Абсолютная звёздная величина
Человек познаёт окружающий мир через упрощение и классификацию. Звёзды привлекали исследователей мира с древних времён, и казались загадочными из-за своей недосягаемости. Но если хотя бы один орган чувств способен воспринимать явление – мы можем описать его и попытаться классифицировать.
Так поступил Гиппарх Никейский — древнегреческий астроном, механик, географ и математик, живший около 2200 лет назад, и большую часть жизни работавший на острове Родос. Тайна звёздного неба чрезвычайно привлекала его, и, стремясь раскрыть её, он составил звёздный каталог, в котором разделил звёзды по их светимости на 6 классов. К звёздам 6-й величины он отнёс те из них, которые были едва различимы невооружённым глазом, а самые яркие отнёс к звёздам 1-й величины. Каждая следующая величина отличалась от предыдущей по яркости примерно в два раза. К сожалению, в первозданном виде его каталог не дошёл до наших дней, и знаем мы о нём только из трудов других великих учёных древности (Паппа, Страбона и Птолемея).
Однако такая оценка была слишком неточной, и в 1856 году английский астроном Норман Роберт Погсон дал более формальное определение звёздным величинам. С тех пор звезда первой величины отличается по яркости от звезды 6-й величины ровно в 100 раз. Такая логарифмическая шкала используется до сих пор, а видимая яркость звёзд в небе измеряется при помощи фотодетекторов. По этой шкале получается, что звезды смежных величин отличаются по яркости примерно в 2,512 раза (
Однако понятно, что видимая с Земли яркость далёкой звезды определяется не только её истинной яркостью, но и расстоянием до неё, а также наличием различных объектов в промежутке между нами – космической пыли, межзвёздной материи и т.п. Поэтому реально более яркие звёзды могут казаться нам тусклыми только потому, что они расположены дальше остальных.
Для сравнения истинной яркости звёзд используется абсолютная звёздная величина. Она равняется такой видимой звёздной величине заданного объекта, которую мы бы воспринимали, находясь на расстоянии ровно в 10 парсек (32,6 световых лет) от него, если бы при этом между нами и объектом не было никаких помех вроде межзвёздной среды или космической пыли. Гипотетически расположив различные объекты на одном расстоянии от нас, мы можем сравнивать их яркость напрямую.
Шкала яркости логарифмическая, и разница в 5 единиц на этой шкале соответствует изменению яркости в 100 раз. Так же, как и с видимой яркостью, чем меньше значение, тем больше яркость.
Поскольку светятся звёзды в разных диапазонах длин волн, для их оценки применяется фотометрическая система UBV, где U – это ультрафиолетовая полоса спектра, B – голубая, а V – видимая. Абсолютная яркость Солнца в видимой части спектра, или MV = +4,83. Также существует абсолютная болометрическая яркость объекта – это его общая яркость по всему диапазону частот.
У очень ярких объектов яркость может измеряться в отрицательных величинах. К примеру, MB Млечного пути = -20,8. Но поскольку галактики (и другие крупные объекты) превосходят по размеру 10 парсек, их абсолютная яркость считается как яркость точечного объекта, который излучал бы столько же света, сколько вся галактика целиком.
Некоторые из звёзд, видимые на нашем небе невооружённым глазом, в реальности настолько яркие, что находись они в 10 парсеках от нас, они выглядели бы ярче планет Солнечной системы и отбрасывали бы тени. Среди них – Ригель (-7,0), Денеб (-7,2) и Бетельгейзе (-5,6). У яркого с виду Сириуса абсолютная яркость составляет всего 1,4, что всё равно больше, чем у Солнца. Самыми яркими объектами в обозримой части Вселенной являются активные ядра галактик (к примеру, такой квазар, как CTA-102), абсолютная звёздная величина которых может доходить до -32.
Адаптивная и активная оптика
Мерцающие звёзды в ночном небе – это красиво, романтично, но жутко неудобно для научных наблюдений. Атмосфера, благодаря которой мы с вами существуем на поверхности Земли, постоянно движется из-за разницы температур между разными слоями, порождающих ветер. Переменный показатель преломления различных слоёв атмосферы создаёт постоянные колебания в картинке неба. Понятием астрономической видимости описывают, насколько земная атмосфера искажает видимость звёзд в данном месте в данное время.
Даже если расположить телескоп в сухой пустыне или на вершине высокой горы, идеально чёткой картинки для достаточно больших зеркал (и, соответственно, большого разрешения) достичь не получится.
Для борьбы с атмосферными искажениями картинки применяется адаптивная оптика. Её разработку начали США во время Холодной войны для наблюдения за советскими спутниками, а к 1991 году наработки рассекретили и начали применять в гражданской науке.
Для коррекции колебаний изображения в телескопах используется датчик волнового фронта, зеркало с изменяемой геометрией и компьютер, им управляющий. Если наблюдаемый объект слишком тусклый для правильной работы датчика, то для нивелирования колебаний его изображения можно использовать «опорную звезду» — яркий источник света, расположенный поблизости от этого объекта.
Естественно, такую звезду получается найти далеко не всегда – для решения этой проблемы на некоторых телескопах устанавливают лазер, порождающий «искусственную опорную звезду». Луч лазера направляется вверх, отражается от слоёв атмосферы обратно, и попадает в датчик. Его колебания анализируются и зеркало при помощи микроэлектромеханических систем корректирует свою форму в реальном времени в небольших пределах.
Не стоит путать адаптивную и активную оптики. Почти все современные телескопы – рефлекторы, и основным их элементом является большое зеркало. Раньше зеркала для подобных телескопов делали тяжёлыми и толстыми, чтобы они могли сопротивляться деформации под воздействием внешних сил – ветра и изменения температур. С 1980-х годов зеркала для телескопов делают тонкими, или же вообще разбивают на сегменты. Сзади на них устанавливаются актуаторы, поддерживающие необходимую форму зеркал при помощи датчика качества картинки и компьютера. Подстройка формы происходит относительно медленно, обычно с шагом в несколько секунд.
Альбедо
Применительно к планете Земля под альбедо обычно понимается процент солнечного излучения для всех длин волн, который диффузно отражается от поверхности Земли (или, например, от верхних слоёв атмосферы благодаря облакам). В астрономии альбедо используется в разных случаях и определяется по-разному.
Астрономическая фотометрия изучает оптическое альбедо планет, спутников и астероидов, его зависимость от длины волны, угла освещения и изменение во времени. Величина абсолютного альбедо астрономического объекта говорит о том, есть ли на его поверхности лёд. Зависимость альбедо от угла освещения объекта даёт информацию о свойствах его реголита.
Самое высокое альбедо – у спутника Сатурна Европы, а именно 0,99. Также высокое альбедо у Эриды, второй по размеру после Плутона карликовой планеты – 0,96. Мелкие астероиды из поясов Солнечной системы, наоборот, могут похвастаться очень низкими альбедо вплоть до 0,05. Ядра комет обычно имеют альбедо порядка 0,04. Общее альбедо Луны – 0,14.
Поскольку альбедо зависит от угла освещения, различают два вида оптического альбедо. Геометрическое альбедо небесного тела измеряют, когда источник света находится сзади наблюдателя. Альбедо Бонда представляет собой процент отражённой электромагнитной энергии по отношению к общей полученной. Иногда эти два показателя для одного небесного тела значительно различаются, что может вызвать путаницу. К примеру, геометрическое альбедо Нептуна равно 0,442, а бондовское – 0,29.
Радиолокационная астрономия изучает свойства небесных тел при помощи радиолокации. Высокая точность измерений этих свойств достигается за счёт того, что известны все параметры первоначального луча. В этой области исследований используют радарное альбедо – нормализованный отражённый сигнал с поляризацией, обратной исходному. Радарное альбедо гладкой металлической сферы равнялось бы единице. Радарное альбедо Луны равняется 0,06.
Астрономическая единица
Единицы измерения длины появлялись и совершенствовались параллельно с прогрессом человеческой цивилизации. Для ориентирования на поверхности Земли достаточно километров, а уже в пределах Солнечной системы эта единица длины оказывается слишком маленькой. В результате для измерений подобных расстояний принято использовать расстояние от Земли до Солнца – астрономическую единицу, или а.е.
Оценить расстояние от Земли до Солнца пытались ещё с третьего века до нашей эры (Аристарх Самосский), но первым точно определил его голландский механик, физик, математик, астроном и изобретатель Христиан Гюйгенс. Правда, историки ставят под сомнение его достижение из-за множества сделанных им спорных предположений и допущений. Вслед за ним близко подошли к ответу астрономы Джованни Доменико Кассини и Жан Рише. Они находили параллакс Венеры, наблюдая за прохождением планеты по солнечному диску, а из него вычисляли отношение расстояний от Земли до Солнца и от Венеры до Солнца. После этого можно было найти солнечный параллакс, посредством которого можно оценить расстояние до Солнца. Прямые измерения расстояний до Венеры и Марса при помощи радаров стали возможными в 1960-х годах.
Изначально за а.е. принимали среднее расстояние от Земли до Солнца (поскольку Земля движется по эллиптической орбите, расстояние ежегодно колеблется в пределах 3%) – около 150 млн. км. или порядка 8 световых минут. После нескольких уточнений, происходивших вследствие улучшений оборудования и теоретических уточнений, в 2012 году это расстояние стали определять как ровно 149 597 870 700 метров. Точность в данном случае важна, поскольку через а.е. определяется другая фундаментальная астрономическая единица длины – парсек.
Адаптивная и активная оптика
Альбедо
Астрономическая единица
Барионные акустические осцилляции
Белый карлик
Быстрый процесс захвата нейтронов
Галактические скопления
Галактическое гало
Галилеевы спутники
Гелиосфера
Гидростатическое равновесие
Горизонт событий
Гравитационное линзирование
Гравитация
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Закон Хаббла
Затменные звёзды
Звезда Вольфа — Райе
Зодиакальный свет
Ионосфера
Квазар
Кома
Коричневый карлик
Космическая скорость
Космические лучи
Красный карлик
Магнетар
Межзвёздная среда
Местная группа
Молекулярные облака
Нейтрино
Нейтронная звезда
Неправильная галактика
Новая звезда
Параллакс
Парсек
Планета
Планетарная туманность
Полярное сияние
Приливный разогрев
Протопланетный диск
Радиационный пояс
Рассеянное звёздное скопление
Реликтовое излучение
Сверхновая типа Ia
Сверхновая типа II
Светимость
Сильное взаимодействие
Слабое взаимодействие
Спектр
Стандартные свечи
Тёмная материя
Тёмная энергия
Тень и полутень
Теория Большого взрыва
Транснептуновый объект
Хромосфера
Цефеиды
Червоточины
Чёрные дыры
Шаровые скопления
Щели Кирквуда
Эксцентриситет орбиты
Электромагнетизм
Эллиптическая галактика
Эффект Доплера
Комментарии (18)
KvanTTT
27.04.2022 01:41Никогда не понимал зачем нужен парсек, если есть куда более понятный световой год. Тем более что парсек это всего лишь 3.26 светового года, а не на порядки больше, что было бы удобно для оценки расстояний до объектов глубокого космоса, галактик например.
MishaRash
27.04.2022 06:35Интересно, в каком смысле световой год более понятный?
В курсах/специализированной литературе/научной работе по астрономии/астрофизике, кажется, очень давно не встречал расстояний в световых годах, только парсеки. Со вторыми (но не с первыми) используются метрические приставки, в основном кило-, мега- и гига-.
KvanTTT
27.04.2022 11:54Интересно, в каком смысле световой год более понятный?
Для человека или любителя, в новостях постоянно слышу про световые года, а про парсеки — редко, приходится каждый раз гуглить сколько это. История похожа на использование миль и фаренгейтов у американцев.
MishaRash
27.04.2022 16:51Да, почему-то в популярных текстах световые года предпочитают. Хотя вряд ли многие знают с ходу, как их сопоставить с масштабами Солнечной системы или земными. Я не помню ни то, ни другое значение в километрах. Раньше вычислял по определениям с формулами примерно одинаковой длины, ну а сейчас astropy -- наше всё.
Световые года удобны для перевода расстояния во время, за которое свет (бы) его прошёл. Но для близких объектов не так важно, насколько у нас "устаревшее" их изображение, а сами они движутся намного медленнее света. Для далёких есть разные определения расстояния, которые существенно отличаются (они сходятся, когда малы).
Кстати, сам узнал не так давно, что скорость в 1 км/с равна 1.023 парсек за миллион лет, что достаточно близко к 1. Удобно для быстрых подсчётов перемещений звёзд неподалёку.
KvanTTT
27.04.2022 17:43+1Хотя вряд ли многие знают с ходу, как их сопоставить с масштабами Солнечной системы или земными.
Ну по крайней мере можно примерно сопоставить со секундой и минутами — до луны примерно полторы, от Солнца до Земли — несколько минут. Значит цифровой год — это дофига, если грубо, то в 60 тыс. больше расстояния от Солнца до Земли.
MishaRash
27.04.2022 22:40Парсек ведь явно завязан на астрономическую единицу (практически расстояние от Солнца до Земли), даже не нужно помнить, что оно равно 8 световым минутам.
Отношение а.е./парсек по определению равно 1 угловой секунде в радианах. Секунда равна 1/60 минуты, минута - 1/60 градуса, градус -
радиан (потому что полный угол 360 градусов или 
радиан). Собирая всё вместе и обращая, получаем, что парсек примерно равен 206265 а.е.Но перевод из градусов в радианы и 60-ричные деления углов - это, пожалуй, довольно специфичные знания, так что не совсем специалисту, наверное, проще запомнить 8 минут и дальше перевести ряд бытовых единиц времени.
MishaRash
27.04.2022 16:52Да, к имперским единицам сложно привыкнуть... Преимущество миль я так и не понял, но главные аргументы, что я слышал в пользу Фаренгейта - на улице реже бывает ниже нуля по этой шкале, и нормальная температура тела близка к 100.
RigelNM
27.04.2022 17:04-1Ну навигационные расчёты проще проводить в морских милях. В километрах нужно вводить коэффициенты.
Что касается бытовых футов и дюймов то тут конечно простота перевода мм в см и метры перевешивает. Потому как проще запомнить что два пальца это 2,5 см, стопа 32 см, а локоть 45-50 см.
MishaRash
27.04.2022 17:15Читаю в Википедии, что морская миля была когда-то определена как 1 минута дуги меридиана. Потом оказалось, что это дело меняется от полюса к экватору, и за определение взяли что-то близкое к средней температуре по больнице. Так что для хорошей точности коэффициенты всё равно нужны. Не говоря уже о том, что обычная (также международная или статутная) миля заметно отличается от морской.
KvanTTT
27.04.2022 17:27+2Ну навигационные расчёты проще проводить в морских милях. В километрах нужно вводить коэффициенты.
Чем удобней? Представим ситуацию, что миль вообще не существует, все считают только в километрах. Что дает перевод в мили, учитывая что одна миля менее чем в два раза больше километра? Ну будет вместо 60 км/ч примерно 33 м/ч, это как-то запись упрощает?
KvanTTT
27.04.2022 17:38+1Это притянутое преимущество, привыкнуть легко можно и к цельсиям, к тому же близка, но не равна: +98. 100 градусов по фаренгейту — это 37.8 по цельсию, что уже явно нездоровая температура, так что это дополнительная путаница.
Есть и другой недостаток: например, деления в фаренгейте меньше цельсия, но все еще не достаточно маленькие, чтобы округлять температуру тела до целых чисел. С другой стороны, для измерения погоды такая точность излишняя.
Miiko
27.04.2022 06:36+1Как я понимаю, две причины:
1) основной метод измерения расстояние до ближайших звезд основан на параллаксе - более естественно связать единицу измерение с этим ("парсек" = "угловая секунда параллакса")
2) как только астрономическая единица получила точное значение в метрах, стало возможно определить парсек точно и независимо от наблюдений. Со световым годом так не получится, хотя бы потому, что год в астрономии бывает тропический, сидерический, аномалистический и драконический, и все они (слегка) разные и вдобавок меняются со временем
MishaRash
27.04.2022 07:15Хм, о проблеме независимого определения сначала не подумал. Однако предполагаю, что в принципе можно было бы ввести какой-то неизменный "новый" год, близкий к привычной продолжительности сейчас (а скорость света уже зафиксировали).
Кроме того, на первый взгляд может показаться, что переопределение делает измерения менее удобными. Но, скорее всего, уже сейчас в большинстве случаев приходится учитывать тонкости орбиты и привязка к среднему расстоянию Земля-Солнце потеряла актуальность. Не говоря уже о том, что космический телескоп Gaia, лучший инструмент для параллаксов, вообще не на орбите Земли, а в точке Лагранжа L2. (К слову, с ним у нас есть уже 1.8 млрд расстояний, полученных этим методом, что уже далеко не только самые ближайшие звёзды.)
Miiko
27.04.2022 07:30+1Ну, парсек придумали еще в 1913 году - ровно за 100 лет до выхода этого телескопа на орбиту ;) - а теперь менять поздно, все уже привыкли.
Год, конечно, можно было бы зафиксировать, но это будет неудобно для других целей, поскольку этот фиксированный год (пятый по счету) со временем будет расходиться с остальными четырьмя все больше и больше - Тропический год медленно уменьшается примерно на 0,53 секунды за юлианское столетие.
MishaRash
27.04.2022 06:44+1Преобладание парсека, скорее всего, обусловлено тем, как мы измеряем расстояния в космосе. Основным методом является параллакс - периодическое (годичное) изменение видимого положения объекта на небе в связи с движением Земли вокруг Солнца. Типичное смещение ближайших звёзд порядка угловой секунды, поэтому угол удобно измерять в них. Потом взять обратную величину этого угла в секундах и получить расстояние в парсеках (следует из определения).
Для самых удалённых объектов годичные смещения становятся слишком маленькими для качественного измерения, поэтому приходится использовать другие методы измерения расстояния. Они ещё более хитрые, поэтому не имеют таких очевидно естественных единиц измерения. Но следующий шаг калибруется на выборке, для которой также есть параллаксы, поэтому удобно оставить единицы расстояния теми же - парсеками. (А последующий шаг калибруется на объектах, для которых есть результаты предыдущего метода, и так далее.)
Световой год был бы естественной единицей для результата, полученного с помощью радара или лазера: послали луч, он отразился, получили обратно, измерили задержку, разделили пополам, домножили на скорость и получили расстояние. Этот метод работает только в пределах Солнечной системы, потому что пучок рассеивается, да и ждать, пока свет пройдёт туда-сюда, пришлось бы очень уж долго (8.5 лет для Проксимы Центавра, ближайшей звезды после Солнца).
MishaRash
27.04.2022 06:18Диапазонов (и соответственно фильтров для отсеивания света) намного больше, чем 3 (UBV). Оценить разнообразие для Солнца можно здесь.
Кроме того, по той же ссылке можно увидеть, что существуют как минимум 3 разных определения для звёздных величин в диапазонах:
система Веги, где звёздная величина звезды Вега в каждом фильтре принимается за 0;
система AB, где берётся логарифм потока энергии на единицу частоты;
система ST, где берётся логарифм потока энергии на единицу длины волны.
Для фиксированного диапазона звёздные величины в двух разных системах отличаются на постоянную величину, но эта константа зависит от фильтра.
P.S. В нескольких местах в тексте статьи, кажется, яркость перепутана со звёздной величиной, это может сбивать с толку.
j_aleks
интересно, это какое расстояние, и где тогда заканчивается атмосфера?
развлекался китайским гиперболоидом, на фоне информации, что китайцы тестируют астмосферу в городах на загрязненность (непонятно по каким критериям), ну получилось загадочно интрегующе...
Окончание луча, тоже несколько резкое...
но учитывая расхождения луча, пятнышко немерянного размера...
ДА, а вот луч через загрязненную атмосферу, нанесло аэрозоли с пожаров в якутии в прошлом году, через несколько тысяч километров, вот занятно, что можно "вытащить" из такого луча, спектрограмму я не снимал, нечем...
Wizard_of_light
Луч сбоку виден из-за того, что он рассеивается на частицах пыли и мелких каплях воды. Но те же самые частицы ослабляют приходящее к нам излучение - в первом приближении по закону Бугера. Поэтому видимая яркость луча ослабляется экспоненциально, и он кажется резко обрезанным. Если мы направляем луч в небо, то он будет обрезан ещё резче - с высотой экспоненциально падает и размер рассеивающих частиц пыли. Видимую длину луча посчитать достаточно сложно, она зависит от прозрачности атмосферы и мощности лазера. Ну, и от чувствительности камеры, если мы его фотографируем. Если примерно, то это где-то 400-600 метров, если мы в ясную погоду используем зелёную указку в 1мВт и смотрим глазом. Мощный лазер, направленный вверх, скорее всего будет виден со стороны где-то до 4 км - дальше запылённость и влажность резко падают. Релеевское рассеяние будет возвращать свет до высоты примерно 20 км, а ионная активация ионосферы позволяет зажигать "звёзды" на высоте 90-100 км. Последнее, насколько я знаю, сейчас основной метод - возбуждают вторичное свечение ионов натрия в ионосфере на длине волны 589 нм.