Астрономия. Популярные лекции - Владимир Георгиевич Сурдин
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
Однако для вычисления траекторий полета межпланетных зондов и других высокоточных исследований требуется более высокая точность измерения астрономической единицы, поэтому значение 1 а. е. постоянно уточняется путем телеметрических измерений сигналов от самих межпланетных зондов и радиолокационных измерений расстояний до планет и астероидов. В настоящее время (2017 г.) значение астрономической единицы измерено со среднеквадратичной погрешностью 3 м и равно 149 597 870 700 ± 3 м. Это значение можно назвать «текущим». А большая полуось земной орбиты, фигурирующая в небесно-механических расчетах, составляет 149 598 261 км = 1,00000261 а. е. (эпоха J2000,0).
ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА — безразмерная физическая величина, характеризующая освещенность, создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя. Субъективно ее значение воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных). При этом блеск одного источника указывают путем его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Такими эталонами обычно служат специально подобранные непеременные звезды. Звездную величину сначала ввели как указатель видимого блеска оптических звезд, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: ИК, УФ. Шкала звездных величин логарифмическая, как и шкала децибелов. В шкале звездных величин разность на 5 единиц соответствует 100-кратному различию в потоках света от измеряемого и эталонного источников. Таким образом, разность на 1 звездную величину соответствует отношению потоков света в (100)1/5 ≈ 2,512 раза.
Обозначают звездную величину латинской буквой «m» (от лат. magnitudo величина) в виде верхнего курсивного индекса справа от числа. Направление шкалы звездных величин обратное, т. е. чем больше значение, тем слабее блеск объекта. Например, звезда 2-й звездной величины (2m) в 2,512 раза ярче звезды 3-й величины (3m) и в 2,512×2,512 ≈ 6,310 раза ярче звезды 4-й величины (4m).
Видимая звездная величина (m), или просто «звездная величина», указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него. Шкала видимых величин ведет начало от звездного каталога Гиппарха (до 161 — около 126 г. до н. э.), в котором все видимые глазом звезды впервые были разбиты на 6 классов по яркости. У звезд Ковша Большой Медведицы блеск около 2m, у Веги — около 0m. У особо ярких светил значение видимой звездной величины отрицательно: у Сириуса — около –1,5m (т. е. поток света от него в 4 раза больше, чем от Веги), а блеск Венеры в некоторые моменты почти достигает –5m (т. е. поток света почти в 100 раз больше, чем от Веги). Подчеркнем, что видимая звездная величина может быть измерена как невооруженным глазом, так и с помощью телескопа; как в визуальном диапазоне спектра, так и в других (фотографическом, УФ, ИК). Таким образом, в этом термине «видимая» (англ. apparent) означает «наблюдаемая», «кажущаяся» и не имеет отношения конкретно к человеческому глазу.
Для удобства сравнения измерений, проведенных на разных обсерваториях при разных зенитных расстояниях звезд, публикуемые в статьях и каталогах значения видимой звездной величины обычно исправлены за поглощение в атмосфере («вынесены за атмосферу»).
Абсолютная звездная величина (M) указывает, какую видимую звездную величину имело бы светило, если бы расстояние до него составляло 10 пк и при этом отсутствовало бы межзвездное поглощение света. Таким образом, абсолютная звездная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать истинные светимости небесных объектов (в заданном диапазоне спектра).
Что касается спектральных диапазонов, то существует множество систем звездных величин, различающихся выбором конкретного диапазона измерения. При наблюдении глазом (невооруженным или через телескоп) измеряется визуальная звездная величина (mV). По изображению звезды на обычной фотопластинке, полученному без дополнительных светофильтров, измеряется фотографическая звездная величина (mP).
Поскольку фотоэмульсия чувствительна к синим лучам и нечувствительна к красным, на фотопластинке более яркими (чем это кажется глазу) получаются голубые звезды. Однако и с помощью фотопластинки, используя ортохроматическую эмульсию и желтый светофильтр, получают так называемую фотовизуальную шкалу звездных величин (mPV), которая практически совпадает с визуальной.
Сопоставляя яркости источника, измеренные в различных диапазонах спектра, можно узнать его цвет, оценить температуру поверхности (если это звезда) или альбедо (если планета), определить степень межзвездного поглощения света и другие важные характеристики. Поэтому разработаны стандартные фотометрические системы, содержащие от двух до дюжины и более спектральных диапазонов, в основном определяемых подбором светофильтров. Наиболее популярна трехцветная система UBV: ультрафиолетовый (Ultraviolet), синий (Blue) и желтый (Visual). При этом желтый диапазон очень близок к фотовизуальному (V ≈ mPV), а синий — к фотографическому (B ≈ mP). При записи значений звездных величин в определенных диапазонах («фильтрах») обычно используют такую форму: mP = 5, V = 11, U = 7,8 и т. п., не употребляя при цифре верхний индекс «m», поскольку и так ясно, о каких единицах измерения идет речь.
Кроме спектрально-чувствительных приемников, существуют болометры — интегральные приемники излучения. Поток излучения, просуммированный по всем диапазонам спектра, дает болометрическую звездную величину (mb или mbol) и позволяет (если известно расстояние до источника и степень межзвездного поглощения) вычислить светимость объекта. Знание видимой болометрической величины позволяет вычислить приходящий от источника поток энергии:
f = 2,5 · 10–8 × dex {–0,4mb} Вт/м2.
Вычисленное (через расстояние и поглощение) значение абсолютной болометрической величины (Mb или Mbol) легко перевести в светимость (т. е. мощность излучения) звезды:
L = 3,0 × 1028 × dex{–0,4Mb} Вт.
Для Солнца mb = –26,83 и Mb = 4,74. Это соответствует светимости Солнца L☉ = 3,85 · 1026 Вт и потоку его излучения у Земли f☉ = 1369 Вт/м2.
КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ (бурые карлики) — космические тела, занимающие по своим массам промежуточное положение между звездами и планетами. Коричневыми карликами принято называть объекты с массами приблизительно от 0,01 до 0,08 масс Солнца (M☉). От нормальных звезд они отличаются тем, что температура в их недрах никогда не достигает значений, необходимых для протекания важнейшей термоядерной реакции — превращения легкого изотопа водорода (1H) в гелий (4He), которая обеспечивает длительное свечение обычных звезд. Именно этим и определяется верхняя граница их массы: (0,075–0,08) M☉. Но по сравнению с планетами, вообще не способными к термоядерному синтезу, коричневые карлики на начальном этапе своей жизни все же разогреваются настолько, что «сжигают» в термоядерных реакциях некоторые редкие элементы, например тяжелый изотоп водорода — дейтерий (2H), а также литий. Это делает их на короткое время похожими на звезды. Нижняя граница массы коричневых карликов, отделяющая их от планет, имеет значение около 13 масс
