Шкала звёздных величин
2500 лет назад древнегреческий астроном Гиппарх классифицировал видимые звёзды по яркости, используя шкалу от 1 до 6. Он назвал самые яркие звёзды неба звёздами первой величины, а самые слабые из тех, которые он мог видеть, — шестой величины. Удивительно, что спустя две с половиной тысячи лет классификация Гиппарха все ещё широко используется астрономами, хотя и была усовершенствована и переработана.
Шкала звёздных величин идёт в направлении, обратном привычному: яркие звёзды имеют меньшую величину, чем тусклые.
Современная шкала величин представляет собой количественную меру потока света от звезды по логарифмической шкале:
m = m_0 - 2,5 * log (F / F_0)
Проще говоря, величина звезды (m) отличается от некой стандартной величины (m_0) на логарифм отношения их потоков, умноженный на 2,5 . Этот коэффициент и логарифм приводят к тому, что разница в потоке в 100 раз дает разницу в 5 звёздных величин. То есть звезда шестой величины в 100 раз слабее звезды первой величины. Простая классификация Гиппарха использует относительно сложную функцию, потому что глаз человека именно так реагирует на яркость света.
Есть несколько различных шкал звёздных величин, каждая из которых служит своей цели. Чаще всего используется шкала видимой звёздной величины; это простая оценка того, как ярка звезда (или другой объект) для человеческого глаза. Она определяет яркость звезды Вега за нулевую точку отсчета и присваивает другим звездам величину на основе уравнения, приведенного выше.
Трудно сравнивать звёзды только по видимой величине. Представьте себе, что две звёзды имеют одну видимую величину, так что выглядят они одинаково. Однако при взгляде на них нельзя сказать, одинаковая ли у них собственная яркость, ведь возможно, что одна звезда ярче другой, но расположена дальше. Если бы мы знали расстояния до звёзд (см. статью Параллакс), мы могли бы их учесть и посчитать абсолютную звёздную величину, уже отражающую собственную яркость звезды. Абсолютная величина равняется относительной при условии, что звезда расположена на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек равен 3,26 светового года или 3,1 x 10^18 см). Абсолютная величина (M) может быть подсчитана из относительной (m) при расстоянии d в парсеках по формуле:
M = m + 5 - 5 * log(d) (обратите внимание, что M=m, если d=10)
Современная шкала звёздных величин уже не основывается на человеческом зрении, сейчас анализируются фотоснимки и фотоэлектрические фотометры. С помощью телескопов мы можем наблюдать объекты намного слабее тех, которые были доступны невооруженному глазу Гиппарха, поэтому шкала была расширена. Сейчас космический телескоп Хаббла может наблюдать звёзды 30 величины, то есть в триллион раз слабее, чем Вега.
И в заключение: величина обычно измеряется через определённый цветовой фильтр, и поэтому величины подписываются в соответствии с фильтром (например, m_V означает фильтр видимого излучения, в основном, в зеленой части спектра; m_B — синий фильтр, m_pg — яркость, вычисленную с использованием фотопластинки ).