При взгляде на небо сразу же бросается в глаза различие звезд по блеску. Ярчайшая звезда ночного неба — Сириус (α Большого Пса), — уже чуть-чуть поднявшись над горизонтом, привлекает нас своим сиянием, тогда как соседние с ней звезды становятся заметными лишь на довольно большой высоте (3-5°). Звезды Ковша Большой Медведицы легко увидеть даже на городском небе в полнолуние, а за городом в ясную безлунную ночь невооруженный глаз замечает на небе несколько тысяч звезд. Взглянув же на небо в бинокль, сразу понимаешь, что есть и множество звезд, блеск которых слишком слаб для невооруженного глаза.

Еще в глубокой древности астрономы попытались выразить различия в блеске звезд числами. Звезды были разделены на шесть групп, названных звездными величинами. Самые яркие светила назвали звездами первой величины, немного более тусклые — звездами второй величины и т. д. Самые тусклые звезды, которые может различить глаз (конечно, невооруженный: телескоп изобрели гораздо позже), отнесли к звездам шестой величины. Обычно это деление звезд по блеску на шесть групп связывают с именем Гиппарха (II в. до н.э.), который впервые применил это деление в составленном им звездном каталоге. Таким образом, говоря о «звездной величине», имеют в виду блеск, а вовсе не размер звезды.

Все звезды - и самые яркие, и самые слабые - всегда казались астрономам светящимися точками, не имеющими размеров. Лишь в начале XXв. удалось измерить угловой размер некоторых из них, а совсем недавно, в конце XXв., были получены изображения дисков некоторых особенно крупных и близких звезд. Разумеется, они совершенно неразличимы для глаза, даже вооруженного хорошим телескопом. Мы можем лишь догадываться о причинах, побудивших древних ученых ввести именно шесть групп, шесть звездных величин. Тем более удивительно, что понятие звездной величины дожило в науке до наших дней и им пользуются современные астрономы! Конечно, в наши дни понятие звездной величины получило точное определение. Теперь это не группы звезд примерно одинакового блеска. Видимая звездная величина - это число, которое можно определить для каждой звезды как характеристику ее блеска с точки зрения земного наблюдателя.

Какую физическую величину мы воспринимаем как блеск звезды? Измерения показали, что наш глаз чувствует создаваемую звездой освещенность, то есть количество света, падающего за единицу времени на площадку единичной площади, ориентированную перпендикулярно лучам. Наше восприятие освещенности подчиняется психофизическому закону Вебера—Фехнера: при изменении освещенности в геометрической прогрессии наше ощущение меняется в арифметической прогрессии. Это открытие было сделано в XIX в., но уже древние астрономы бессознательно следовали этой закономерности: они так поделили звезды на величины, что в среднем отношение освещенностей, создаваемых звездами первой и второй величин, почти в точности равно отношению осве-щенностей от звезд второй и третьей величин, и т. д. Современные астрономы сохранили эту традицию, чуть-чуть уточнив ее: ныне отношение освещенностей, создаваемых светилами со звездными величинами, различающимися на единицу, по определению принимают равным ⁵√100 = 2,5118864... ≈ 2,512. Десятичный логарифм этой величины (lg10^2/5) в точности равен 0,4. Таким образом, отношению освещенностей, равному 100, соответствует различие в блеске точно на 5 звездных величин. Для краткости выражение «звездная величина» после соответствующего числа записывают в виде верхнего индекса m (от лат. magnitudo — величина). Например, выражение «5 звездных величин» астроном запишет как 5^m.

Приняв некоторую звезду за эталон и приписав ей определенную звездную величину (вообще говоря — произвольную), можно сравнивать с ней по световому потоку все другие звезды и определять их звездные величины. Если L₁ и L₂ — освещенности, создаваемые первой и второй звездами, а m₁ и m₂ —их звездные величины, то

L₁/L₂ = 2,512^m₂-m₁ или m₁-m₂ = -2,5 · lg(L₁/L₂)

Знак минус во второй из этих формул означает, что чем ярче звезда, тем меньше значение ее звездной величины. Почти точное совпадение коэффициентов в этих формулах (2,512 и 2,5) возникло случайно, просто потому, что lg(2,512...) = 0,4 = ¹/_2,5.

Применяя эти формулы, можно распространить понятие звездной величины на светила, недоступные невооруженному глазу, вплоть до сколь угодно слабых. Величины звезд, которые могут наблюдать космические и крупнейшие наземные телескопы, приближаются к 30^m. Разумеется, блеск в звездных величинах не всегда выражается целым числом, ведь современные наземные приборы позволяют измерить блеск звезды с точностью до сотой или даже до тысячной доли звездной величины (а за пределами атмосферы точность еще выше). В результате измерений выяснилось, что у некоторых исключительно ярких звезд блеск сильнее, чем у звезд первой величины; пришлось присвоить им нулевую и даже отрицательную звездную величину. Так, блеск Сириуса равен -1,5^m. В звездных величинах можно измерять блеск не только звезд, но и планет, Луны, Солнца, вообще любых небесных светил. Поток света от Солнца соответствует -26,8^m, а от Луны в полнолуние он составляет -12,7^m.

На темном небе при нормальном зрении невооруженный глаз видит звезды до 6^m, и таких звезд на всем небе около 5000; их называют яркими, и они входят в специальный Каталог ярких звезд. Слабых звезд намного больше, чем ярких. В каталог B1.0 Морской обсерватории США входят звезды примерно до 21^m, и всего в нем около миллиарда звезд.

До сих пор мы обсуждали визуальные звездные величины, измеряемые человеческим глазом или прибором, имеющим такую же относительную чувствительность к лучам разного цвета, что и глаз человека. Но звездную величину можно измерить и при помощи приборов, по-иному чувствительных к лучам разной длины волны, чем глаз. Тогда результаты получатся разными для звезд одинакового визуального блеска, но разного цвета. (Невооруженный глаз уверенно чувствует различия цвета у ярких звезд; сравните, например, цвет белого Ригеля и красной Бетельгейзе в созвездии Орион.) Принято по определению, что для белых звезд спектрального класса A0, свет которых не ослаблен межзвездной пылью, звездные величины должны быть одинаковыми при измерении любыми приборами.

Когда в астрономии стали применять фотографию, то обнаружили, что на снимках ночного неба красноватые звезды кажутся намного слабее, чем белые и голубоватые звезды такого же визуального блеска. Дело в том, что первые фотоэмульсии были более чувствительны к голубым, чем к желтым и красным лучам, по сравнению с нашими глазами. Тогда родилось понятие фотографической звездной величины (не вполне строгое, потому что фотоэмульсии бывают разные, с различной чувствительностью к лучам разного цвета). Фотографические величины красных звезд больше, чем визуальные (поскольку блеск этих звезд в голубых лучах меньше).

Некоторые приборы более чувствительны к красным и менее чувствительны к голубым лучам, чем глаз; измеренные с такими приборами величины красных звезд меньше по числовому значению, чем визуальные. Цвет звезды можно оценить, сравнив ее звездные величины, измеренные приборами, чувствительными к различным областям спектра. Для этого вычисляют показатель цвета — разность соответствующих звездных величин. Например, из фотографической (m_pg) и визуальной (m_v) звездной величины можно составить показатель цвета (CI— color index): CI= m_pg- m_v.

Цвет звезд можно определить и одним прибором, чувствительным в широком диапазоне спектра, если помещать перед ним различные цветные светофильтры и сквозь них проводить измерения блеска. Часто используют светофильтры B (blue, голубой) и V (visual, визуальный, т. е. желто-зеленый). Показатель цвета (В-V), представляющий собой разность звездных величин, измеренных с фильтрами B и V, заменил в современной астрофизике величину CI. Показатель цвета (B-V) равен нулю для белых звезд, отрицателен для голубоватых и положителен для красных.

Все звездные величины, о которых мы говорили до сих пор (фотографические, визуальные, величины В и V), являются видимыми звездными величинами. Они получены при наблюдении с Земли и поэтому в большей степени отражают различие в расстояниях до звезд, чем истинную разницу в мощности их излучения. К тому же пространство между Землей и звездами не пустое — в нем встречаются поглощающие свет межзвездные газово-пылевые облака. Только учтя разницу в расстояниях до звезд и в степени межзвездного поглощения их света, можно использовать видимые звездные величины для сравнения истинной светимости (мощности излучения) звезд.

Заметим, что в ослабление видимого блеска звезд вносит немалый вклад и земная атмосфера. Она в разной степени ослабляет лучи разного цвета (сильнее — голубые, слабее — красные), и ее оптические свойства сильно зависят от места наблюдения и от высоты звезды над горизонтом: оба фактора влияют на толщину воздушного столба вдоль луча зрения. А от места наблюдения к тому же зависит еще и чистота воздуха. Все эти факторы приходится учитывать в процессе измерений, приходится, как говорят астрономы, исправлять видимые звездные величины за поглощение света в земной атмосфере. Приводимые в таблицах звездные величины фактически относятся к наблюдателю за пределами земной атмосферы.

Расстояние от Земли до Солнца составляет около 150 млн км; его называют астрономической единицей (а. е.) и употребляют для указания расстояний в пределах Солнечной системы. Солнце — ближайшая звезда. Из других звезд ближе всего к нам тройная система — яркая двойная звезда α Кентавра и ее слабенький спутник Проксима Кентавра, причем Проксима из этих трех самая близкая — она еще чуть-чуть ближе к нам, чем α Кентавра, чем и заслужила свое название: латинское proxima означает «ближайшая». Она дает нам пример того, что видимый блеск определяется не только расстоянием до звезды: Проксима чуть ближе к нам, чем α Кентавра, но слабее каждого из ее компонентов примерно на 10^m. Расстояние от Земли до Проксимы 267 000 а. е. Как видим, для измерения расстояний до звезд астрономическая единица оказывается слишком мелкой.

В научно-популярной литературе расстояния до звезд часто указывают в световых годах. Это название обманчиво: световой год — единица не времени, а длины, равная расстоянию, которое луч света проходит за год. Расстояние до Проксимы составляет 4,2 св. года. В профессиональной астрономической литературе расстояния до звезд обычно выражают в парсеках (пк) — это расстояние, с которого радиус земной орбиты, ориентированный перпендикулярно лучу зрения, виден под углом 1″. А поскольку угловая секунда равна ¹/₂₀₆₂₆₅ радиана, то 1 пк = 206 265 а. е. = 3,26 св. года. Вообще, угол, под которым от звезды виден радиус земной орбиты, называют ее параллаксом («парсек» как раз и означает «параллакс + секунда»). В этих единицах расстояние до Проксимы составляет 1,3 пк.

Истинную светимость звезды выражают с помощью абсолютной звездной величины. Чтобы от видимых величин (m) перейти к абсолютным (M), нужно рассчитать, какую звездную величину имела бы звезда, если бы ее поместили на принятом стандартном расстоянии 10 пк от нас и при этом исключили поглощение света в межзвездном пространстве:

M = m + 5 - 5 · lg r - A,

где Μ — абсолютная звездная величина, m — видимая величина, r — расстояние (в парсеках), A — ослабление блеска звезды из-за межзвездного поглощения света, выраженное в звездных величинах. Пользуясь этой формулой, нужно не забывать, что все три фотометрические величины (M, m и A) должны быть в одной системе: визуальной, фотографической, В, V или любой другой, но обязательно в одной и той же.

Абсолютная визуальная величина Солнца равна примерно +5. Следовательно, если бы Солнце находилось от нас на «стандартном» расстоянии 10 пк, то его можно было бы заметить невооруженным глазом, но оно затерялось бы среди множества других звезд пятой величины. А если на «стандартное» расстояние приблизить Ригель (β Ориона), он стал бы звездой -7,5^m; таких ярких звезд на нашем ночном небе вовсе нет.

Итак, абсолютная величина звезды непосредственно связана с мощностью ее излучения, которую астрономы называют светимостью. Светимость звезды можно измерять в физических единицах (скажем, в ваттах), но астрономы чаще выражают светимости звезд в единицах светимости Солнца. Значение светимости зависит от того, в каком диапазоне спектра она измеряется, поэтому говорят об оптической, инфракрасной, ультрафиолетовой и других светимостях звезды. Если измерена полная мощность излучения звезды во всех диапазонах электромагнитного спектра, то такую светимость называют болометрической. У Солнца она составляет около 4 · 10²⁶ Вт.

У большинства звезд абсолютные величины лежат в диапазоне от -10 до +20. Различие на 30 абсолютных звездных величин означает различие в светимости в триллион (10¹²) раз. Как видим, звезды различаются по светимости чрезвычайно сильно.

 

Источники

 

См. также