Большая Советская Энциклопедия (ЗВ)
Шрифт:
m = k lg E + Co.
Значение коэффициента k, по предложению английского астронома Н. Р. Погсона (середина 19 в.), принято равным — 2,5; оно определяет шаг шкалы звёздных величин, а постоянная С — её нульпункт. Изменению З. в. на 5 единиц соответствует изменение освещённости в 100 раз, причём, чем ярче светило, тем меньше число, выражающее его З. в.; З. в. могут иметь как положительные, так и отрицательные значения. Постоянная С определяется по результатам измерений некоторой совокупности звёзд, выбранных в качестве стандартных. На практике произвести измерения блеска со строгим соблюдением общепринятого нульпункта и шага шкалы довольно трудно. В связи
В зависимости от методики измерений различают З. в. визуальные (определяются непосредственно глазом с помощью визуального фотометра), фотографические (по фотоснимкам), фотоэлектрические (с помощью фотоэлектрического фотометра) и радиометрические (с помощью болометров). З. в., полученные фотографированием светил на фотопластинке с ортохроматической или панхроматической эмульсией через жёлтый светофильтр, называются фотовизуальными (такие З. в. близки к визуальным). Применение различных приёмников радиации и светофильтров даёт возможность измерять блеск светил в разных участках их спектра и тем самым определять З. в., относящиеся к разным фотометрическим системам. В интернациональных фотографических и фотовизуальной системах (в синей и жёлтой частях спектра) стандартом являются 96 звёзд в районе Северного полюса мира, т. н. Северный полярный ряд; по всему небу располагаются площадки, в которых установлены вторичные стандарты. Более употребительна система UBV, в которой звёздные величины даются в ультрафиолетовой U (3500
Фотоэлектрически измерены З. в. и показатели цвета свыше 20 тыс. звёзд. Точность измерений составляет около 0,01—0,02 З. в. Точность фотографических и визуальных измерений около 0,05—0,1 З. в. Самая яркая звезда неба Сириус имеет З. в. V = —1,46, наиболее слабые из измеренных звёзд относятся к 23-й З. в. Звёздная величина Солнца V = —26,78, полной Луны V = —12,71. З. в. источника света, создающего освещённость в 1 люкс, V = —13,78.
Абсолютной З. в. называется З. в., которую имело бы небесное светило, находясь на стандартном расстоянии 10 парсек. Абсолютные З. в. (в отличие от видимых) характеризуют физические свойства самих светил, их светимости. Абсолютная З. в. М связана с видимыми З. в. m зависимостью:
М = m + 5 — 51gr,
где r — расстояние до светила, выраженное в парсеках.
Лит.: Паренаго П. П., Шкалы и каталоги звёздных величин, «Успехи астрономических наук», 1948, т. 4; Шаров А. С., Современное состояние проблемы фотометрических систем и стандартов звёздных величин и показателей цвета, «Бюл. Абастуманской астрофизической обсерватории», 1962, т. 27.
А. С. Шаров.
Звёздная динамика
Звёздная дина'мика, динамика звёздных
Важной проблемой З. д. середины 20 в. является проблема релаксации, связанная с исследованием возможных путей эволюции звёздных систем от некоторых первоначальных состояний к состоянию, характеризуемому наблюдаемым в современную эпоху распределением скоростей звёзд. Значительное место в исследованиях по З. д. занимает проблема спиральной и кольцевой структуры галактик и др.
Лит. см. при ст.Звёздная астрономия.
Звёздная кинематика
Звёздная кинема'тика, раздел звёздной астрономии, изучающий статистическими методами закономерности движения различных объектов в Галактике. З. к. изучает движения звёзд, освобожденные от эффектов, связанных с вращением Земли, её обращением вокруг Солнца, нутацией, прецессией и т.п. Основными кинематическими характеристиками галактических объектов являются их собственные движения m’’a, m’’d (см. Собственное движение звезды) и лучевые скорости vr, которые связаны с пространственной скоростью звезды v относительно Солнца соотношением:
v2 =(4,74m’’ar)2 + (4,74m’’dr)2 + vr2,
где r — расстояние от звезды до Солнца (здесь Vr и v выражены в км/сек, r — в nc). Движение любой группы звёзд в пространстве можно характеризовать её средним движением (движением центроида группы) относительно Солнца и параметрами распределения остаточных скоростей, т. е. разностей скоростей звёзд центроида.
До начала 20 в. предполагалось, что распределение остаточных скоростей звёзд хаотично. Однако уже первые статистические исследования обнаружили неравномерность различных направлений движения звёзд в Галактике. Математическую теорию распределения пекулярных скоростей разработал нем. астроном К. Шварцшильд, предположивший, что функция распределения пекулярных скоростей имеет вид:
Величины h, k, l характеризуют дисперсии компонентов скоростей в направлении гл. осей u, v, w, N — число исследуемых звёзд. Поверхностями равной плотности концов векторов скоростей являются в общем случае трёхосные эллипсоиды, направления больших полуосей которых близки к направлению на центр Галактики.
Отношения полуосей, пропорциональных дисперсиям остаточных скоростей, примерно постоянны для различных групп звёзд и составляют 1: 0,6: 0,5. Однако их абсолютные значения зависят от того, к какой составляющей Галактики принадлежат исследуемые объекты. Так, для звёзд спектральных классов О и В — типичных представителей плоской составляющей средняя квадратичная скорость равна приблизительно 10км/сек, а для объектов сферической составляющей — порядка 100 км/сек. Эти различия являются следствием неодинаковых условий формирования и возраста звёзд разных составляющих.