Видимые звездные величины. Суточное движение светил

***

На самом деле, звездные величины бывают разными. Так как нет идеальных тел в нашей вселенной. Разуметься, существуют схожие черты и параметры, по которым мы объединяем какие-либо объекты Солнечной системы. Но всегда есть малейшие различия между ними. 

В астрономии понятие «звездная величина» обозначает безразмерную (то есть имеет размерность единица) числовую характеристику яркости объекта. Таким образом она отражает поток всех фотонов за секунду времени на единицу площади, исходящих от светила.

Рисунок 1 Фотон (частица света)

Какие бывают звездные величины

В астрономии различат две звездные величины: видимую и абстрактную. 

Видимая звездная величина

Она отображает блеск звезды и используется для визуальных величин (измеряется в ультрафиолетовом, инфракрасном и других диапазонах). Собственно говоря, данная мера зависит от светимости расстояния до тела. Чем меньше показатель звезды, тем больше его яркость.

Рисунок 2 Сириус (Самая яркая звезда)

Абсолютная звездная величина 

А вот ее применяют для более точной характеристики объекта, которая равна значению при расстоянии от него 10 парсек. Для сравнения светимости звезд используют именно абсолютную величину, так как для этого неважно насколько они отдалены от нас.

Более того, чтобы вычислить светимость, необходимо знать абсолютное значение яркости звезды.

Как определяется звёздная величина

Впервые, еще во 2 веке до нашей эры, астроном Гиппарх разделил звезды по величине. Он выделил ярчайшие из них, присвоив им первую, а самым тусклым шестую величину.

Проще говоря, звезда первой звездной величины это =самая яркая на небе.

Первым ввел такую величину Геппарх, однако со времен другие ученные начали пополнять данные о них.

Так позднее в 1856 году Норман Погсон предложил иное исчисление шкалы значений света. И она стала общепринятой.

Формула 1 Погсона

где m — звёздная величина тела, а L — освещённость от него.

Стоит отметить, что по формуле Погсона можно рассчитать лишь разницу между величинами, но не их. Поскольку для вычисления необходим нулевой пункт (блеск, соответствующий нулевой мере звезды). Раньше ноль-пункт был равен блеску Веги, но со временем его переопределили. Хотя при визуальном наблюдении Веги все так же принимают за нулевую меру. Как оказалось, ярчайшие объекты имею отрицательную звездную величину. 

Рисунок 3 Шкала звездных величин

Между прочем, в современной астрономии звездные величины применяют не только для светил, а также для планет и других небесных тел. Но при их характеристике учитывают и видимое, и абсолютное значение.

Итак, яркость звезд и звездная величина являются важным показателем объекта. Разумеется, они зависят от других химических и физических свойств тела.

Свет светил ярко выделяется на ночном небе. Однако современные приборы и техника позволяют астрономам разглядеть звезды с высокой величиной. Проще говоря, стало возможным увидеть даже самые тусклые светила.

Видимое суточное движение светил.

Непрерывное перемещение всех светил относительно линий и плоскостей, неразрывно связано с наблюдателем (отвесная линия, истинный горизонт, меридиан наблюдателя), происходящее вследствие вращения Земли вокруг своей оси, называется суточным движением светил.

Суточное вращение Земли происходит с запада на восток. Однако для наблюдателя находящегося на поверхности Земли удобнее считать, что вращается небесная сфера с востока на запад, а планета неподвижна.

В течение суток светило перемещается по своей суточной параллели, которая определяется склонением светила, и проходит ряд характерных точек:

·        Точка пересечения суточной параллели светила с восточной частью истинного горизонта называется точка истинного горизонта. Момент пересечения центром светила восточной части горизонта называется моментом истинного восхода.

·        точка пересечения суточной параллели светила с западной частью истинного горизонта называется точкой истинного захода (точка g). Момент пересечения центром светила западной части истинного горизонта называется моментом истинного захода.

·        Точка пересечения суточной параллели светила с восточной или западной частями первого вертикаля называется положением светила на первом вертикале (точка k на).

·        точка пересечения суточной параллели светила с полуденной частью меридиана наблюдателя называется точкой верхней кульминации (точка d). Момент пересечения центром светила полуденной части меридиана наблюдателя называется моментом верхней кульминации  

·        точка пересечения суточной параллели светила с частью меридиана наблюдателя называется точкой нижней кульминации (точка f). Момент пересечения центром светила полуночной части меридиана наблюдателя называется моментом нижней кульминации.

Восход и заход светила

Для того чтобы светило пересекало истинный горизонт, величина его склонения не должна превышать дуги QS или дуги Q¢N (рис. 2). Величина этих дуг будет равна 90° – j. Следовательно, условие, при котором светило будет восходить или заходить в данной широте çdç < 90° – j

Восход светил всегда будет происходить в восточной половине небесной сферы, но часть горизонта, в которой произойдет восход светила, зависит от его склонения. Если склонение светила северное, то светило восходит в NE и заходит в NW четверти истинного горизонта; при южном склонении точка восхода будет находиться в SE, а точка захода – в SW четверти.

Условием прохождения светила через точку N является dN = 90° – j; через точку S – dS = 90° – j. Светила суточные параллели, которых имеют склонения d > 90° – j и одноименно с j являются незаходящими в данной широте; светила суточные параллели, которых имеют склонения d > 90° – j и разноименно с j являются невосходящими в данной широте.

Пересечение светилом первого вертикала

Чтобы светило пересекало надгоризонтную часть первого вертикала его склонение не должно превышать дуги Qz (рис. 2). По определению дуга Qz есть не что иное, как широта места наблюдателя. Следовательно, условие пересечения надгоризонтной части первого вертикала в данной широте d < j и одноименно с j Для того чтобы светило пересекало подгоризонтную часть первого вертикала должно соблюдаться следующее условие d < j и разноименно с j

Прохождение светила через зенит

Чтобы суточная параллель светила проходила через зенит необходимо, чтобы склонение светила было равно дуге Qz, которая является широтой места наблюдателя. Следовательно, условием прохождение светила через зенит является равенство d = j и одноименно с j Условием прохождение светила через надир соответственно является равенство d = j и разноименно с j.

Элонгация светил

Если склонение светила больше широты, то светило не пересекает первого вертикала. Если угол склонения светила при этом северный, то азимуты будут NE до верхней кульминации и NW после верхней кульминации, в моменты верхней и нижней кульминаций азимут будет N. При южном угле склонения азимуты будут соответственно SE и SW, в моменты кульминаций – S. Такие светила в некоторый момент движения по суточной параллели будут иметь наибольшее азимутальное удаление от меридиана наблюдателя. Такое положение светила называется элонгацией.