к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике

А   Б   В   Г   Д   Е   Ж   З   И   К   Л   М   Н   О   П   Р   С   Т   У   Ф   Х   Ц   Ч   Ш   Э   Ю   Я  

Звёздные величины

Звёздные величины - относительные единицы измерения блеска звёзд 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 температуры, 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. т следующее:
045_064-106.jpg
Здесь Еl - 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. Величина fl равна произведению спектральной чувствительности приёмника излучения и пропускания коэффициента (отражения коэффициента)оптич. элементов регистрирующей аппаратуры (фотометра) и телескопа. Земная 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 случае Еl в ф-ле (1) обозначает распределение энергии в спектре за пределами земной атмосферы, а соответствующие значения т наз. внеатмосферными 3. в. В зависимости от вида кривой реакции fl различают след. системы 3. в. Если fl вырождается в d-функцию, 3. в. наз. монохроматическими. В случае когда fl постоянна 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 чувствительности человеческого 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. Системы 3. в. обычно нормируются т. о., чтобы для белых звёзд спектрального класса AOV 3. в. в разных полосах были равны друг другу. Это достигается с ответствующим выбором постоянной в ф-ле (1). Разность 3. в. m1 и m2 одной и той же звезды в двух разных полосах 1 и 2, имеющих кривые реакции f1l и f2l наз. колор-индексом CI (показателель цвета):
045_064-107.jpg
Колор-индексы звёзд являются индикаторами их температуры. Болометрич. 3. в. mb введены 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 величины mb - вычисляемые, а не наблюдаемые. Учитывая постоянство fl в ф-ле (1), получим:
045_064-108.jpg
Постоянная Сb выбирается из условия равенства тb и визуальных 3. в. V для непокрасневших звёзд (см. Межзвёздное поглощение)спектрального класса F5V:
045_064-109.jpg
где
045_064-110.jpg - кривая реакции системы V, СV - известная постоянная, задающая нуль-пункт визуальных величин V. Нек-рые авторы принимают другое условие для определения Сb, а именно: (mb- V) | G2V=0. Эти шкалы отличаются незначительно (на ~0,07m). Болометрической поправкой ВС наз. разность между болометрич. и визуальной 3. в.: ВС = тb - V. С учётом (2) и (3):
045_064-111.jpg
Болометрич. поправки для звёзд F5V, по определению, равны нулю, для др. звёзд и объектов значения ВС отрицательны. Напр., для наиб. голубых звёзд (05V)и наиб. красных звёзд (M8V) ВС@-4,0m. Т. о., при одинаковом блеске в полосе V полный (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 значения Еl. Для этой цели привлекаются также результаты внеатмосферных измерений в УФ-области спектра. Для недоступных измерению спектральных областей значения Еl интерполируются и экстраполируются. Болометрич. поправки позволяют определить болометрич. светимости тех звёзд, для к-рых известны абс. 3. в. Видимый блеск звезды зависит как от её 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, если её наблюдать со стандартного расстояния в 10 пк. Так и видимые, абсолютные звёздные величины могут быть монохроматичекими, болометрическими, визуальными и др. Связь между соответствующими видимыми т и абс. М 3. в. выражается ф-лой:
т= M + 5 1g r - 5+ А,
где r - расстояние до звезды, пк; А - величина межзвёздного поглощения (межзвёздной экстинкции).

X. Ф. Халиуллин

к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

Знаете ли Вы, что "гравитационное линзирование" якобы наблюдаемое вблизи далеких галактик (но не в масштабе звезд, где оно должно быть по формулам ОТО!), на самом деле является термическим линзированием, связанным с изменениями плотности эфира от нагрева мириадами звезд. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.

Bourabai Research Institution home page

Боровское исследовательское учреждение - Bourabai Research Bourabai Research Institution