яскравість в астрономії: все про зіркову величину

Знаючи яскравість небесного об'єкта, ви можете визначити, чи він видно на небі чи ні. Але як насправді вимірюється ця яскравість? Які виміри підходять для якихось об'єктів? Давайте розберемося, щоб ви могли спостерігати нічне небо як професійний астроном! P.S. Щоб швидко дізнатися яскравість будь-якого об'єкта на небі, використовуйте програму Sky Tonight.

Що таке зіркова величина

В астрономії зіркова величина - це міра того, наскільки яскравим або тьмяним виглядає об'єкт на небі.

Зауважте, що у визначенні ми використовували слово "виглядає". Це тому, що зіркова величина, як правило, не вказує наскільки яскравим насправді є об'єкт. Вона стосується того, наскільки яскравим він здається.

Не варто плутати зіркову величину зі світністю (англ. Lluminosity, L) - яскравістю об'єкта в космосі.

Абсолютна та видима зіркова величини

Астрономи ділять зоряні величини на два основні типи: видима та абсолютна.

Видима зіркова величина (англ. apparent magnitude, m, або зв. вел.) - Це те, наскільки яскравим виглядає об'єкт для спостерігача з Землі.
Абсолютна зіркова величина (англ. absolute magnitude, M) показує, наскільки яскравим був би об'єкт, якби він знаходився на фіксованій відстані 10 парсеків від Землі. Швидше за все, астрономи обрали відстань 10 парсеків, тому що це була середня відстань до зірок, відомих у 1902 році. Для виміру абсолютної зоряної величини планет та малих тіл Сонячної системи (H) використовується відстань 1 а. від спостерігача.

¹Одиниця відстані в астрономії; 1 парсек дорівнює 3,26 світлового року або 3,09 × 10? км.

Важливо, що абсолютна зоряна величина об'єкта вимірюється за умови відсутності поглинання світла міжзоряним пилом і газом.

Таким чином, видима зоряна величина залежить від власної світності об'єкта, відстані до нього та міжзоряного поглинання, що зменшує його яскравість. Абсолютна зоряна величина дозволяє нам порівнювати власну світність об'єктів (в заданому діапазоні спектра), гіпотетично поміщаючи всі об'єкти стандартну еталонну відстань від спостерігача.

Візьмемо як приклад наше Сонце та зірку Рігель. Сонце здається набагато яскравішим за Ригеля на небі, тому його видима зіркова величина вище (-26,8 у Сонця та 0,18 у Ригеля). Однак якби ми помістили і Сонце, і Ригель на відстань 10 парсеків від Землі, Рігель би сяяв набагато яскравіше за Сонце. Це тому, що у далекої зірки вище абсолютна зіркова величина: у Рігеля вона дорівнює -6,69, а у Сонця 4,83

Ось ще кілька прикладів:

Альфа Центавра: m = -0,3; M = 4,1
Канопус: m = -0,7; M = −3,1
Денеб: m = 1,26; M = −7,1
Нептун: m = 7,8 (середнє значення); H = −6,9

Значення видимої зоряної величини виражаються числом без одиниці виміру. Коли пишуть "Антарес має зоряну величину 1,09", то мається на увазі видима зіркова величина. Це можна скоротити до "Антарес (зв. вел. 1.09)", "Антарес (1.09 m)" або "Антарес (m = 1.09)". При згадці інших типів зоряних величин астрономи уточнюють цей тип, написавши фразу повністю або використовуючи латинську букву: "Антарес має абсолютну зоряну величину -5.28" або "Антарес (M = -5.28)". Вони також використовують латинські літери у формулах.

До речі, видима зіркова величина може вимірюватися як неозброєним оком, і телескопом; як у видимому діапазоні спектра, так і в інших діапазонах (фотографічному, УФ, ІЧ). У цьому випадку "видима" означає "спостерігається" і не відноситься безпосередньо до людського ока. Якщо ми розглядаємо лише те, що може побачити людське око, то ми вимірюємо візуальну зіркову величину. Однак багато популярних наукових джерел використовують ці терміни як синоніми.

Як вимірюється зіркова величина

Шкала зіркових величин

У 137 році н.древній астроном Птолемей класифікував зірки за шестибальною шкалою, назвавши найяскравіші їх зірками першої величини, а найтьмяніші, ледь видимі неозброєним оком — зірками шостої величини. Він також першим запровадив термін зіркова величина. Спочатку ця система мала на увазі розподіл на шість окремих груп, усередині яких не було поділу за яскравістю. Сьогодні ми використовуємо вдосконалену версію цієї шкали.

Шкала Птолемея – це система порівняльної яскравості небесних об'єктів. Така система вимагає певної точки відліку чи стандартної зірки. Традиційно, Вега з видимою зоряною величиною 0,0 була прийнята за стандарт.

Звичайно, з розвитком телескопів астрономи розширили цю шкалу, і включили в неї набагато тьмяніші небесні тіла, наприклад туманності та галактики.

Астрономи також розширили шкалу, щоб охопити яскравіші об'єкти на небі, такі як Сонце, Місяць та деякі планети. Оскільки Вега вважалася зіркою нульової зоряної величини, астрономи надали негативні значення об'єктам, яскравішим, ніж Вега. Ось кілька прикладів зіркової величини яскравих об'єктів:

Шкала зіркових величин може здатися заплутаною, але головне запам'ятати, що чим більше число, тим тьмяніший об'єкт. Найяскравіші об'єкти мають негативні зоряні величини.

Як розподіляються зірки згідно зі зірковою величиною

Ви могли помітити, що на нашому нічному небі набагато більше тьмяних зірок, ніж яскравих. Ось, як вони розподіляються за зірковою величиною:

Зв. вів. від -1.5 до -0.5: 2 зірки
Зв. вів. від -0.5 до 0.5: 6 зірок
Зв. вів. від 0.5 до 1.5: 14 зірок
Зв. вів. від 1.5 до 2.5: 71 зірка
Зв. вів. від 2.5 до 3.5: 190 зірок
Зв. вів. від 3.5 до 4.5: 610 зірок
Зв. вів. від 4.5 до 5.5: 1929 зірок
Зв. вів. від 5.5 до 6.5: 5,946 зірок

Зверніть увагу, що це всі зірки, які видно неозброєним оком на всьому небі. Оскільки одночасно ми можемо бачити лише половину неба, реальна кількість видимих зірок буде меншою.

Як розраховується шкала видимої зіркової величини

Ми знаємо, що зірка першої зіркової величини яскравіша за зірку другої величини. Але наскільки яскравішим?

Шкала зоряних величин логарифмічна, де різниця у 5 величин завжди відповідає зміні яскравості у 100 разів. Це означає, що зірка першої зіркової величини у 100 разів яскравіша за зірку шостої зіркової величини, і аналогічно, зірка другої величини у 100 разів яскравіша за зірку сьомої величини.

Типова карта сузір'я. У нижньому лівому кутку ви можете бачити шкалу зіркових величин від одного до шести. Зірка першої зіркової величини у 100 разів яскравіша за зірку шостої зіркової величини.

Ось як працює ця шкала:

Різниця в одну зіркову величину (наприклад, від 1 до 2) змінює яскравість приблизно 2,5 рази.
Цей фактор накопичується з кожним кроком, що означає, що зірка третьої зіркової величини в 6,25 разів тьмяніша за зірку першої величини (2,5 x 2,5 = 6,25).

Але якщо ви скористаєтеся калькулятором і піднесете 2,5 в п'яту ступінь, то рівно 100 у вас не вийде. Справа в тому, що 2,5 - це округлення; точне число дорівнює 100 (1/5) ≈ 2.51188643150958. У більшості джерел це число заокруглюють до 2,5 або 2,512. Ось як змінюється яскравість об'єктів з різницею в 1, 2, 3, 4 і 5 зіркових величин:

Різниця у 1 зв. вів.: 2.512 ≈ 2.5
Різниця у 2 зв. вів.: 2.512 x 2.512 ≈ 6.3
Різниця у 3 зв. вів.: 2.512 x 2.512 x 2.512 ≈ 15.8
Різниця у 4 зв. вів.: 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 ≈ 39.8
Різниця у 5 зв. вів.: 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 ≈ 100

Тепер ми можемо розрахувати, наскільки повний Місяць яскравіший за Венеру, яка є наступним за яскравістю об'єктом на нічному небі. Їх зіркові величини можуть трохи змінюватись, так що візьмемо значення –12.7 для повного Місяця та –4.6 для Венери.

Різниця в зоряній величині між повним Місяцем та Венерою становить –4.6 – (–12.7) = 8.1 одиниці.

Різниця в 1 зіркову величину збільшує яскравість приблизно в 2,512 рази, так що збільшення зоряної величини на 8,1 разів збільшить яскравість (2,512) ^ 8,1 разів, що приблизно дорівнює 1,700.

Отже, повний Місяць приблизно в 1,700 разів яскравіший за Венеру! Якщо використовувати загальне рівняння для порівняння яскравості на основі зіркових величин, воно може бути виражене як:

Iᴬ/I≈ ≈ 2,512^(mᴮ – mᴬ)

Як визначити видиму зіркову величину

Щоб дізнатися точну видиму зіркову величину об'єкта, астрономи вимірюють потік або інтенсивність цього об'єкта (загальна кількість енергії на одиницю площі, що надходить на детектор телескопа на секунду). Потім вони порівнюють відносну яскравість джерела зі стандартною зіркою, використовуючи таку формулу:

m₁ – m₀ = –2.5 × log₁₀ (F₁ / F₀)

де m – зіркова величина (як ми вже знаємо), а F – потік світла. У багатьох джерелах замість F використовується I, тому що астрономи використовують термін "потік світла" для того, що часто називається "інтенсивністю" у фізиці.

Як ми вже згадували, як стандартна зірка (нульова точка відліку) була обрана зірка Вега (тобто F₀ — це потік світла від Веги, а m₀ — її зіркова величина).

З появою точних фотометрів та камер астрономи зрозуміли, що навіть Вега не є ідеальною стандартною зіркою. Її яскравість може змінюватись на ~0,03 зв. вів.Тому для точності астрономи ввели нульову точку, засновану на теоретичному джерелі з постійним потоком світла. Однак для візуальних спостережень Вега все ще може бути стандартом нульової зіркової величини.

Існує ціла наука, присвячена виміру яскравості зірок та інших небесних об'єктів, – фотометрія.

Різні системи зіркових величин: спектральні діапазони

Зоряна величина залежить від спектральної чутливості приймача випромінювання (очі, фотоелектричний детектор, фотографічна пластина і т.д.).

Існує безліч систем зоряних величин залежно від спектральних діапазонів, кожна з яких відрізняється вибором конкретного виміру.

Візуальна зіркова величина (mᵥ) вимірюється при спостереженні оком.

Фотографічна зіркова величина (mₚ) вимірюється за зображенням зірки на фотографічній пластині, отриманої без додаткових світлофільтрів. Оскільки фотоемульсія чутлива до синіх променів і нечутлива до червоних, сині зірки виглядають яскравішими на фотографічній пластині, ніж вони виглядають для ока.

Порівнюючи яскравість джерела, виміряну у різних діапазонах спектра, астрономи можуть дізнатися його колір, оцінити температуру його поверхні (якщо це зірка) чи альбедо (якщо це планета), визначити ступінь поглинання світла міжзоряним пилом та інші важливі характеристики.

Тому були розроблені стандартні фотометричні системи діапазонів, які переважно визначаються вибором світлофільтрів. Найпопулярніша з них – триколірна система UBV: ультрафіолетовий (ultraviolet, U), синій (blue, B) та візуальний (visual, V). Візуальний діапазон дуже близький до фотовізуального, а синій діапазон до фотографічного.

Крім спектрально чутливих приймачів існують болометри, які вимірюють зоряну величину — потік випромінювання, сумований по всіх діапазонах спектру. Болометрична зоряна величина дозволяє обчислити світність об'єкта, якщо відомі відстань до джерела та ступінь поглинання міжзоряного світла.

Поверхнева яскравість

Досі ми в основному обговорювали точкові джерела світла, такі як зірки та планети. Але не всі об'єкти на нічному небі такі компактні, як зірки.

Деякі об'єкти займають велику площу на небі, наприклад, галактики та туманності. Якщо взяти весь потік світла від об'єкта і визначити по ньому зоряну величину, це може ввести в оману реальну видимість об'єкта на небі.

Тому в цьому випадку видима зіркова величина не допомагає відповісти на головне питання: наскільки яскравим цей об'єкт здається спостерігачеві на Землі?

Наприклад, галактика Андромеди має видиму зіркову величину 3,4 — точкові об'єкти з такою зірковою величиною видно неозброєним оком навіть у місцях із помірним засвіченням! Проте галактику Андромеди побачити з міста неозброєним оком не вдасться.

Хочете знати, чи зможете ви побачити галактику чи туманність у небі над вами? 🌌 У нашій інфографіці є відповіді! Ми використовуємо шкалу Бортля, щоб показати, як засвічення впливає видимість об'єктів. Познайомтеся з нічним небом та спостерігайте за зірками із ще більшим задоволенням!

Астрономи вирішують цю проблему, використовуючи поверхневу яскравість (міру яскравості на одиницю площі). Це усереднює яскравість об'єкта на всій його площі.

Поверхнева яскравість (англ. surface brightness, SB) кількісно визначає видиму яскравість (або щільність потоку) на одиницю кутової площі дифузного об'єкта (такого як галактика або туманність).

Поверхнева яскравість об'єкта часто виражається або у зірковій величині на квадратну кутову секунду (англ. magnitudes per square arcsecond, mag/arcsec²), або в зірковій величині на квадратну кутову хвилину (англ. magnitudes per square arcminute, mag/arcmin²). Ось приклади видимої зіркової величини та найменшої (найяскравішої) поверхневої яскравості деяких об'єктів:

Туманність Оріону: 4 зв. вів. та 17 mag/arcsec²
Галактика Андромеди: 3.4 зв. вів. та 11 mag/arcsec²
Галактика Трикутника: 5,7 зв. вів. та 14,2 mag/arcsec²
Галактика Боде: 6,9 зв. вів. та 25 mag/arcsec²

Поверхнева яскравість об'єкта рідко згадується у статтях про спостереження дипських об'єктів, хоча вона важлива для візуальних спостережень.

M33 набагато яскравіше M77, але M77 легше побачити, тому що її світло сконцентроване у меншій області.

Цікавий факт: очі краще виявляють світло від протяжного або дифузного джерела (наприклад, галактики), ніж від точкового джерела (наприклад, зірки).

Це означає, що простіше побачити протяжний об'єкт, ніж точковий. Ядро галактики Андромеди має ~11 mag/arcsec², але все ще видно неозброєним оком. Зовнішній край галактики можна побачити в телескопи, адже її поверхнева яскравість становить 22 mag/arcsec²!

Гранична зіркова величина: гайд для спостерігачів

Гранична зоряна величина - це видима зоряна величина найтьмянішого об'єкта, видимого на небі. Ось шпаргалка корисна для будь-якого любителя астрономії. Вона допоможе вам у ваших спостереженнях.

Комети (неозброєним оком): 4
Планети та зірки (неозброєним оком): 6,5
Об'єкти у біноклі 7×50: 10
Об'єкти телескопи з апертурою 35 мм: 11,3
Об'єкти телескопи з апертурою 60 мм: 12,3
Об'єкти телескопи з апертурою 102 мм: 13,3

Зверніть увагу, що світлове забруднення сильно впливає на діапазон зіркових величин, що спостерігаються! Ми надали цифри для умов спостереження, близьких до ідеальних, але вони можуть відрізнятися для вашого розташування. Дізнайтеся, як визначити рівень засвітки вашого неба, за допомогою нашої зручної шкали.

До речі, щоб дізнатися граничну зіркову величину вашого телескопа (тобто тьмяні об'єкти, які можна побачити з його допомогою за ідеальних умов), ви можете використовувати калькулятор граничної зіркової величини.

Підбиваємо підсумок

Зоряна величина — одна з найважливіших концепцій спостережної астрономії, тому що вона відповідає на одне з найважливіших питань: "Наскільки яскравим є цей об'єкт?". Для класифікації об'єктів за яскравістю астрономи використовують логарифмічну шкалу зіркових величин, де найяскравіші об'єкти мають найменші значення. Розуміння цієї концепції допомагає любителям астрономії покращити свою здатність визначати та порівнювати яскравість небесних об'єктів.

Щоб побачити тьмяні об'єкти прямо зараз, скачайте безкоштовний додаток Sky Tonight! Програма дозволяє змінювати граничну зіркову величину об'єктів, що відображаються на екрані, за допомогою повзунка внизу. Повзунок програми оснащений іконками (очей, бінокль, телескоп), щоб ви могли фільтрувати об'єкти за їхньою видимістю.

Якою буде видима зоряна величина Сонця