имена, многие из которых, главным образом греческие и арабские, дошли до

наших дней. Так, семь ярких звезд ковша Большой Медведицы получили

названия: Дубхе, Мерак, Фекда, Мегрец, Алиот, Мицар и Бенетнаш. Самая яркая

звезда созвездия Волопаса сначала именовалась Аркадом (царем Аркадии), по-

гречески — Пастухом, а затем и до сих пор — Арктуром, т. е. Охотником за

медведицей (от греческого «арктос» — медведица и «теревтес» — охотник).

Яркая звезда в созвездии Персея, изменение блеска которой было замечено

арабами почти 1000 лет назад, получила имя Эль-Гуль (современное имя —

Алголь), что означало «Демон», который, по убеждению древних арабов,

отличался лицемерием и двуличием. Капеллой или, в переводе с латинского,

Козочкой названа наиболее яркая звезда созвездия Возничего, изображавшегося

па старинных картах в виде мужчины-возницы (кучера) с кнутом, двумя

козлятами в левой руке и с козой на плече.

По мере увеличения числа изучаемых звезд стало невозможно запоминать

их имена, и с 1603 г. сравнительно яркие звезды в созвездиях стали

обозначать буквами греческого алфавита, как правило, в порядке убывания

блеска звезд, хотя из этого правила имеется много исключений. В виде

примера сошлемся опять на Большую Медведицу, звезды которой обозначены

буквами греческого алфавита не в порядке убывания блеска, а по контуру

ковша (см. рис. 1). В результате оказалось, что самая яркая звезда

созвездия, Алиот, обозначена не первой ([pic]), а пятой буквой ([pic])

греческого алфавита (см. табл. 1).

В созвездии Близнецов звезда [pic] (Кастор) слабее звезды [pic]

(Поллукс), в созвездии Ориона звезда Бетель-гейзе ([pic]) слабее звезды

Ригеля ([pic]), в созвездии Пегаса наиболее яркая звезда обозначена буквой

[pic], а звезда [pic] (Маркаб) — лишь третья по блеску. В созвездии Дракона

самой яркой является звезда Этамин ([pic]), за ней по блеску следует звезда

[pic], а звезда [pic] (Тубан) занимает восьмое место. В созвездии же

Стрельца буквой [pic] обозначена лишь шестнадцатая по блеску звезда, а

наиболее ярким звездам присвоены обозначения [pic] (Каус Аустралис),

[pic] (Нунки), [pic] и [pic].

Значительно позже для обозначений звезд ввели цифровую нумерацию по

созвездиям, ныне, как правило, применяемую лишь для слабых звезд, которые в

ряде созвездий обозначаются также буквами латинского алфавита. Обозначения

звезд проставляются на современных картах звездного неба и в специальных

списках звезд, именуемых звездными каталогами. К настоящему времени

астрономы зарегистрировали в звездных каталогах все звезды, видимые

невооруженным глазом, а также многие звезды, доступные наблюдениям лишь в

телескопы. Перепись звезд показывает, что невооруженному глазу доступны

наблюдениям на всем небе около пяти с половиной тысяч звезд, причем на

территории России видно только около трех тысяч. Остальное множество звезд

из-за их слабого блеска невооруженному глазу недоступно.

Постепенная детализация в изучении звезд привела к необходимости

ввести количественную оценку их «видимой яркости» или, как теперь принято

более правильно называть, их блеска. Что звезды имеют различный блеск,

видно уже при первом, даже беглом обзоре звездного неба: одни из них очень

ярки и сразу привлекают внимание наблюдателя, другие менее ярки, и не так

бросаются в глаза, третьи настолько слабы, что не видны невооруженным

глазом и для' их наблюдения требуются оптические инструменты. Чтобы точно

определять блеск звезд, необходимо ввести определенную числовую шкалу.

Можно было бы измерять количество света, которое доходит от звезды до

наблюдателя (до Земли), в обычных единицах световой энергии, применяемых в

физике. Однако подобная система оценки блеска звезд была бы практически

неудобной по двум причинам:

во-первых, количество света, доходящее от звезд до нас, так ничтожно

мало, что измерение его общепринятыми физическими единицами было бы подобно

измерению размеров деталей механизма наручных часов километрами;

во-вторых, принятая в этом случае градация блеска звезд была бы так

велика, что шкала блеска оказалась бы необычайно громоздкой и невозможно

было бы запомнить значений блеска даже самых ярких звезд.

Поэтому блеск звезд выражается не в абсолютных физических (или

светотехнических) единицах, а в особой условной шкале, введенной еще во II

в. до нашей эры древнегреческим астрономом Гиппархом (180— 110 г. до н.

э.), когда не было и в помине физических единиц измерений световой энергии.

Эта шкала называется шкалой звездных величин. Само название шкалы, может

быть, и не совсем удачно, поскольку шкала не оценивает линейных размеров

звезд, а только позволяет сравнивать друг с другом блеск звезд. В наше

время шкала звездных величин значительно усовершенствована и для

определения блеска звезд используется точная оптическая аппаратура.

Если начинающий любитель астрономии спросит, как можно оценивать

блеск звезд в условной шкале, пусть он вспомнит измерение температуры. Ведь

температура есть определенная физическая характеристика, а измеряется она в

условной шкале, называемой градусной шкалой.

Шкала звездных величин основана на восприятии света глазом.

Оказывается, человеческий глаз четко отмечает различие интенсивности

источников света, если один из них приблизительно в 2,5 раза ярче другого.

Это свойство глаза стало известно науке лишь в конце XVIII в. и является

частным случаем более общего психофизиологического закона,

сформулированного в XIX в. Э. Вебером (1795--1878) и Г. Фехпером (1801—

1887). Этот закон гласит: Изменение какого-либо ощущения прямо

пропорционально относительному изменению раздражающего фактора, или, иначе,

если сила раздражения увеличивается в геометрической прогрессии, то

восприятие (ощущение) возрастает в арифметической прогрессии. Наши органы

чувств, в том числе и глаза, реагируют не на абсолютное, а на относительное

изменение внешнего раздражителя, и если, образно говоря, к двум светящимся

электролампам одинаковой мощности подключить еще две такие же, то мы

уверенно зафиксируем увеличение освещенности; но если эти две лампы добавят

свой свет к излучению десяти аналогичных ламп, то паши глаза почти или даже

вовсе не заметят различия в освещении.

Известно, что законы природы действуют объективно, т. е. независимо

от сознания человека, и становится вполне понятным, почему Гиппарх, не имея

представления о законе Вебера — Фехнера, невольно использовал его при

введении шкалы звездных величин. Наиболее ярким звездам Гиппарх приписал

первую звездную величину; следующие по градации блеска (т. е. более слабые,

примерно в 2,5 раза) он посчитал звездами второй звездной величины; звезды,

слабее звезд второй звездной величины в 2,5 раза, были названы звездами

третьей звездной величины и т. д.; звездам на пределе видимости

невооруженным глазом была приписана шестая звездная величина. При такой

градации блеска звезд получалось, что звезды шестой звездной величины

слабее звезд первой звездной величины в 97,66 раза. Поэтому в 1856 г.

английский астроном Н. Р. Погсон предложил считать звездами шестой величины

те, которые слабее звезд первой звездной величины ровно в 100 раз. Это

предложение было принято всеми астрономами и до сих пор является основой

для определения блеска звезд. В любом интервале шкалы разность в пять

звездных величин означает различие блеска звезд ровно в 100 раз. Тогда

соотношение блеска звезд двух смежных целых звездных величин получается

равным не 2,5, а 2,512, что нисколько не влияет на точность определения

звездных величин.

Из принципа построения шкалы звездных величин видно, что чем слабее

звезда, тем больше ее видимая звездная величина. Это позволяет выражать в

звездных величинах блеск слабых звезд, не видимых невооруженным глазом, но

открываемых в телескопы, не нарушая стройности самой шкалы: по мере

открытия более слабых звезд шкала продолжается в сторону увеличения

звездных величин (10-я, 11-я, 12-я и т. д.). В настоящее время известны

звезды 24-й звездной величины, которые слабее звезд первой величины

примерно в миллиард раз.

Определение блеска звезд в звездных величинах, выполненное точными

способами измерения с применением специальных приборов — фотометров,

показало, что блеск звезд не может быть точно выражен целыми значениями

звездных величин (1, 2, 3 и т. д.), ибо блеск звезд весьма разнообразен.

Поэтому шкала подразделяется на десятые, сотые и даже тысячные доли (в

зависимости от требуемой степени точности) звездных величин. Отсюда блеск

большинства звезд выражается дробными значениями звездных величин, всегда

обозначаемыми латинской буквой т, например, 2[pic],12; 3[pic],56; 5[pic],78

и т. д.

В качестве примера укажем блеск в звездных величинах семи основных

звезд Большой Медведицы (см. рис. 1):

|Звезда |Блеск|Звезда |Блеск |

|[pic] |1[pic|[pic] Алиот|1[pic]|

|Дубхе |],95 | |,86 |

|[pic] |2[pic|[pic] Мицар|2[pic]|

|Мерак |],44 | |,17 |

|[pic] |2[pic|[pic] |1[pic]|

|Фекда |],54 |Бенетнаш |,91 |

|[pic] |3[pic| | |

|Мегрец |],44 | | |

Точные измерения блеска ярких звезд показали, что некоторые из них

ярче звезд первой звездной величины; такие звезды считают звездами нулевой

звездной величины: например, [pic] Лиры (Вега) имеет блеск 0[pic],14; [pic]

Волопаса (Арктур) 0[pic],24; [pic] Возничего (Капелла) 0[pic],21 и т. д.

Наконец, две звезды — Канопус ([pic] Киля) и Сириус ([pic] Большого Пса)

ярче звезд нулевой звездной величины и им приписана отрицательная звездная

величина -0[pic],89 и -1[pic],58 соответственно.

В звездных величинах можно выразить блеск Солнца (-26[pic],8), Луны

(-12[pic],7 в полнолуние) и планет.

Людям, знакомым с математическими понятиями степени и логарифмов

чисел, будет понятно, что шкала звездных величин представляет собой

геометрическую прогрессию со знаменателем, равным 2,512, и тогда отношение

блеска E[pic]/E[pic] двух объектов, со звездными величинами

, будет

так как более яркие объекты имеют меньшую звездную величину, и наоборот.

Обычно эту формулу, называемую формулой Погсона, используют в

логарифмическом виде, и так как lg 2,512=0,4, то

В качестве примера использования этой формулы вычислим отношение

освещенности участка земной поверхности от Солнца и полной Луны,

находящихся на одинаковой высоте над горизонтом. Так как видимая звездная

величина Солнца , а полной Луны , то

откуда , т. е.

Солнце освещает местность примерно в 440 тысяч раз сильнее, чем полная

Луна.

Аналогично легко найти, что Луна в полнолуние (

) ярче Луны в фазе первой четверти ( ) в 30

раз:

или

Эта же формула позволяет определять звездные величины т светящихся

объектов путем сравнения их блеска Е с блеском E[pic] светила с известной

звездной величиной m[pic], причем отношение E[pic]/E[pic] измеряется с

большой точностью фотометрами. Звездные величины, определяемые глазом, хотя

бы и с помощью оптических инструментов, называются визуальными звездными

величинами. Именно о них и шла речь выше.

В практику астрономии ныне широко внедрилась фотография, которая

позволяет фотографировать звезды гораздо более слабые, нежели наблюдаемые

глазом в самые сильные телескопы. Так, самый мощный телескоп сейчас

позволяет фотографировать звезды до 24[pic], т. е. звезды в 1,6 млрд. раз

более слабые, чем звезды нулевой звездной величины.

Но фотографические пластинки несколько иначе реагируют на свет,

нежели глаз. Есть фотопластинки, на которые красный свет совсем не

действует, желтый свет действует весьма слабо, зато необычайно сильно

действуют синие, фиолетовые и ультрафиолетовые лучи. Поэтому звезды

красноватого цвета, например, Антарес ([pic] Скорпиона) или

Бетельгейзе ([pic] Ориона), яркие для глаза, па такой фотопластинке выйдут

более слабыми, в то время как голубоватые звезды получатся более яркими.

Это и заставило астрономов ввести еще одну шкалу звездных величин,

основанную на воздействии света па фотопластинку и названную шкалой

фотографических звездных величин. Она строится совершенно так же, как и

визуальная шкала звездных величин, но блеск звезд, выраженный в ней,

отличается от визуального блеска в зависимости от цвета звезды, что

позволяет по разности фотографической и визуальной звездных величин звезды

численно выражать ее цвет. Эта разность называется показателем цвета и

является одной из важных характеристик звезды, поскольку связана с ее

температурой.

У желтых и красных звезд показатель цвета положителен и достигает

+2,1 звездной величины, у белых звезд он близок к нулю, а у голубоватых —

отрицателен, но не бывает менее -0[pic],5.

Чтобы исключить индивидуальные физиологические особенности глаз

различных наблюдателей и иметь возможность определять показатели цвета

слабых звезд, широко применяется еще одна шкала оценки блеска звезд,

называемая шкалой фотовизуальных звездных величин.

Для этой цели звезды фотографируются на специальных фотопластинках,

хорошо реагирующих на желтые и зеленые лучи (как и человеческий глаз),

причем перед фотопластинкой ставится чистое желтое стекло (желтый

светофильтр). Опыт показывает, что определенные таким способом звездные

величины звезд, называемые в этом случае фотовизуальными, настолько близки

к визуальным звездным величинам, что практически совпадают с ними, и в

настоящее время показатели цвета определяются разностью фотографических и

фотовизуальных звездных величин:

В астрономии имеется еще ряд шкал звездных величин, которые

применяются в зависимости от целей исследования. Так, за последние 30 лет

широко внедрились фотоэлектрические методы изучения блеска звезд с помощью

фотоэлементов, которые под действием света генерируют электрический ток

(фототок) — явление, открытое еще в 1888—1890 гг. русским физиком А. Г.

Столетовым (1839—1896). Современные чувствительные фотоэлементы дают слабый

электрический ток под воздействием ничтожно малого освещения, но

специальные устройства усиливают ток до величины, доступной измерению с

большой точностью.

Исследование излучения звезд в разных лучах позволяет получить ряд

важных физических характеристик звезд. Именно для этой цели и определяют

блеск звезд в разных лучах, для чего перед фотоэлементами ставят

светофильтры разного цвета.

Теперь, когда мы познакомились с измерением блеска звезд, любопытно

отметить, что очень ярких звезд нулевой и первой звездной величины не так

уж и много, всего лишь 24 на всем небе, зато слабых — мириады! Это

объясняется тем, что блеск звезд зависит не только от их действительной

светимости, но и от расстояний: чем дальше от нас находятся звезды, тем

слабее они выглядят. Цвет же звезд зависит от их поверхностной температуры.

Всего в северном полушарии неба насчитывается около 2900 звезд,

видимых невооруженным глазом, т. е. до 6[pic].

Список использованной литературы:

1. М.М. Дагаев "Наблюдения звёздного неба". Москва "Наука", 1983 г.

2. http://www.astronet.ru/sozv/

3. http://www.chat.ru/~wishmaster666/astro.html

4. http://www.chat.ru/~desecrator/sozvezdiya.html

5. http://www.zvezdy.ru/blesk.html

Страницы: 1, 2