Созвездия – участки звёздного неба

Если начинающий любитель астрономии спросит, как можно оценивать  блеск звезд в условной шкале, пусть он вспомнит измерение температуры. Ведь температура есть определенная физическая характеристика, а измеряется она в условной шкале, называемой градусной шкалой.

Шкала звездных величин основана на восприятии света глазом. Оказывается, человеческий глаз четко отмечает различие интенсивности источников света, если один из них приблизительно в 2,5 раза ярче другого. Это свойство глаза стало известно науке лишь в конце XVIII в. и является частным случаем более общего психофизиологического закона, сформулированного в XIX в. Э. Вебером (1795--1878) и Г. Фехпером (1801— 1887). Этот закон гласит: Изменение какого-либо ощущения прямо пропорционально относительному изменению раздражающего фактора, или, иначе, если сила раздражения увеличивается в геометрической прогрессии, то восприятие (ощущение) возрастает в арифметической прогрессии. Наши органы чувств, в том числе и глаза, реагируют не на абсолютное, а на относительное изменение внешнего раздражителя, и если, образно говоря, к двум светящимся электролампам одинаковой мощности подключить еще две такие же, то мы уверенно зафиксируем увеличение освещенности; но если эти две лампы добавят свой свет к излучению десяти аналогичных ламп, то паши глаза почти или даже вовсе не заметят различия в освещении.

Известно, что законы природы  действуют объективно, т. е. независимо от сознания человека, и становится вполне понятным, почему Гиппарх, не имея представления о законе Вебера — Фехнера, невольно использовал его при введении шкалы звездных величин. Наиболее ярким звездам Гиппарх приписал первую звездную величину; следующие по градации блеска (т. е. более слабые, примерно в 2,5 раза) он посчитал звездами второй звездной величины; звезды, слабее звезд второй звездной величины в 2,5 раза, были названы звездами третьей звездной величины и т. д.; звездам на пределе видимости невооруженным глазом была приписана шестая звездная величина. При такой градации блеска звезд получалось, что звезды шестой звездной величины слабее звезд первой звездной величины в 97,66 раза. Поэтому в 1856 г. английский астроном Н. Р. Погсон предложил считать звездами шестой величины те, которые слабее звезд первой звездной величины ровно в 100 раз. Это предложение было принято всеми астрономами и до сих пор является основой для определения блеска звезд. В любом интервале шкалы разность в пять звездных величин означает различие блеска звезд ровно в 100 раз. Тогда соотношение блеска звезд двух смежных целых звездных величин получается равным не 2,5, а 2,512, что нисколько не влияет на точность определения звездных величин.

Из принципа построения шкалы  звездных величин видно, что чем  слабее звезда, тем больше ее видимая  звездная величина. Это позволяет  выражать в звездных величинах блеск  слабых звезд, не видимых невооруженным глазом, но открываемых в телескопы, не нарушая стройности самой шкалы: по мере открытия более слабых звезд шкала продолжается в сторону увеличения звездных величин (10-я, 11-я, 12-я и т. д.). В настоящее время известны звезды 24-й звездной величины, которые слабее звезд первой величины примерно в миллиард раз.

Определение блеска звезд в звездных величинах, выполненное точными способами измерения с применением специальных приборов — фотометров, показало, что блеск звезд не может быть точно выражен целыми значениями звездных величин (1, 2, 3 и т. д.), ибо блеск звезд весьма разнообразен. Поэтому шкала подразделяется на десятые, сотые и даже тысячные доли (в зависимости от требуемой степени точности) звездных величин. Отсюда блеск большинства звезд выражается дробными значениями звездных величин, всегда обозначаемыми латинской буквой т, например, 2 ,12; 3 ,56; 5 ,78 и т. д.

В качестве примера укажем блеск в звездных величинах семи основных звезд Большой Медведицы (см. рис. 1):

 

Звезда	Блеск	Звезда	Блеск
Дубхе	1 ,95	Алиот	1 ,86
Мерак	2 ,44	Мицар	2 ,17
Фекда	2 ,54	Бенетнаш	1 ,91
Мегрец	3 ,44

 

Точные измерения блеска ярких звезд показали, что некоторые  из них ярче звезд первой звездной величины; такие звезды считают звездами нулевой звездной величины: например,   Лиры (Вега) имеет блеск 0 ,14;   Волопаса (Арктур) 0 ,24;   Возничего (Капелла) 0 ,21 и т. д. Наконец, две звезды — Канопус (  Киля) и Сириус (  Большого Пса) ярче звезд нулевой звездной величины и им приписана отрицательная звездная величина -0 ,89 и -1 ,58 соответственно.

В звездных величинах  можно выразить блеск Солнца (-26 ,8), Луны (-12 ,7 в полнолуние) и планет.

Людям, знакомым с математическими  понятиями степени и логарифмов чисел, будет понятно, что шкала  звездных величин представляет собой  геометрическую прогрессию со знаменателем, равным 2,512, и тогда отношение блеска E /E  двух объектов, со звездными величинами , будет

 

так как более яркие  объекты имеют меньшую звездную величину, и наоборот.

Обычно эту формулу, называемую формулой Погсона, используют в логарифмическом виде, и так как lg 2,512=0,4, то

 

В качестве примера использования  этой формулы вычислим отношение  освещенности участка земной поверхности от Солнца и полной Луны, находящихся на одинаковой высоте над горизонтом. Так как видимая звездная величина Солнца , а полной Луны , то

 

откуда , т. е. Солнце освещает местность примерно в 440 тысяч раз сильнее, чем полная Луна.

Аналогично легко найти, что Луна в полнолуние ( ) ярче Луны в фазе первой четверти ( ) в 30 раз:

 

или

 

Эта же формула позволяет  определять звездные величины т светящихся объектов путем сравнения их блеска Е с блеском E  светила с известной звездной величиной m , причем отношение E /E  измеряется с большой точностью фотометрами. Звездные величины, определяемые глазом, хотя бы и с помощью оптических инструментов, называются визуальными звездными величинами. Именно о них и шла речь выше.

В практику астрономии ныне широко внедрилась фотография, которая  позволяет фотографировать звезды гораздо более слабые, нежели наблюдаемые  глазом в самые сильные телескопы. Так, самый мощный телескоп сейчас позволяет  фотографировать звезды до 24 , т. е. звезды в 1,6 млрд. раз более слабые, чем звезды нулевой звездной величины.

Но фотографические пластинки  несколько иначе реагируют на свет, нежели глаз. Есть фотопластинки, на которые красный свет совсем не действует, желтый свет действует весьма слабо, зато необычайно сильно действуют синие, фиолетовые и ультрафиолетовые лучи. Поэтому звезды красноватого цвета, например, Антарес (  Скорпиона) или Бетельгейзе (  Ориона), яркие для глаза, па такой фотопластинке выйдут более слабыми, в то время как голубоватые звезды получатся более яркими. Это и заставило астрономов ввести еще одну шкалу звездных величин, основанную на воздействии света па фотопластинку и названную шкалой фотографических звездных величин. Она строится совершенно так же, как и визуальная шкала звездных величин, но блеск звезд, выраженный в ней, отличается от визуального блеска в зависимости от цвета звезды, что позволяет по разности фотографической и визуальной звездных величин звезды численно выражать ее цвет. Эта разность называется показателем цвета и является одной из важных характеристик звезды, поскольку связана с ее температурой.

У желтых и красных звезд  показатель цвета положителен и достигает +2,1 звездной величины, у белых звезд он близок к нулю, а у голубоватых — отрицателен, но не бывает менее -0 ,5.

Чтобы исключить индивидуальные физиологические особенности глаз различных наблюдателей и иметь  возможность определять показатели цвета слабых звезд, широко применяется еще одна шкала оценки блеска звезд, называемая шкалой фотовизуальных звездных величин.

Для этой цели звезды фотографируются  на специальных фотопластинках, хорошо реагирующих на желтые и зеленые лучи (как и человеческий глаз), причем перед фотопластинкой ставится чистое желтое стекло (желтый светофильтр). Опыт показывает, что определенные таким способом звездные величины звезд, называемые в этом случае фотовизуальными, настолько близки к визуальным звездным величинам, что практически совпадают с ними, и в настоящее время показатели цвета определяются разностью фотографических и фотовизуальных звездных величин:

В астрономии имеется еще  ряд шкал звездных величин, которые применяются в зависимости от целей исследования. Так, за последние 30 лет широко внедрились фотоэлектрические методы изучения блеска звезд с помощью фотоэлементов, которые под действием света генерируют электрический ток (фототок) — явление, открытое еще в 1888—1890 гг. русским физиком А. Г. Столетовым (1839—1896). Современные чувствительные фотоэлементы дают слабый электрический ток под воздействием ничтожно малого освещения, но специальные устройства усиливают ток до величины, доступной измерению с большой точностью.

Исследование излучения  звезд в разных лучах позволяет получить ряд важных физических характеристик звезд. Именно для этой цели и определяют блеск звезд в разных лучах, для чего перед фотоэлементами ставят светофильтры разного цвета.

Теперь, когда мы познакомились  с измерением блеска звезд, любопытно отметить, что очень ярких звезд нулевой и первой звездной величины не так уж и много, всего лишь 24 на всем небе, зато слабых — мириады! Это объясняется тем, что блеск звезд зависит не только от их действительной светимости, но и от расстояний: чем дальше от нас находятся звезды, тем слабее они выглядят. Цвет же звезд зависит от их поверхностной температуры.

Всего в северном полушарии  неба насчитывается около 2900 звезд, видимых невооруженным глазом, т. е. до 6 .

 

Список использованной литературы:

 

1. М.М. Дагаев "Наблюдения звёздного неба". Москва "Наука", 1983 г.

2. astronet/sozv/

3. chat/~wishmaster666/astro.html

4. chat/~desecrator/sozvezdiya.html

5. zvezdy/blesk.html