Теорема Зеелигера

Теорема Зеелигера (Зелигера) в астрономии — утверждение, что для любого $m$$m$ число звёзд с видимой звёздной величиной ярче $m+1$$m+1$ в 3,98 раз больше, чем звёзд ярче величины $m$$m$. Теорема выполняется при отсутствии межзвёздного поглощения и равномерном распределении звёзд в пространстве. Теорема сформулирована Хуго Зелигером и носит его имя. Отклонения результатов наблюдения от вывода теоремы вызваны главным образом наличием межзвёздного поглощения и позволяют измерить его величину.

ФормулировкаПравить

Теорема Зеелигера формулируется в двух предположениях: звёзды всех абсолютных звёздных величин распространены в пространстве равномерно, а межзвёздное поглощение отсутствует.

Можно рассмотреть звезду произвольной светимости, которая находится на расстоянии $r$$r$  от наблюдателя и имеет видимую звёздную величину $m$$m$ . Из предположения об отсутствии поглощения следует, что освещённость от звезды обратно пропорциональна квадрату расстояния до неё, а так как звезда такой же светимости величины $m+1$$m+1$  приблизительно в 2,512 раз тусклее звезды с величиной $m$$m$ , она должна находиться на расстоянии $\sqrt{\mathrm{2,512}}\cdot <!--\; \cdot \; -->r\approx <!--\; \approx \; -->1,58r$${\sqrt {2{,}512}}\cdot r\approx 1{,}58~r$ .

Таким образом, при одинаковой светимости звёзды величины ярче $m$$m$  должны находиться внутри сферы с радиусом $r$$r$ , а ярче $m+1$$m+1$  — в сфере радиуса $\sqrt{\mathrm{2,512}}\cdot <!--\; \cdot \; -->r$${\sqrt {2{,}512}}\cdot r$ . Из предположения о равномерности распределения звёзд в пространстве следует, что число $N$$N$  звёзд пропорционально объёму, который они занимают:

$\frac{N(m+1)}{N(m)}=\frac{\frac{4}{3}\mathrm{\pi <!--\; \pi \; -->}(\sqrt{\mathrm{2,512}}\cdot <!--\; \cdot \; -->r{)}^3}{\frac{4}{3}\mathrm{\pi <!--\; \pi \; -->}{r}^3}={\sqrt{\mathrm{2,512}}}^3\approx <!--\; \approx \; -->3,98$${\frac {N(m+1)}{N(m)}}={\frac {{\frac {4}{3}}\pi ({\sqrt {2{,}512}}\cdot r)^{3}}{{\frac {4}{3}}\pi r^{3}}}={\sqrt {2{,}512}}^{3}\approx 3{,}98$ 

Таким образом, для звёзд любой светимости, а значит, и для всей совокупности звёзд оказывается верно, что количество звёзд ярче величины $m+1$$m+1$  примерно в 3,98 раз больше количества звёзд ярче величины $m$$m$ .

Сравнение с наблюдениямиПравить

Реальное распределение звёзд по звёздным величинам отличается от выводимого из теоремы — функция $N(m)$$N(m)$  при увеличении $m$$m$  растёт медленнее, чем предполагается. Это отклонение вызвано в первую очередь существованием межзвёздного поглощения: чем оно больше, тем сильнее должно быть отклонение наблюдательных данных от выводимого в теореме. Кроме того, для областей вблизи полюсов галактики $N(m)$$N(m)$  возрастает медленнее, чем вблизи галактического экватора, иными словами, тусклые звёзды больше сконцентрированы в плоскости диска Галактики.

Распределение звёзд по звёздным величинам

$m$$m$	$N(m)$$N(m)$  для определённой части неба	$\frac{N(m+1)}{N(m)}$${\frac {N(m+1)}{N(m)}}$
Всё небо	Вблизи галактического экватора	Вблизи полюсов Галактики
4	3,57⋅102	2,88	2,88	2,88
5	1,32⋅103	2,85	2,85	2,85
6	2,94⋅103	2,80	2,82	2,77
7	8,24⋅103	2,77	2,80	2,70
8	2,28⋅104	2,72	2,77	2,60
9	6,21⋅104	2,67	2,75	2,50
10	1,66⋅105	2,61	2,70	2,39
11	4,32⋅105	2,54	2,67	2,29
12	1,10⋅106	2,47	2,62	2,17
13	2,71⋅106	2,39	2,55	2,06
14	6,47⋅106	2,31	2,46	1,97
15	1,49⋅107	2,22	2,35	1,87
16	3,31⋅107	2,12	2,23	1,77
17	7,03⋅107	2,03	2,13	1,68
18	1,43⋅108	1,93	2,04	1,60
19	2,75⋅108	1,84	1,93	1,51
20	5,06⋅108	1,76	1,84	1,43
21	8,89⋅108

История изученияПравить

Теорему впервые сформулировал Хуго Зелигер в 1889 году. Он же, проведя звёздные подсчёты до величины 13,5^m, оценил величину межзвёздного поглощения в диске Галактики, но его оценка оказалась сильно заниженной: она составила 0,3^m на 4 килопарсека, в то время как сейчас эта величина оценивается как 2^m на килопарсек. По этим же данным он построил модель Млечного Пути, которая имела форму эллипсоида вращения размером 14,4×3,3 килопарсека, с Солнцем в центре.

ПримечанияПравить

ЛитератураПравить

• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy (англ.). — 6th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2016. — 550 p. — ISBN 978-3-662-53045-0.