Зоряні величини
Оскільки очі служать першим інструментом при вимірах, ми повинні знати прості правила, яким підкоряються наші оцінки блиску джерел світла. Наша оцінка відмінності в блиску є скоріше відносної, ніж абсолютної. Порівнюючи дві слабкі зірки, ми бачимо, що вони помітно відрізняються один від одного, але для двох яскравих зірок така ж різниця в блиску залишається нами непоміченим, так як воно мізерно в порівнянні із загальною кількістю випромінюваного світла. Іншими словами, наші очі оцінюють відносне, а не абсолютне розходження в блиску.
Гіппарх вперше поділив неозброєним оком зірки на шість класів, відповідно їх блиску. Пізніше це правило кілька поліпшили не змінюючи самої системи. Класи зоряних величин розподілили так, щоб зірка 1-ї величини (середня з 20 найяскравіших зірок на небі) давала в сто разів більше світла, ніж зірка 6-ї величини, яка знаходиться на межі видимості для більшості людей.
Різниця в одну зоряну величину дорівнює квадрату числа 2,512. Різниця в дві величини відповідає 6,31 (2,512 в квадраті), в три велічіни – 15,85 (2,512 в третього ступеня), в чотири – 39,82 (2,512 в четвертого ступеня), а в п’ять велічін – 100 (2,512 в п’ятого ступеня).
Зірка 6-ї величини дає нам в сто разів менше світла, ніж зірка 1-ї величини, а зірка 11-ї величини в десять тисяч разів менше. Якщо ж взяти зірку 21-ої величини, то її блиск буде менше 100 000 000 раз.
Як вже зрозуміло – абсолютна і відносна заїзної величина, речі абсолютно не порівнянні. Для відносного спостерігача з нашої планети, Денеб в сузір’ї Лебедя виглядає приблизно так.
Як вже зрозуміло – абсолютна і відносна заїзної величина,
речі абсолютно не порівнянні. Для “відносного” спостерігача з нашої планети, Денеб в сузір’ї Лебедя виглядає приблизно так. А насправді всієї орбіти Землі ледь вистачило б, щоб повністю вмістити окружність цієї зірки.
Щоб правильно класифікувати зірки (а вед всі вони відрізняються один від одного), потрібно ретельно стежити за тим, щоб уздовж всього інтервалу між сусідніми зоряними величинами підтримувалося ставлення блиску, рівне 2,512. Простим оком виконати таку роботу неможливо, потрібні спеціальні інструменти, за типом фотометров Пікерінга, що використовують як еталон Полярну Зірку або навіть “середню” штучну зірку.
Також для зручності вимірювань необхідно послабити світло дуже яскравих зірок; цього можна домогтися або поляризаційним пристосуванням, або за допомогою фотометричного клина.
Чисто візуальними методами, навіть за допомогою великих телескопів, не можна поширити нашу шкалу зоряних величин на слабкі зірки. Крім того, візуальні методи вимірювання повинні (і можуть) проводитися тільки безпосередньо у телескопа. Тому, від чисто візуальної класифікації, в наш час вже відмовилися, і використовують метод фотоаналізу.
Як можна порівняти кількості світла, одержувані фотопластинкою від двох зірок різного блиску? Щоб вони здавалися однаковими, необхідно послабити світло від більш яскравої зірки на відому величину. Найпростіше зробити це, поставивши діафрагму перед об’єктивом телескопа. Кількість світла, що потрапляє в телескоп, змінюється в залежності від площі об’єктива, так що можна точно виміряти ослаблення світла будь-якої зірки.
Виберемо яку-небудь зірку в якості стандартної і сфотографуємо її з повним отвором телескопа. Потім визначимо, яким отвором потрібно користуватися при даній експозиції, щоб при зйомці більш яскравої зірки отримати таке ж зображення, як і в першому випадку. Відношення площ зменшені і повного отворів дає ставлення блиску двох об’єктів.
Такий метод вимірювання дає похибку всього 0,1 зоряної величини для будь-якої із зірок в інтервалі від 1-ї до 18-ї зоряної величини. Отримувані таким чином зоряні величини називаються фотовізуальними.
(2 votes, average: 5.00 out of 5)