Абсолютная звёздная величина

Абсолютная звёздная величина — физическая величина, характеризующая блеск астрономического объекта для наблюдателя, находящегося на некотором стандартном расстоянии от объекта. Использование абсолютной звёздной величины позволяет сравнивать действительную, а не наблюдаемую светимость объектов. Для разных типов объектов используются разные определения абсолютной величины, но, как правило, все они связаны с видимой звёздной величиной.

Абсолютная звёздная величина для звёздПравить

Абсолютная звёздная величина (M) для звёзд определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя и не испытывал бы ни межзвёздного, ни атмосферного поглощения. Абсолютная визуальная звёздная величина Солнца (в диапазоне V) равна +4,8^m, абсолютная болометрическая (во всех длинах волн) — +4,7^m. Разность между вторым и первым значением для одного объекта называется болометрической поправкой и она всегда отрицательна.

Галактики, некоторые звёздные скопления и туманности имеют размеры больше 10 парсек, поэтому для них абсолютная звёздная величина измеряется немного другим образом: они рассматриваются как точечный объект со светимостью, равной полной светимости всей галактики, скопления или туманности, и уже для такого объекта обычным образом измеряется абсолютная звёздная величина. Так, например, Галактика Андромеды имеет абсолютную звёздную величину −20,5^m.

Из определения, если известна видимая звёздная величина $m$$m$  и расстояние до объекта $d$$d$ , можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:

$M=m-<!--\; -\; -->5\lg <!--\; \; -->\frac{d}{d_0},$$M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0}}},$ 

где $d_0$$d_{0}$  = 10 пк ≈ 32,616 световых лет. Этой формуле эквивалентны $M=m+5-<!--\; -\; -->5\lg <!--\; \; -->r$$M=m+5-5\lg r$  и $M=m+5+5\lg <!--\; \; -->\mathrm{\pi <!--\; \pi \; -->}\mathrm{\prime <!--\; \prime \; -->}\mathrm{\prime <!--\; \prime \; -->}$$M=m+5+5\lg \pi \prime \prime$ , где $r$$r$  и $\mathrm{\pi <!--\; \pi \; -->}\mathrm{\prime <!--\; \prime \; -->}\mathrm{\prime <!--\; \prime \; -->}$$\pi \prime \prime$  — расстояние до звезды в парсеках и годичный параллакс в секундах соответственно.

Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле:

$d=d_0{10}^{\frac{m-<!--\; -\; -->M}{5}}.$$d=d_{0}10^{\frac {m-M}{5}}.$ 

Разность между видимой и абсолютной звёздными величинами называется модулем расстояния, причём, если видимая величина приведена с поправкой на поглощение — модуль расстояния называется истинным, а если без поправки — видимым.

Наконец, абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением:

$\lg <!--\; \; -->\frac{L}{L_{\odot <!--\; \odot \; -->}}=0,4(M_{\odot <!--\; \odot \; -->}-<!--\; -\; -->M),$$\lg {\frac {L}{L_{\odot }}}=0,4(M_{\odot }-M),$ 

где $L_{\odot <!--\; \odot \; -->}$$L_{\odot }$  и $M_{\odot <!--\; \odot \; -->}$$M_\odot$  — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.

Абсолютная звёздная величина для тел Солнечной системыПравить

Для объектов Солнечной системы (планет, астероидов и комет) используется другая версия абсолютной звёздной величины, обозначаемая H, так как они не имеют собственной светимости, а лишь отражают свет Солнца. Для них абсолютная величина принимается равной видимой величине, которую они имели бы на расстоянии 1 а.е. от Солнца и от наблюдателя, причём наблюдатель должен видеть полную фазу объекта (такая конфигурация возможна лишь в том случае, когда наблюдатель находится в центре Солнца).

Абсолютная звёздная величина объекта зависит от его размеров и от альбедо. Пусть H — абсолютная звёздная величина объекта, p — его геометрическое альбедо, а D — его диаметр в километрах. Эти величины связаны следующим образом:

$H=-<!--\; -\; -->5\lg <!--\; \; -->\frac{D\sqrt{p}}{1329}$$H=-5\lg {\frac {D{\sqrt {p}}}{1329}}$ .

Величина H, в свою очередь, вычисляется из видимой звёздной величины планеты/астероида. Геометрическое альбедо обычно определяется из физических соображений, однако в любом случае большинство астероидов имеют альбедо в пределах 0,05–0,25.

Используются также расчётные таблицы для тел с различными альбедо.

Абсолютная звёздная величина метеоровПравить

Наблюдения метеоров проводятся одновременно в разных точках поверхности Земли. К каждому наблюдателю свет от метеора проходит разное расстояние и испытывает разное поглощение в атмосфере: чем ближе метеор к горизонту, тем большую толщу атмосферы он просвечивает и тем меньше будет его блеск. Типичная высота загорания метеоров — 100 км. Поэтому в метеорной астрономии принято другое определение абсолютной звёздной величины: абсолютной называется та звёздная величина метеора M, которую он имел бы, наблюдаясь в зените на расстоянии 100 км.

$M=m-<!--\; -\; -->5\lg <!--\; \; -->R-<!--\; -\; -->K,$$M=m-5\lg {R}-K,$ 

где K — поправка на поглощение в атмосфере (редукция к зениту), R — расстояние до метеора, m — его видимая звёздная величина.

См. такжеПравить

• Видимая звёздная величина
• Класс светимости
• Светимость

СсылкиПравить

• Абсолютная звёздная величина // Физическая энциклопедия
• Obtain the magnitude of any star на SIMBAD (англ.)