У дома Плодови дървета Големината на телескопа. Абсолютно ограничаващи звездни величини: описание, мащаб и яркост. величината се оказа много удобна концепция

Плодови дървета

Големината на телескопа. Абсолютно ограничаващи звездни величини: описание, мащаб и яркост. величината се оказа много удобна концепция

Много аматьори астрономи задават два основни въпроса, а именно кой телескоп да избера и какво ще виждам през него.

Най-важният параметър на телескопа е диаметърът на неговата цел. Колкото по-голям е диаметърът на лещата на телескопа, толкова по-бледи звезди ще виждаме и по-фини детайли ще можем да различим на планетите и Луната, както и отделни по-близки двоични звезди. Разделителната способност на телескопа се измерва в дъгови секунди и се изчислява по следната формула 140 / D, където D е диаметърът на обектива на телескопа в mm. А максимално достъпната звездна величина на телескопа се изчислява по формулата m = 5,5 + 2,5lgD + 2,5lgГ, където D е диаметърът на телескопа в mm, Г е увеличението на телескопа. Също така диаметърът на лещата определя максималното увеличение на телескопа. Той е равен на два пъти диаметъра на обектива на телескопа в милиметри. Например, телескоп със 150 mm обектив има максимално използваемо увеличение от 300x. Ще изхождаме от параметъра на диаметъра на обектива на телескопа.

Планетите с какъв размер се виждат през телескоп? При увеличение от 100x една дъгова секунда съответства на 0,12 мм видими от разстояние 25 см. От това е възможно да се изчисли диаметърът на планетата, видима през телескоп с определено увеличение. Dp = Г * 0,0012 * d, където Dp е диаметърът на планетата в mm, видим в проекция върху равнина с разстояние до равнината 25 cm, Г е увеличението на телескопа, d е диаметърът на планетата в ъгли. сек. Например диаметърът на Юпитер е 46 ang. сек. и при 100x увеличение ще изглежда като кръг, начертан върху хартия с диаметър 5,5 mm от разстояние 25 cm.

Мъглявината Орион е много ярък и впечатляващ обект. С просто око мъглявината се възприема като неясен блясък, а през бинокъл се вижда като ярък облак. И между другото, размерът на този „облак“ е такъв, че веществото му би било достатъчно за около хиляда слънца или повече от триста милиона земни планети.

И така, в продажба (можете да закупите телескопи на уебсайта на онлайн магазина www.4glaza.ru) има телескопи от 50 мм до 250 мм и повече. Също така, проникването и разделителната способност зависят от разположението на телескопа, по-специално от наличието на централен екран от вторичното огледало и неговия размер. При рефракторните телескопи (обективни лещи) централната екранировка липсва и те дават по-контрастно и детайлно изображение, въпреки че това важи за телескопи с дълъг фокус, рефрактори и апохромати. При ахроматичните рефрактори с къс фокус хроматичната аберация ще отмени предимствата на рефрактора. За такива телескопи се предлагат малки и средни увеличения.

Звездният куп Плеяди се намира в съзвездието Телец. В Плеядите има около 1000 звезди, но, разбира се, не всички от тях се виждат от Земята. Синият ореол около звездите е мъглявината, в която е потопен звездният куп. Мъглявината се вижда само около най-ярките звезди в Плеядите.

В темата за телескопа сантиметрите измерват само блендата и фокусното разстояние. За всичко останало има ъглови размери. Например: Юпитер има привиден диаметър от 40 ″ -60 ″ в зависимост от позицията му спрямо Земята.
Конвенционален телескоп с отвор от 60 мм има разделителна способност от около 2,4 ″, тоест, грубо казано, Юпитер в такъв телескоп ще има разделителна способност от 50 / 2,4 = ~ 20 „пиксела“, но като увеличим тези 20 пиксела, ние увеличаваме вътре и вън. Ако увеличите твърде близо (увеличението е по-голямо от 2 * D, където D е диаметърът на блендата в mm 60 mm * 2 = 120x), изображението ще бъде замъглено и тъмно, сякаш използваме цифровото увеличение на фотоапарата . Ако е твърде ниска, тогава разделителната способност на нашето око няма да е достатъчна, за да различи всичките 20 пиксела (планетата изглежда като малко грахово зърно).

Лунна повърхност. Ясно се виждат кратерите. Съветският луноход и американското знаме не се виждат. За да ги видите, ви е необходим гигантски телескоп с огледало с диаметър стотици метри – на Земята все още няма такова нещо.

Галактиката Андромеда (или мъглявината) е една от най-близките до нас галактики. Близостта е относителна концепция: тя е около 2,52 милиона светлинни години. Поради отдалечеността, ние виждаме тази галактика такава, каквато е била преди 2,5 милиона години. Тогава на Земята нямаше хора. Как всъщност изглежда галактиката Андромеда сега е невъзможно да се разбере.

Юпитер може да се види и през телескоп. Като Венера, Сатурн, Уран и Нептун и много други космически обекти.

Какво можем да видим през телескопи с различни диаметри:

Рефрактор 60-70 мм, рефлектор 70-80 мм.

Двоични звезди с разделяне по-голямо от 2" - Албирео, Мизар и др.
Слаби звезди до 11,5 m.
Слънчеви петна (само с филтър за бленда).
Фази на Венера.
На Луната кратерите са с диаметър 8 км.
Полярните шапки и моретата на Марс по време на Големия конфликт.
Колани на Юпитер и при идеални условия Голямото червено петно (BKP), четири луни на Юпитер.
Пръстените на Сатурн, прорезът на Касини при отлични условия на видимост, розов колан на диска на Сатурн.
Уран и Нептун под формата на звезди.
Големи кълбовидни (напр. M13) и отворени купове.
Почти всички обекти в каталога на Messier са без подробности в тях.

Рефрактор 80-90 мм, рефлектор 100-120 мм, катадиоптричен 90-125 мм.

Двоични звезди с разстояние от 1,5 ″ и повече, бледи звезди до 12 звезди. величини.
Структура на слънчевите петна, полета на гранулиране и отблясъци (само с филтър за апертура).
Фази на Меркурий.
Лунните кратери са с размер около 5 км.
Полярни шапки и морета на Марс по време на противопоставяне.
Няколко допълнителни пояса на Юпитер и BKP. Сенки от луните на Юпитер върху диска на планетата.
Касини се разцепи в пръстените на Сатурн и 4-5 спътника.
Уран и Нептун са малки дискове без подробности върху тях.
Десетки кълбовидни купове, ярки кълбовидни купове ще се разпаднат в звезден прах по краищата.
Десетки планетарни и дифузни мъглявини и всички обекти от каталога на Messier.
Най-ярките обекти от каталога на NGC (при най-ярките и най-големите обекти могат да се различат някои детайли, но галактиките в по-голямата си част остават мъгливи петна без детайли).

Рефрактор 100-130 мм, рефлектор или катадиоптричен 130-150 мм.

Двоични звезди с разстояние от 1 ″ или повече, бледи звезди до 13 звезди. величини.
Подробности за Лунните планини и кратери с размери 3-4 км.
Можете да опитате със син филтър, за да видите петната в облаците на Венера.
Множество подробности за Марс по време на конфронтациите.
Подробности в поясите на Юпитер.
Облачни пояси на Сатурн.
Много слаби астероиди и комети.
Стотици звездни купове, мъглявини и галактики (в най-ярките галактики можете да видите следи от спирална структура (M33, M51)).
Голям брой обекти от каталога на NGC (много обекти имат интересни детайли).

Рефрактор 150-180 мм, рефлектор или катадиоптричен 175-200 мм.

Двоични звезди с разстояние по-малко от 1 ″, бледи звезди до 14 звезди. величини.
Лунните образувания са с размери 2 км.
Облаци и прашни бури на Марс.
6-7 спътника на Сатурн, можете да опитате да видите диска на Титан.
Спици в пръстените на Сатурн при максималното им отваряне.
Галилееви спътници под формата на малки дискове.
Детайлността на изображение с такива отвори вече не се определя от възможностите на оптиката, а от състоянието на атмосферата.
Някои кълбовидни купове се разделят на звезди почти до самия център.
Детайлите от структурата на много мъглявини и галактики са видими, когато се гледат от градско осветление.

Рефрактор 200 mm или повече, рефлектор или катадиоптричен 250 mm или повече.

Двоични звезди с разстояния до 0,5 ″ при идеални условия, звезди до 15 звезди. стойности и по-слаби.
Лунните образувания са с размер под 1,5 км.
Малки облаци и малки структури на Марс, в редки случаи Фобос и Деймос.
Много детайли в атмосферата на Юпитер.
Разделението на Енке в пръстените на Сатурн, дискът на Титан.
Спътникът на Нептун Тритон.
Плутон е слаба звездичка.
Максималната детайлност на изображенията се определя от състоянието на атмосферата.
Хиляди галактики, звездни купове и мъглявини.
На практика всички обекти в каталога на NGC, много от които показват детайли, които не се виждат в по-малки телескопи.
Най-ярките мъглявини имат фини цветове.

Както можете да видите, дори скромен астрономически инструмент ще ви позволи да се насладите на многото красоти на нощното небе. Така че не преследвайте веднага голям инструмент, започнете с малък телескоп. И не се страхувайте, че скоро ще изчерпи ресурса си. Повярвайте ми, той ще ви радва с нови предмети и нови детайли повече от една година. Ще ставате все по-опитен наблюдател, очите ви ще се научат да усещат по-слаби обекти, а вие самите ще се научите да прилагате различни техники от арсенала на наблюдателя, да използвате специални филтри и т.н.

https: //site/wp-content/images/2014/11/chto_mozhno_yvidet_v_teleskop.jpghttps: //site/wp-content/images/2014/11/chto_mozhno_yvidet_v_teleskop-250x165.jpg 2017-01-14T03: 16:27 + 08:00 РусланКосмическо пространство

Много аматьори астрономи задават два основни въпроса, а именно кой телескоп да избера и какво ще виждам през него. Най-важният параметър на телескопа е диаметърът на неговата цел. Колкото по-голям е диаметърът на лещата на телескопа, толкова по-бледи звезди ще видим и толкова по-фини детайли ще можем да различим на планетите и...

Руслан [защитен с имейл]Администраторски сайт

Всяка от тези звезди има определена величина, която им позволява да бъдат видени.

Величината е числова безразмерна величина, която характеризира яркостта на звезда или друго космическо тяло по отношение на видимата площ. С други думи, тази стойност отразява количеството електромагнитни вълни от тялото, които се регистрират от наблюдателя. Следователно тази стойност зависи от характеристиките на наблюдавания обект и разстоянието от наблюдателя до него. Терминът обхваща само видимите, инфрачервените и ултравиолетовите спектри на електромагнитното лъчение.

По отношение на точковите източници на светлина те също използват термина "блясък", а за разширените - "яркост".

Древногръцки учен, живял в Турция през 2 век пр.н.е. д., се смята за един от най-влиятелните астрономи на древността. Той състави обемна, първата в Европа, описваща местоположението на повече от хиляда небесни тела. Също така Хипарх въведе такава характеристика като величина. Наблюдавайки звездите с невъоръжено око, астрономът решава да ги раздели по яркост на шест величини, където първата величина е най-яркият обект, а шестата е най-слабият.

През 19 век британският астроном Норман Погсън подобри скалата за измерване на величината. Той разшири обхвата на неговите стойности и въведе логаритмична зависимост. Тоест, с увеличаване на величината с едно, яркостта на обекта намалява 2,512 пъти. Тогава звездата от 1-ва величина (1 m) е сто пъти по-ярка от звездата от 6-та величина (6 m).

Стандартът на величината

За стандарта на небесно тяло с нулева величина първоначално е взет блясъкът на най-ярката точка. Малко по-късно беше представено по-точно определение на обект с нулева величина - неговата осветеност трябва да бъде равна на 2,54 · 10 −6 lux, а светлинният поток във видимия диапазон е 10 6 кванта / (cm² · s).

Привидна величина

Описаната по-горе характеристика, която е определена от Хипарх от Никея, по-късно става известна като "видима" или "визуална". Това означава, че може да се наблюдава както с помощта на човешки очи във видимия обхват, така и с използването на различни инструменти като телескоп, включително ултравиолетовия и инфрачервения диапазон. Големината на съзвездието е 2 m. Знаем обаче, че Вега с нулева звездна величина (0 m) не е най-ярката звезда на небето (петата по яркост, третата за наблюдатели от ОНД). Следователно по-ярките звезди могат да имат отрицателна величина, например (-1,5 m). Днес е известно също, че сред небесните тела може да има не само звезди, но и тела, отразяващи светлината на звездите - планети, комети или астероиди. Общата величина е −12,7 m.

Абсолютна величина и яркост

За да може да се сравни истинската яркост на космическите тела, е разработена такава характеристика като абсолютната величина. Според него стойността на видимата звездна величина на обекта се изчислява, ако този обект се е намирал на 10 (32,62) от Земята. В този случай няма зависимост от разстоянието до наблюдателя при сравняване на различни звезди.

Абсолютната звездна величина за космически обекти използва различно разстояние от тялото до наблюдателя. А именно 1 астрономическа единица, докато на теория наблюдателят трябва да е в центъра на слънцето.

По-модерна и полезна величина в астрономията се превърна в "светимост". Тази характеристика определя общото количество, което космическото тяло излъчва за определен период от време. За изчисляването му се използва абсолютната звездна величина.

Спектрална зависимост

Както бе споменато по-рано, величината може да бъде измерена за различни видове електромагнитно излъчване и следователно има различни стойности за всеки диапазон от спектъра. За да получат изображение на всеки космически обект, астрономите могат да използват тези, които са по-чувствителни към високочестотната част на видимата светлина и на изображението звездите се оказват сини. Тази величина се нарича "фотографска", m Pv. За да се получи стойност, близка до визуалната ("фото-визуална", m P), фотографската плоча се покрива със специална ортохроматична емулсия и се използва жълт филтър.

Учените са съставили така наречената фотометрична система за обхват, благодарение на която е възможно да се определят основните характеристики на космическите тела, като температура на повърхността, степен на отражение на светлината (албедо, не за звезди), степен на поглъщане на светлината и други. За целта осветителното тяло се снима в различни спектри на електромагнитно излъчване и последващо сравнение на резултатите. Най-популярните филтри за фотография са ултравиолетови, сини (фотографска величина) и жълти (близки до фотовизуални).

Снимка с уловени енергии на всички диапазони на електромагнитни вълни определя така наречената болометрична величина (m b). С негова помощ, знаейки разстоянието и степента на междузвездно поглъщане, астрономите изчисляват яркостта на космическо тяло.

Величините на някои обекти

Слънце = −26,7 m
Пълнолуние = −12,7 m
Светкавица на иридий = −9,5 m. Iridium е система от 66 спътника, които обикалят около Земята и се използват за предаване на глас и други данни. Периодично повърхността на всеки от трите основни превозни средства огрява слънчева светлина към Земята, създавайки най-ярката плавна светкавица в небето за до 10 секунди.

Или с помощта на един или друг оптичен инструмент. Концепцията се използва в наблюдателната (включително любителската) астрономия за оценка на състоянието на небето и условията на наблюдение, а също така е една от характеристиките на телескопи и други оптични астрономически инструменти.

В наблюдателната астрономия

Средно при идеални условия за наблюдение (ясно небе, без осветление) обектите със звездна величина до 6 m са достъпни с просто око (звездните величини са Повече ▼отколкото наблюдавания обект по-малкоярък). Но такива фактори като астроклимат, изкуствено (градско) или естествено (например от Луната в голямата й фаза) осветеност, неоптимално състояние на атмосферата, висока влажност правят невъзможно наблюдението на слаби светила; следователно в действителност почти винаги броят на наблюдаваните звезди и други астрономически явления (като метеорите) се оказва по-малък от теоретично очакваното.

Ограничаващата звездна величина характеризира колко слаби небесни обекти са видими за дадено наблюдение. Колкото по-висок е този индикатор, толкова по-бледи обекти могат да се наблюдават. Следователно, ограничаващата звездна величина е сравнително прост "интегрален" индикатор, характеризиращ условията за наблюдение на звездното небе и затова често се посочва в астрономически доклади (например индикацията "Lm ~ 4,5"означава, че по време на наблюдението са били видими само обекти с магнитуд около 4,5 и по-ярки). Трябва обаче да се отбележи, че граничната звездна величина в този случай е субективен индикатор, тъй като зависи и от зрителната острота на наблюдателя, неговия опит и т.н.

Приблизителна оценка на граничната звездна величина при любителски наблюдения може да се направи чрез маркиране на най-слабите видими звезди и прецизиране на звездната им величина с помощта на референтни източници. За по-точна оценка броят на видимите звезди се изчислява в рамките на стандартизираните региони на небето (границите им са линиите между видимите звезди): броят на видимите звезди се съпоставя със съответната ограничаваща звездна величина. Най-точното определяне на граничната звездна величина при визуални наблюдения е много желателно, например при наблюдение на метеори за последващ анализ на активността на метеорните потоци.

При равни други условия граничната звездна величина се увеличава (броят на наблюдаваните обекти става по-голям) при наблюдение далеч от градско осветление, с увеличаване на надморската височина на наблюдателя над морското равнище, както и при наблюдение в сухо време или в сухо време. климат.

Характеристики на инструментите за наблюдение

Използването на телескопи дава възможност да се наблюдават обекти, които са по-малко ярки от тези, които се виждат с просто око. Ограничаващата звездна величина на обектите, достъпни за наблюдения през телескоп, често се нарича проникваща сила и е негова важна характеристика. Обикновено се дава в технически спецификации или може да се изчисли с помощта на редица формули.

Източници на

Напишете отзив за статията "Ограничаване на величината"

Връзки

(Руски). imo.net. Изтеглено на 2 януари 2015 г.
(Английски). cruxis.com. Изтеглено на 2 януари 2015 г.

Откъс, характеризиращ крайната величина

Анна Павловна имаше вечер на 26 август, в самия ден на битката при Бородино, цветът на която трябваше да бъде четенето на писмо от преподобния, написано, когато на императора беше изпратен образът на св. Сергий. Това писмо се смяташе за образец на патриотично духовно красноречие. Тя трябваше да бъде прочетена от самия княз Василий, известен с изкуството си да чете. (Той също четеше с императрицата.) Изкуството на четенето се смяташе за силно, мелодично, между отчаян вой и нежно мърморене, изливащи думи, напълно независимо от значението им, така че съвсем случайно вой падна върху една дума. , на други - мърморене. Това четиво, както всички вечери на Анна Павловна, имаше политическо значение. Тази вечер трябваше да има няколко важни лица, които да се срамуват от пътуванията си до френския театър и да бъдат насърчени към патриотично настроение. Вече се бяха събрали доста хора, но Анна Павловна все още не беше видяла в гостната всички онези, от които имаше нужда, и затова, без да започне да чете, започна общи разговори.
Новината на деня този ден в Санкт Петербург беше болестта на графиня Безухова. Преди няколко дни графинята неочаквано се разболя, пропусна няколко срещи, от които беше украса, и се чу, че не е приела никого и че вместо на известните петербургски лекари, които обикновено я лекуват, се е доверила на някакъв италиански лекар. който я лекуваше с нещо ново и по необикновен начин.
Всички знаеха много добре, че болестта на хубавата графиня произтича от неудобството да се омъжи за двама съпрузи едновременно и че лечението на италианеца се състоеше в премахването на това неудобство; но в присъствието на Анна Павловна не само че никой не смееше да мисли за това, но сякаш никой не го знаеше.
- On dit que la pauvre comtesse est tres mal. Le medecin dit que c "est l" angine pectorale. [Твърди се, че бедната графиня е много лоша. Лекарят каза, че е заболяване на гърдите.]
- L "angine? Oh, c" est une maladie terrible! [Болест на гръдния кош? О, това е ужасна болест!]
- On dit que les rivaux se sont reconcilies grace a l "angine ... [Твърди се, че съперниците са се помирили благодарение на тази болест.]
Думата ангина се повтаряше с голямо удоволствие.
- Le vieux comte est touchant a ce qu "on dit. Il a pleure comme un enfant quand le medecin lui a dit que le cas etait dangereux. [Старият граф е много трогателен, казват. Той плачеше като дете, когато докторът каза този опасен случай.]
- О, ce serait une perte terrible. C "est une femme ravissante. [О, това би било голяма загуба. Такава прекрасна жена.]
— Vous parlez de la pauvre comtesse — каза Анна Павловна, идвайки. - J "ai envoye savoir de ses nouvelles. On m" a dit qu "elle allait un peu mieux. Oh, sans doute, c" est la plus charmante femme du monde", каза Анна Павловна с усмивка над ентусиазма си. - Nous appartenons a des camps differents, mais cela ne m "empeche pas de l" estimer, comme elle le merite. Elle est bien malheureuse, [Говорите за бедната графиня... Изпратих да попитам за здравето й. Казаха ми, че е малко по-добре. О, без съмнение, това е най-красивата жена на света. Ние принадлежим към различни лагери, но това не ми пречи да я уважавам според нейните заслуги. Тя е толкова нещастна.] - добави Анна Павловна.
Вярвайки, че с тези думи Анна Павловна леко повдигна завесата на тайната над болестта на графинята, един небрежен млад мъж си позволи да изрази изненада от факта, че известни лекари не са били извикани, а лекуват графинята с шарлатан, който може да даде опасно средства за защита.
„Vos informations peuvent etre meilleures que les miennes“, изведнъж се озъби Анна Павловна на неопитния младеж. - Mais je sais de bonne source que ce medecin est un homme tres savant et tres habile. C "est le medecin intime de la Reine d" Espagne. [Вашите новини може да са по-верни от моите... но знам от добри източници, че този лекар е много учен и сръчен човек. Това е доставчикът на здравни грижи на кралицата на Испания.] - И по този начин унищожавайки младежа, Анна Павловна се обърна към Билибин, който в друг кръг, вдигайки кожата си и, очевидно, се кани да я разтвори, за да каже un mot , говореше за австрийците.

Дори хората, далеч от астрономията, знаят, че звездите имат различен блясък. Най-ярките звезди са лесно видими в преекспонираното градско небе, докато най-тъмните са едва видими при идеални условия за гледане.

За да характеризират яркостта на звездите и други небесни тела (например планети, метеори, Слънцето и Луната), учените са разработили мащабна скала.

Привидна величина(m; често наричан просто "величина") показва радиационния поток близо до наблюдателя, т.е. наблюдаваната яркост на небесен източник, която зависи не само от действителната мощност на излъчване на обекта, но и от разстоянието до него.

Това е безразмерна астрономическа величина, която характеризира осветеността, създавана от небесен обект в близост до наблюдателя.

Осветяване- светлинно количество, равно на отношението на светлинния поток, падащ върху малка площ от повърхността, към нейната площ.
Единицата за измерване на осветеността в Международната система от единици (SI) е лукс (1 лукс = 1 лумен на квадратен метър), в CGS (сантиметър-грам-секунда) - фото (една снимка е равна на 10 000 лукса).

Осветеността е право пропорционална на интензитета на светлината на източника на светлина. Тъй като източникът се отдалечава от осветената повърхност, неговата осветеност намалява обратно пропорционално на квадрата на разстоянието (закон на обратния квадрат).

Субективно видимата величина се възприема като блясък (за точкови източници) или яркост (за разширени източници).

В този случай блясъкът на един източник се посочва чрез сравняването му с блясъка на друг, взет като стандарт. Като такива стандарти обикновено служат специално подбрани непроменливи звезди.

Величината е въведена за първи път като индикатор за видимата яркост на звездите в оптичния диапазон, но по-късно е разширена и до други диапазони на излъчване: инфрачервено, ултравиолетово.

По този начин видимата величина m или яркостта е мярка за осветеността E, произведена от източника на повърхността, перпендикулярна на неговите лъчи в точката на наблюдение.

Исторически всичко започва преди повече от 2000 години, когато древногръцкият астроном и математик Хипарх(II в. пр. н. е.) раздели видимите за окото звезди на 6 величини.

Хипарх приписва на най-ярките звезди първа величина, а на най-тъмното, едва видимо око - шеста, останалите равномерно разпределени върху междинни величини. Освен това Хипарх е направил разделението на звездни величини, така че звездите от 1-ва величина да изглеждат толкова по-ярки от звездите от 2-ра величина, толкова, колкото изглеждат по-ярки от звездите от 3-та величина и т.н. Тоест от градация до градация яркостта на звездите се променя с една и съща стойност.

Както се оказа по-късно, връзката на такава скала с реални физически величини е логаритмична, тъй като промяната в яркостта със същия брой пъти се възприема от окото като промяна със същото количество - емпиричен психофизиологичен закон на Вебер - Фехнер, според който интензивността на усещането е право пропорционална на логаритъма на интензивността на стимула.

Това се дължи на особеностите на човешкото възприятие, например, ако 1, 2, 4, 8, 16 еднакви крушки светят последователно в полилей, тогава ни се струва, че осветлението в стаята непрекъснато се увеличава със същото количество . Тоест броят на включените крушки трябва да се увеличи със същия брой пъти (в примера два пъти), така че да ни се струва, че увеличаването на яркостта е постоянно.

Логаритмичната зависимост на силата на усещането E от физическата интензивност на стимула P се изразява с формулата:

E = k log P + a, (1)

където k и a са някои константи, определени от дадена сензорна система.

В средата на 19 век. Английският астроном Норман Погсън формализира скалата на величините, която взема предвид психофизиологичния закон на зрението.

Въз основа на реални наблюдения той постулира това

ЗВЕЗДАТА ОТ ПЪРВА СТОЙНОСТ Е ТОЧНО 100 ПЪТИ ЯРКА ОТ ЗВЕЗДАТА ОТ ШЕСТА СТОЙНОСТ.

Освен това, в съответствие с израз (1), видимата величина се определя от равенството:

m = -2,5 lg E + a, (2)

2.5 - коефициент на Погсън, знакът минус е почит към историческата традиция (по-ярките звезди имат по-малка, включително отрицателна, звездна величина);
а - нулева точка от мащабната скала, установена с международно споразумение, свързано с избора на базова точка на измервателната скала.

Ако E 1 и E 2 съответстват на звездните стойности m 1 и m 2, то от (2) следва, че:

E 2 / E 1 = 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)

Намаляването на величината с единица m1 - m2 = 1 води до увеличаване на осветеността E с около 2,512 пъти. Когато m 1 - m 2 = 5, което съответства на диапазона от 1-ва до 6-та звездна величина, промяната в осветеността ще бъде E 2 / E 1 = 100.

Формулата на Погсън в нейната класическа формаустановява връзка между видимите величини:

m 2 - m 1 = -2,5 (logE 2 - logE 1) (4)

Тази формула ви позволява да определите разликата в величината, но не и самите величини.

За да го използвате за изграждане на абсолютна скала, трябва да зададете нулева точка- яркост, която съответства на нулева величина (0 m). Първоначално блясъкът на Вега беше приет за 0 m. След това нулевата точка беше предефинирана, но за визуални наблюдения Vega все още може да служи като еталон за нулева видима величина (според съвременната система, във V лентата на системата UBV, нейната яркост е +0,03 m, което е неразличимо от нула на око).

Обикновено нулевата точка от скалата на звездната величина се взема условно от съвкупността от звезди, чиято внимателна фотометрия е извършена по различни методи.

Също така за 0 m се взема добре дефинирана осветеност, равна на енергийната стойност E = 2,48 * 10 -8 W / m². Всъщност това е осветеността, която астрономите определят по време на наблюдения и едва след това се превръща специално в звездни величини.

Правят това не само защото „това е по-обичайно“, но и защото величината се оказва много удобна концепция.

величината се оказа много удобна концепция

Изключително тромаво е измерването на осветеността във ватове на квадратен метър: за Слънцето стойността се оказва голяма, а за слаби телескопични звезди е много малка. В същото време е много по-лесно да се работи с величини, тъй като логаритмичната скала е изключително удобна за показване на много големи диапазони от величини.

Формализацията на Погсън по-късно се превърна в стандартен метод за оценка на величината.

Вярно е, че съвременният мащаб вече не е ограничен до шест величини или само видима светлина. Много ярки обекти могат да имат отрицателни величини. Например, Сириус, най-ярката звезда в небесната сфера, има магнитуд минус 1,47 m. Съвременната скала също така позволява да се получат стойности за Луната и Слънцето: пълнолунието е с магнитуд -12,6 m, а Слънцето е с величина -26,8 m. Орбиталният телескоп Хъбъл може да наблюдава обекти с големина до около 31,5 m.

Скала на величината
(мащаб - обратен: по-малките стойности съответстват на по-ярки обекти)

Видими величини на някои небесни тела

Слънце: -26.73
Луна (пълнолуние): -12.74
Венера (при максимален блясък): -4,67
Юпитер (при максимална яркост): -2,91
Сириус: -1,44
Вега: 0,03
Най-слабите звезди, видими с просто око: около 6,0
Слънце на 100 светлинни години: 7.30
Проксима Кентавър: 11.05
Най-яркият квазар: 12.9
Най-слабите обекти, заснети от телескопа Хъбъл: 31.5

Небесен обект (съответстващ на най-тъмните видими обекти), достъпен за наблюдение с просто око или с помощта на един или друг оптичен инструмент. Концепцията се използва в наблюдателната (включително любителската) астрономия за оценка на състоянието на небето и условията на наблюдение, а също така е една от характеристиките на телескопи и други оптични астрономически инструменти.