Видимая звёздная величина

В астрономии термин видимая звёздная величина используется для определения нашего восприятия яркости звезды на небе. Или яркость звезды, видимой с Земли. Видимая звездная величина обозначается буквой "m". А сравнение видимой и абсолютной звездных величин позволяет нам получить представление о расстоянии, которое отделяет нас от звезды.

Видимая величина зависит от трех факторов. Конечно, о собственной яркости звезды. Разумеется, о расстоянии, которое отделяет нас от звезды. Но также то, что астрономы называют межзвёздным поглощением. Потому что между звездой, о которой идет речь, и Землей свет неизбежно столкнется с облаками пыли и газа, которые поглотят или рассеют его. И среди основных причин поглощения - земная атмосфера. Это объясняет, почему космические телескопы при одинаковом диаметре более эффективны, чем наземные.

Нет физической информации о звезде

Обратите внимание, что ее видимая величина не говорит вам, насколько яркая звезда на самом деле. Ни о ее физической природе, в отличие от абсолютной величины, которая дает представление о внутренней освещенности звезды. Однако масштаб остался прежним. Это обратная логарифмическая шкала. Переход от одной величины к другой осуществляется путем умножения светимости примерно на 2,5. Термин обратный означает, что чем меньше число, тем ярче рассматриваемый объект.

Таким образом, самые слабые объекты, видимые с помощью космического телескопа Хаббла или с помощью одного из основных телескопов Очень большого телескопа (VLT), имеют магнитуду 30. Это в 4 миллиарда раз меньше, чем объекты, которые можно увидеть невооруженным глазом. Хороший любительский телескоп может видеть объекты до 15 баллов. Это называется предельной величиной прибора. Бинокль может видеть до 10 баллов, а самые слабые объекты, видимые невооруженным глазом, — до 6 баллов. Очень яркие объекты имеют отрицательную величину. Венера имеет магнитуду -4,6, Сириус имеет магнитуду -1,4, Полнолуние имеет магнитуду -12,7, а Солнце в полдень имеет магнитуду -26,7.