Видимата величина е

Съвременната концепция за видимата звездна величина е направена по такъв начин, че да съответства на величините, приписани на звездите от древногръцкия астроном Хипарх през 2 век пр.н.е. д. Хипарх разделя всички звезди на шест величини. Той нарече най-ярките звезди от първа величина, най-слабите - звездите от шеста величина. Междинните стойности той разпредели равномерно между останалите звезди.

През 1856 г. Н. Погсън предлага формализиране на скалата на величината. Видимата звездна величина се определя по формулата:

къдетоIе светлинният поток от обекта,Cе константа.

Тъй като тази скала е относителна, нейната нулева точка (0 m ) се определя като яркостта на звезда, чийто светлинен поток е 10³ кванта / (cm² s Å) в зелена светлина (UBV скала) или 10 6 кванта / (cm² s Å) в целия диапазон на видимата светлина. Звезда от 0 m извън земната атмосфера създава осветеност от 2,54 10 −6 лукса.

Скалата на звездните величини е логаритмична, тъй като промяната в яркостта с еднакъв брой пъти се възприема като еднаква (закон на Вебер-Фехнер). В допълнение, тъй като Хипарх реши, че стойността нае по-малкаот звездатапо-ярка, във формулата има знак минус.

Следните две свойства помагат да се използват видимите звездни величини на практика:

  1. Увеличаването на светлинния поток с коефициент 100 съответства на намаляване на видимата звездна величина с точно 5 единици.
  2. Намаляването на магнитуда с една единица означава увеличение на светлинния поток с 10 1/2,5 = 2,512 пъти.

Днес видимата величина се използва не само за звезди, но и за други обекти, например за Луната и Слънцето и планетите. Тъй като те могат да бъдат по-ярки от най-ярката звезда, те могат да имат отрицателна видима звездастойност.

Спектрална зависимост

Видимата звездна величина зависи от спектралната чувствителност на приемника на лъчение (око, фотоелектрически детектор, фотографска плака и др.)

  • Зрителнатавеличина (Vилиmv) се определя от спектъра на чувствителност на човешкото око (видима светлина), което има максимална чувствителност при дължина на вълната от 555 nm. или фотографски с оранжев филтър.
  • Фотографскаили "синя" звездна величина (Bилиmp) се определя чрез фотометриране на изображението на звездата върху фотографска плака, чувствителна към сини и ултравиолетови лъчи, или чрез използване на антимон-цезиев фотоумножител със син филтър.
  • Ултравиолетовиятмагнитуд (U) има максимум в ултравиолетовия лъч при дължина на вълната от около 350 nm.

Магнитудните разлики на един обект в различни диапазониU−BиB−Vса интегрални индикатори за цвета на обекта, колкото по-големи са, толкова по-червен е обектът.

  • Болометричнатавеличина съответства на общата мощност на излъчване на звездата, т.е. мощността, сумирана за целия спектър на излъчване. За измерването му се използва специално устройство - болометър.