Даже при беглом обзоре звездного неба заметно, что видимая яркость звезд различна: одни звезды очень яркие и четко выделяются среди остальных, другие — менее яркие, третьи — очень слабые и еле видны невооруженным глазом. Подавляющее же большинство звезд доступно наблюдениям лишь в телескопы. Изучение видимой яркости небесных светил позволяет установить многие их физические характеристики.
Видимая яркость небесных светил называется их блеском (также, видимая яркость известна как звёздная величина). По своей физической сущности видимая яркость, или блеск, небесного светила представляет собой освещенность, создаваемую этим светилом на приемнике световой энергии, например в нашем глазу. В физике освещенность измеряется световой энергией, падающей на единицу поверхности за одну секунду времени. В Международной системе единиц (СИ) освещенность измеряется люксами (лк). Но для измерения блеска небесных светил эта единица освещенности (люкс) совершенно не приемлема, так как она слишком велика в сравнении с ничтожными световыми потоками, приходящими к Земле от небесных светил (кроме Солнца, конечно). Достаточно сказать, что полная Луна, находясь в зените, создает на местности освещенность, близкую к 0,3 лк, а даже самые яркие звезды в сотни тысяч и миллионы раз слабее полной Луны. Поэтому блеск небесных светил до сих пор выражают в очень удобной условной шкале звездных величин.
У ярких звезд звездная величина близка к 1m, а у звезд, видимых на пределе нормального зрения, m=6m. Звезды до 8-й звездной величины видны в бинокли, а более слабые (m>9m)—лишь в телескопы. У наиболее же ярких светил (Солнце, Луна, планеты Венера и Юпитер, Сатурн и др.) звездная величина отрицательна.
Шкала звездных величин — логарифмическая. Принято считать, что если видимая яркость (блеск) Е1 и Е2 двух светил различается ровно в 100 раз (E1 :Е2= 100), то разность их звездных величин m2-m1=5, так что всегда lg(E1/E2) = 0.4 (m2-m1). Это равенство, называемое формулой Погсона, позволяет определять блеск светил в звездных величинах с точностью до 0,01m.
Звездные величины, оцениваемые непосредственно глазом, в том числе и с применением фотометров, называются визуальными звездными величинами (от лат. visualis — зрительный). Но зрение разных наблюдателей имеет свои особенности, которые снижают точность определения блеска светил. Поэтому в настоящее время визуальные наблюдения применяются лишь для приближенной оценки блеска, особен но при изучении переменных звезд (меняющих блеск) и метеоров. Измерения, позволяющие определять блеск с точностью до 0,01m (звездной величины), осуществляются по изображениям светил на фотонегативах, для чего применяются фотопластинки (и фотопленки) различных сортов.
На фотопластинки с бромо-серебряной эмульсией красный свет совсем не действует, желтый действует весьма слабо, зато синие, фиолетовые и ультрафиолетовые лучи действуют необычайно сильно. Поэтому звезды красноватого цвета, например Антарес (α Скорпиона) или Бетельгейзе (α Ориона), получаются на таких фотопластинках более слабыми, чем воспринимаются зрением, а голубовато-белые звезды, например Спика (α Девы) или Белятрикс (γ Ориона),— наоборот, более яркими. Звездные величины, измеренные по изображениям светил на таких фотопластинках, получили названия фотографических звездных величин (mp). Визуальные звездные величины (mv) измеряются по изображениям на специальных фотопластинках, реагирующих на световые лучи почти так же, как человеческий глаз.
Разность между фотографической и визуальной звездными величинами светила называется его обычным показателем цвета C = mp — mv и характеризует цвет светила.
Принято считать, что у светил чисто белого цвета обе звездные величины почти одинаковы и показатель цвета близок к нулю. У светил желтого и красного цвета фотографическая звездная величина тр больше визуальной mv, т. е. обычный показатель цвета положителен (С = mp — mv>0). Так, у желтой звезды Капеллы (α Возничего) mp=1,08m, mv = 0,21m и C=+0,87m, a у красноватого Антареса mp = = 2,96m, mv= 1,22m и С = = + 1,74m.
У светил голубоватого цвета, наоборот, фотографическая звездная величина тр меньше визуальной mv и показатель цвета отрицателен (С = = mp — mv<0), но не менее — 0,50m. Так, у голубоватой звезды Спики (α Девы) обычный показатель цвета С = = —0,44.
Обычный показатель цвета позволяет сравнивать между собой визуальное Ev и фотографическое Ер излучения светила, так как, согласно формуле Погсона, lg(Ev/Ep) = 0.4 (mp-mv) = 0,4С.
Давайте для примера определим изменение блеска Цефеиды в звездных величинах, если ее температура меняется от 7200 к до 6000 к при неизменном радиусе. Светимость при неизменном радиусе пропорциональна четвёртой степени температуры и квадрату радиуса который тут постоянен. В звёздных величинах это 2.5 lg ((7200/6000)^4)=0.8 звездной величины.
В настоящее время для изучения блеска небесных светил широко применяются фотодатчики, генерирующие под действием света электрический ток (фототок) — явление, открытое еще в 1888—1890 гг. выдающимся русским физиком А. Г Столетовым (1839—1896 гг.). Современные чувствительные фотоэлементы дают слабый электрический ток под воздействием ничтожно малого освещения, но специальные приборы усиливают его до значений, доступных измерению с большой точностью. Фотоэлектрические измерения блеска небесных светил проводят сквозь светофильтры раздельно в различных лучах, как правило, в желто-зеленых (визуальных), синих и ультрафиолетовых, а чтобы фотоэлектрические звездные величины не спутать с полученными другими способами, их обозначают буквами V (визуальные), В (синие) и U (ультрафиолетовые).
Фотоэлектрическая система звездных величин была предложена в 1953 г. американскими астрономами Г. Джонсоном, У. Морганом и Д. Хэррисом и с 1955 г. по международному соглашению, принята за основную для измерения блеска звезд. В этой системе разность (В — V) звездных величин В и V называется основным показателем цвета, а разность (U — V) — ультрафиолетовым показателем цвета. Основной показатель цвета дает различие излучения в желто-зеленых и синих лучах, а ультрафиолетовый — различие в желто-зеленых и ультрафиолетовых лучах, вычисляемое по заданным формулам.
Для светил чисто белого цвета принято считать звездные величины U = B = V, т. е. показатели цвета (B — V) = (U — V) =0; у светил желтого и красноватого цвета (B-V)>0 и (U-V)>0, а у голубоватых — оба фотоэлектрических показателя цвета отрицательны.
Поскольку восприятие световых лучей у фотоэлементов и фотографических пластинок неодинаково, то и фотоэлектрические звездные величины светил несколько отличаются от их визуальной и фотографической величин.
Современные высокоточные приборы болометры (от греч. «боле» — луч и «метрео» — измеряю) позволяют измерять суммарное излучение в ультрафиолетовых, визуальных и инфракрасных лучах. Получаемые по этим измерениям звездные величины называются болометрическими (mb).
Может быть, у читателя возникнет вопрос: а для чего астрономам нужно знать блеск в разных лучах и показатели цвета звезд с большой точностью? Оказывается, для того, что блеск звезд позволяет вычислять их истинную светимость, а показатели цвета — температуру и размеры звезд, т. е. обе эти характеристики служат основой для изучения физической природы звезд и их эволюции. Но об этом — в следующих наших статьях.