Во
II веке до н. э. Гиппарх Никейский первым создал метод классификации
звезд по их видимому блеску. В своем «Альмагесте» Птолемей привел
классификацию звезд, следуя тому же критерию, что и Гиппарх, однако
классификация Птолемея оказалась более популярной. Самые яркие звезды
Птолемей назвал звездами первой величины, звезды в два раза меньшей
яркости — звездами второй величины и так далее вплоть до шестой величины
— эти звезды едва можно различить невооруженным глазом (их можно
наблюдать только на безлунном небе и в отсутствие светового
загрязнения). Уильям Гершель (1738–1822) заметил, что звезды первой величины светят в среднем в сто раз ярче, чем звезды шестой величины. В XIX веке Норман Роберт Погсон
определил, что отношение яркостей звезд, различающихся на одну
величину, должно быть постоянным, и создал новый, более точный метод
классификации, который используется и сейчас. Он предложил шкалу, в
которой разница в пять звездных величин соответствовала разнице в
яркости в 100 раз. Имеем: 1001/5 = 2,512. Таким образом, отношение яркостей звезд таково: звезды первой величины в 2,512 раза ярче звезд второй величины; в (2,512)2 = 6,31 раза ярче звезд третьей величины; в (2,512)3 = 15,85 раза ярче звезд четвертой величины; в (2,512)5
= 100 раз ярче звезд шестой величины. Иными словами, величина звезд
возрастает в арифметической прогрессии, блеск — в геометрической. Для
двух звезд величины m и m’ яркость которых равна B и В’ соответственно, выполняется следующее соотношение: Используем логарифмы и получим аналогичное выражение где достаточно принять: Удивительно,
что наши глаза воспринимают блеск звезд в логарифмической шкале. Иными
словами, если одна звезда в действительности светит в 100 раз ярче, чем
другая, то нам кажется, что она блестит всего в пять раз сильнее (5 =
2,5 In 100). Современная
система звездных величин не ограничивается шестью, а очень яркие
небесные тела имеют отрицательную величину. К примеру, Сириус, самая
яркая звезда в Северном полушарии, имеет видимую величину в интервале от
—1,44 до —1,46. В
современную шкалу звездных величин также включаются Луна и Солнце.
Видимая величина Луны равна —12,6, видимая величина Солнца 26,7.
Телескоп «Хаббл» позволяет увидеть звезды величиной до +30. Учитывая,
что блеск звезды обратно пропорционален квадрату расстояния до нее,
имеем:
где расстояния до звезд выражены в парсеках. Видимая
звездная величина и реальная яркость небесного тела — это не одно и то
же. Яркая звезда, расположенная очень далеко от нас, будет казаться
тусклой. Таким
образом, для сравнения блеска звезд используется не видимая звездная
величина, а абсолютная звездная величина. Абсолютная величина М
— это звездная величина, которую имело бы небесное тело видимой
величины m, если бы располагалось на расстоянии ровно в 10 парсек от
Земли. Имеем: Таким
образом, можно сравнивать абсолютные величины двух и более звезд, так
как в этом случае расстояние до них не будет иметь никакого значения. |