Абсолютна зоряна величина

У середині XIX ст. англійський астроном Норман Погсон удосконалив метод класифікації зір за принципом світності, що існувала з часів Гіппарха і Птолемея. Погсон врахував, що різниць в плані світності між двома класами становить 2, 5 (наприклад, сила світності зорі третього класу в 2, 5 раза більше, ніж у зорі четвертого класу). Погсон увів нову шкалу, за якою відношення між зорями першого і шостого класу становить 100 до 1.

Видимі зоряні величини нічого не говорять ні про загальну енергію, випромінювану зорею, ні про яскравості її поверхні. Дійсно, внаслідок відмінності у відстанях маленька, порівняно холодна зоря тільки через свою відносно значну близькість до нас може мати значно меншу видиму зоряну величину (тобто здаватися яскравіше), ніж далекий гарячий гігант.

Якщо відстані до двох зір відомі, то на підставі їхніх видимих зоряних величин легко знайти ставлення випромінюваних ними дійсних світлових потоків. Для цього достатньо освітленості, створювані цими зірками, віднести до загальної для всіх зір стандартної відстані. За таку відстань приймають 10 пк.

Зоряна величина, яку мала б зоря, якщо її спостерігати з відстані в 10 пк, називається абсолютною зоряною величиною. (При цьому не враховується міжзоряне поглинання світла). Таким чином, абсолютна зоряна величина дозволяє порівнювати питому світність небесних об’єктів у заданому діапазоні спектра.

Як і видимі, абсолютні зоряні величини можуть бути візуальними, фотографічними тощо.

Нехай видима зоряна величина деякої зорі дорівнює т, а відстань її від спостерігача становить г пс. За визначенням, зоряна величина з відстані 10 пк буде дорівнювати абсолютній зоряній величини М. Застосовуючи до т і М формулу, отримаємо:

0, 4(m-M) = lg (3.1)

де Е і Е₀ — відповідно освітленості від зорі з відстані г пс і 10 пк. Оскільки освітленості обернено пропорційні квадрату відстані, то

= (3.2)

Підставляючи (3.2) в (3.1), отримаємо:

0, 4(m-M) = 21gr-2, (3.3)

або

М = m+5-51gr (3.4)

Формула (3.4) дозволяє знайти абсолютну зоряну величину М, якщо відома видима зоряна величина об’єкта т і відстань до нього г, виражена в парсеках. Якщо ж абсолютна зоряна величина відома з яких-небудь інших міркувань, то, знаючи видиму зоряну величину, легко знайти виражену в парсеках відстань:

lg г = 1 + 0, 2 (т - М) (3.5)

Величина (т—М) називається модулем відстані.

Оскільки річний паралакс % світила і відстань г до нього в парсеках пов язані співвідношенням

М = т+5+51gn. (3.6)

Як приклад знайдемо абсолютну візуальну зоряну величину Сонця, видима візуальна зоряна величина якого m_Q = -26" *, 72. Підставляючи т₀ і lgr₀ у формулу (3.6), отримуємо абсолютну зоряну величину Сонця:

М₀ = -26 ^m, 72+5^т + 26 ^m, 57 = 4 ^m, 85.