2.1 Видимые и абсолютные звёздные величины
Фотометрия космических объектов является частью астрофизики. Однако фотометрия, особенно звёздная, играет огромную роль в звёздной астрономии, поэтому необходимо ознакомиться с основными понятиями фотометрии.
Видимая звёздная величина m является мерой освещенности E, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения с учетом поглощения света атмосферой Земли. Связь между звёздной величиной m и освещенностью E есть отражение установленного экспериментально психофизиологического закона Вебера-Фехнера и выражается формулой:
в которой коэффициент введен в середине XIX в. английским астрономом Н. Погсоном, подметившим, что в среднем у наблюдателей интервалу в 5 звёздных величин соответствует отношение световых потоков или освещенностей около 100.
Погсон принял это отношение в точности равным 100, при этом
В итоге ослабление блеска на одну звёздную величину соответствует ослаблению освещенности от объекта лишь немногим более чем в 2.5 раза. Величина a представляет собой нуль-пункт шкалы звёздных величин, связанный с выбором фотометрического стандарта. В качестве стандарта обычно выбирается та или иная группа звёзд с точно измеренным блеском. По отношению к звёзде стандарта можно определить блеск любой звезды по формуле:
где нулевым индексом обозначена соответствующая величина для звезды-стандарта.
Для звезды с известной видимой звёздной величиной и известным расстоянием от Солнца можно вычислить абсолютную звёздную величину, которая является мерой ее светимости - количества энергии, излучаемой звёздой во всех направлениях. Абсолютная звёздная величина определяется как видимая величина звезды, перенесенной на стандартное, общее для всех звёзд расстояние. Зная видимую звёздную величину V (с этого момента мы для определенности будем обозначать звёздные величины так, как это принято в фотометрической системе UBV) и расстояние до объекта, можно легко определить абсолютную величину MV, помня, что изменению расстояния до объекта в отношении r/r0 соответствует изменение освещенности в отношении (r/r0)2. Следовательно,
и логарифмирование этого выражения показывает, что абсолютная величина M
V определяется по формуле:
Расстояние r
0 удобно принять равным 10 парсекам. Таким образом, если расстояние до звезды выражено в парсеках, то имеем:
Последнее выражение справедливо только в том случае, если между наблюдателем и звёздой нет рассеивающей (поглощающей) свет материи. Если такая материя имеется, то часть разницы (V - M
V) следует отнести за счёт рассеяния или поглощения света этой материей. При этом поглощение света влияет только на видимую звёздную величину V, не меняя M
V, так как абсолютная звёздная величина является характеристикой самой звезды. Поглощение света уменьшает блеск звезды, поэтому увеличивает значение видимой звёздной величины, и в выражение (2-6) следует ввести член, учитывающий поглощение света A
V, которое является, в общем случае, функцией расстояния от наблюдателя и направления на звёзду:
Величина V - M
V носит название
модуль расстояния, при этом, если мы не учитываем поглощение света, то модуль расстояния называется видимым, а если поглощение света учтено, то истинным, обозначаемым (V
0 - M
V). Естественно, мы должны всегда стремиться получить из наблюдательных данных истинный модуль расстояния, так как только эта величина дает возможность оценить истинное расстояние до космического объекта. Определение абсолютных звёздных величин (а, значит, и светимостей) звёзд и модулей расстояния (а, значит, и самих расстояний) является важнейшей задачей звёздной астрономии.
Отметим, что мы ставим в обозначении абсолютной звёздной величины индекс V для того, чтобы подчеркнуть, что MV есть мера энергии, излучаемой звёздой в определенном спектральном интервале, а не во всех областях спектра.
В заключение приведем очевидную связь между абсолютной звёздной величиной MV и светимостью L звезды, аналогичную связи видимой звёздной величины и освещенности:
где индексом s отмечены величины для Солнца. При этом M
Vs = +4
m.83.
