<sect1 id="ai-magnitude">
<sect1info>
<author
><firstname
>Girish</firstname
> <surname
>V</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Шкала звёздных величин</title>
<indexterm
><primary
>Шкала звёздных величин</primary>
<seealso
>Потоки излучения</seealso
> <seealso
>Цвета и температуры звёзд</seealso
> </indexterm>
<para
>2500 лет назад древнегреческий астроном Гиппарх классифицировал видимые звёзды по яркости, используя шкалу от 1 до 6. Он назвал самые яркие звезды неба <quote
>звёздами первой величины</quote
>, а самые слабые из тех, которые он мог видеть, &mdash; <quote
>шестой величины</quote
>. Удивительно, что спустя две с половиной тысячи лет классификация Гиппарха все ещё широко используется астрономами, хотя и была усовершенствована и переработана.</para>
<note
><para
>The magnitude scale runs backwards to what you might expect: brighter stars have <emphasis
>smaller</emphasis
> magnitudes than fainter stars. </para>
</note>
<para
>Современная шкала величин представляет собой количественную меру <firstterm
>потока</firstterm
> света от звезды по логарифмической шкале: </para
><para
>m = m_0 - 2,5 * log (F / F_0) </para
><para
>Проще говоря, величина звезды (m) отличается от некой стандартной величины (m_0) на логарифм отношения их потоков, умноженный на 2,5 . Этот коэффициент и логарифм приводят к тому, что разница в потоке в 100 раз дает разницу в 5 звёздных величин. То есть звезда шестой величины в 100 раз слабее звезды первой величины. Простая классификация Гиппарха использует относительно сложную функцию, потому что глаз человека именно так реагирует на яркость света. </para
><para
>Есть несколько различных шкал звездных величин, каждая из которых служит своей цели. Чаще всего используется шкала видимой звездной величины; это простая оценка того, как ярка звезда (или другой объект) для человеческого глаза. Она определяет яркость звезды Вега за нулевую точку отсчета и присваивает другим звездам величину на основе уравнения, приведенного выше. </para
><para
>Трудно сравнивать звёзды только по видимой величине. Представьте себе, что две звёзды имеют одну видимую величину, так что выглядят они одинаково. Однако при взгляде на них нельзя сказать, одинаковая ли у них <emphasis
>собственная</emphasis
> яркость, ведь возможно, что одна звезда ярче другой, но расположена дальше. Если бы мы знали расстояния до звёзд (см. статью <link linkend="ai-parallax"
>Параллакс</link
>), мы могли бы их учесть и посчитать <firstterm
>абсолютную звёздную величину</firstterm
>, уже отражающую собственную яркость звезды. Абсолютная величина равняется относительной при условии, что звезда расположена на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек равен 3,26 светового года или 3,1 x 10^18 см). Абсолютная величина (M) может быть подсчитана из относительной (m) при расстоянии d в парсеках по формуле: </para
><para
>M = m + 5 - 5 * log(d) (обратите внимание, что M=m, если d=10) </para
><para
>Современная шкала звёздных величин уже не основывается на человеческом зрении, сейчас анализируются фотоснимки и фотоэлектрические фотометры. С помощью телескопов мы можем наблюдать объекты намного слабее тех, которые были доступны невооруженному глазу Гиппарха, поэтому шкала была расширена. Сейчас космический телескоп Хаббла может наблюдать звёзды 30 величины, то есть в <emphasis
>триллион</emphasis
> раз слабее, чем Вега. </para
><para
>И в заключение: величина обычно измеряется через определенный цветовой фильтр, и поэтому величины подписываются в соответствии с фильтром (например, m_V означает фильтр <quote
>видимого</quote
> излучения, в основном, в зеленой части спекта; m_B &mdash; синий фильтр, m_pg &mdash; яркость, вычисленную с использованием фотопластинки &etc;). </para>
</sect1>
