Звёздные величины

Рис. 1. Кривые дневной спектральной чувствительности глаза (I), нормальной фотопластинки (II), фотовизуальной пластинки (III) и сурьмяно-цезиевого фотоумножителя (IV).

Визуальная З.в. (m_v) определяется прямым наблюдением и отвечает спектр. чувствительности человеческого глаза (максимум чувствительности приходится на длину волны = 555 мкм).

Фотовизуальная, или жёлтая (V, или m_pv), 3. в. определяется фотометрированием изображения звезды на ортохроматич. фотопластинке при фотографировании через жёлтый светофильтр. Визуальная и фотовизуальная 3. в. практически совпадают.

Фотографическая, или синяя (B, или m_p), 3. в. определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и УФ-лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.

Болометрическая 3. в. (m_b или m_бол) определяется болометром (интегральным приёмником излучения) и отвечает полной мощности излучения звезды, т.е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения.

Совр. система 3. в.- система UBV. В ней комбинациями УФ, синего и жёлтого фильтров с фотоумножителем получают систему ультрафиолетовых 3. в. (они обозначаются U), а также фотоэлектрич. аналоги визуальной (V) и фотографической (B) 3. в. (см. Астрофотометрия).

В 3. в. выражают не только блеск звёзд (точечных источников излучения), но и блеск светил, имеющих видимые угловые размеры (планеты, кометы, спутники, Луна, Солнце). Под 3. в. протяжённого объекта (её наз. интегральной) понимают величину суммарного блеска его частей. Диапазон 3. в. различных космич. объектов очень широк: от -26,7^m для Солнца до +24^m для самых слабых звёзд, находящихся на пределе чувствительности приёмной аппаратуры самых мощных телескопов. Объясняется это различием в светимостях космич. объектов и расстояниях до них.

Рис. 2. Соотношение между видимой m и абсолютной M звёздными величинами и расстоянием до светила. Звёздные величины изображены кружками разного диаметра, видимые звёздные величины - чёрными кружками, абсолютные - светлыми. Размер кружка пропорционален блеску звезды.

Для сравнения светимостей звёзд их условно располагают на стандартном расстоянии в 10 пк. 3. в., к-рой обладало бы светило, находясь на расстоянии в 10 пк (рис. 2), наз. абсолютной З.в. Соотношение между абс. 3. в. M, видимой величиной m и расстоянием r до светила в пк (влияние межзвёздного поглощения света и красного смещения на m учитывается предварительно) имеет вид:
М = m + 5 - 5 Igr. (3)
Эта ф-ла служит также для определения фотометрич. расстояний (см. Расстояния до космических объектов). Абс. 3. в. Солнца оказывается равной +4,8^m. Для определения абс. 3. в. др. светил необходимо знать две получаемые из наблюдений величины: параллакс светила и его видимую З.в. Так, параллакс d звезды Девы (Спика) составляет 0,02", т.е. расстояние до неё пк. Находясь на расстоянии в 10 пк, она создавала бы освещённость в (50/10)² = 25 раз больше наблюдаемой освещённости. Это значит, что её абсолютная 3. в. примерно на 3,5^m меньше видимой величины (+1,2^m) и составляет 1,2^m-3,5^m=-2,3^m.

В зависимости от того, в какой системе выражена видимая 3. в., абс. 3. в. может быть визуальной, фотографической, в системе UBV и болометрической. С физ. точки зрения наибольший интерес представляет болометрическая абс. 3. в., так как она характеризует полное количество энергии, излучаемой звездой в ед. времени (её полную светимость). Болометрич. 3. в. Солнца приблизительно равна её визуальной 3. в. (т.к. практически вся энергия излучения Солнца приходится на видимый диапазон), для более холодных или горячих звёзд вводятся болометрические поправки. Диапазон изменения болометрич. абс. 3. в. составляет примерно 28^m (от -10^m для звёзд самой большой светимости до +18^m для самых слабых звёзд).

(Ю.П. Псковский)