Girish V

# Скала на звездната величина

Преди 2500 години древногръцкият астроном Хипарх класифицира яркостта на видимите звезди в небето в скала от 1 до 6. Той означава най-ярките звезди в небето с магнитуд едно, а най-слабите звезди с магнитуд 6. Удивително, две и половина хилядолетия по-късно схемата на Хипарх все още се използва широко от астрономите, въпреки че оттогава е модернизирана и количествено определена.

Скалата на звездната величина има стойности, обратни на това, което може би очаквате: по-ярките звезди имат по-малка величина.

Съвременната скала на звездната величина е количествено измерване на светлинния поток - осветеността, идваща от дадена звезда, с логаритмично скалиране:

m = m0 - 2.5 log (F / F0)

Ако не разбирате формулата, тя просто казва, че величината на дадена звезда (m) е различна от тази на стандартна звезда (m0) с 2,5 пъти логаритъма на тяхното съотношение на осветеност. 2.5*log фактор означава, че ако съотношението на потока е 100, разликата във величините е 5 mag. И така, звезда с магнитуд 6 е 100 пъти по-слаба от звезда с магнитуд 1. Причината за представянето на простата класификация на Хипарх с тази относително сложна функция е, че човешкото око реагира логаритмично към светлината.

Използват се няколко различни мащабни скали, всяка от които служи за различна цел.Най-често срещаната е скалата на видимата величина; това е само мярката за това, в каква степен ярките звезди (и други обекти) се приемат от човешкото око. Скалата на видимите звездни величини определя звездата Вега като имаща звездна величина 0,0 и определя звездните величини на всички останали обекти, като използва горното уравнение и съотношението на осветеността на всеки обект спрямо Вега.

Трудно е да се преценят звездите, като се използват само видимите величини. Представете си две звезди в небето с еднаква видима величина, така че изглеждат еднакво ярки. Не можете да знаете просто като гледате, дали двете имат еднаква присъща, вътрешна яркост; възможно е едната звезда да е присъщо по-ярка, но по-далеч. Ако знаехме разстоянията до звездите (вижте статията за паралакса), бихме могли, отчитайки техните разстояния да определим абсолютната звездна величина, която би отразявала тяхната истинска, присъща яркост. Абсолютната величина се определя като видимата величина, която звездата би имала, ако е наблюдавана от разстояние 10 парсека (1 парсек е 3, 26 светлинни години или 3,1 x 1018 cm). Абсолютната величина (M) може да се определи от видимата величина (m) и разстоянието в парсеци (d), използвайки формулата:

M = m + 5 - 5 * log(d) (отбележете, че M=m, когато d=10).

Съвременната скала за звездна величина вече не се основава на възприятието на човешкото око; а се базира на фотографски плаки и фотоелектрически фотометри. С телескопите можем да видим обекти много по-бледи от обектите, които Хипарх е могъл да вижда с невъоръжено око, така че скалата на величината е разширена отвъд 6-та величина. Всъщност, космическият телескоп Хъбъл може да изобрази звезди с почти 30-та величина, което е един трилион пъти по-слабо от Вега.

Заключителна бележка: Величината обикновено се измерва чрез някакъв вид цветен филтър и тези величини се означават с долен индекс, описващ филтъра (т.е. mV е величината през визуален филтър, който е зеленикав; mB е величината през син филтър; mpg е величината на фотографска плака и др.).