Если в ясную безоблачную ночь поднять голову вверх, то можно увидеть множество звёзд. Так много, что, кажется, и не счесть вовсе. Оказывается, что небесные светила, видимые глазу, всё же посчитаны. Их насчитывается около 6 тыс. Это общее число как для северного, так и для южного полушарий нашей планеты. В идеале мы с вами, находясь, к примеру, в северном полушарии, должны были бы видеть приблизительно половину от их общего числа, а именно где-то 3 тыс. звёзд.

Мириады зимних звёзд

К сожалению, рассмотреть все имеющиеся звёзды практически невозможно, ведь для этого понадобятся условия с идеально прозрачной атмосферой и полное отсутствие любых источников света. Даже если вы окажетесь в чистом поле вдали от городской засветки глубокой зимней ночью. Почему зимой? Да потому, что летние ночи гораздо светлее! Это связано с тем, что солнце недалеко заходит за горизонт. Но даже и в этом случае нашему глазу будет доступно не более 2,5-3 тыс. звёзд. Почему же так?

Всё дело в том, что зрачок человеческого глаза, если его представить в качестве собирает определённое количество света от разных источников. В нашем случае источниками света являются звёзды. Сколько мы их увидим, напрямую зависит от диаметра линзы оптического прибора. Естественно, стекло объектива бинокля или телескопа имеет больший диаметр, чем зрачок глаза. Поэтому и будет собирать больше света. Вследствие этого с помощью астрономических приборов можно увидеть гораздо большее количество звёзд.

Звёздное небо глазами Гиппарха

Конечно, вы замечали, что звёзды отличаются по яркости, или, как говорят астрономы, по видимому блеску. В далёком прошлом люди также обратили на это внимание. Древнегреческий астроном Гиппарх поделил все видимые небесные светила на звёздные величины, имеющие VI классов. Самые яркие из них "заработали" I, а самые невыразительные он охарактеризовал как звёзды VI категории. Остальные были разделены на промежуточные классы.

Впоследствии выяснилось, что разные звёздные величины имеют между собой некую алгоритмическую связь. А искажение яркости в равное количество раз нашим глазом воспринимается как удаление на одинаковое расстояние. Таким образом, стало известно, что сияние звезды I категории ярче сияния II примерно в 2,5 раза.

Во столько же раз звезда II класса ярче III, а небесное светило III, соответственно, - IV. В итоге разница между свечением звёзд I и VI величин отличается в 100 раз. Таким образом, небесные светила VII категории находятся за порогом человеческого зрения. Немаловажно знать, что звёздная величина — это не размер звезды, а её видимый блеск.

Что является абсолютной звёздной величиной?

Звёздные величины бывают не только видимыми, но и абсолютными. Этот термин применяют, когда необходимо сравнить между собой две звезды по их светимости. Чтобы это сделать, каждую звезду относят на условно-стандартное расстояние в 10 парсек. Иными словами, это величина звёздного объекта, которую он имел бы, если находился на расстоянии 10 ПК от наблюдателя.

К примеру, звёздная величина нашего солнца -26,7. А вот с расстояния в 10 ПК наша звезда была бы едва заметным глазу объектом пятой величины. Отсюда следует: чем выше светимость небесного объекта, или, как ещё говорят, энергия, которую звезда излучает в единицу времени, тем больше вероятность, что абсолютная звёздная величина объекта примет отрицательное значение. И наоборот: чем меньше светимость, тем выше будут положительные значения объекта.

Самые яркие звёзды

Все звёзды имеют различный видимый блеск. Одни немного ярче первой величины, вторые - намного слабее. Ввиду этого были введены дробные величины. К примеру, если видимая звёздная величина по своему блеску находится где-то между I и II категорией, то её принято считать звездой 1,5 класса. Также существуют звёзды с величинами 2,3…4,7…и т. д. Например, Процион, входящий в экваториальное созвездие Малого Пса, лучше всего виден по всей России в январе или феврале. Её видимый блеск - 0,4.

Примечательно, что I звёздная величина кратна 0. Только одна звезда практически точно соответствует ей — это Вега, ярчайшее светило в Её блеск составляет примерно 0,03 звёздной величины. Однако есть светила, которые ярче её, но их звёздная величина носит отрицательный характер. Например, Сириус, который можно наблюдать сразу в двух полушариях. Его светимость - -1,5 звёздной величины.

Отрицательные звёздные величины присвоены не только звёздам, но и другим небесным объектам: Солнцу, Луне, некоторым планетам, кометам и космическим станциям. Однако существуют звёзды, которые могут менять свой блеск. Среди них есть множество звёзд пульсирующих, с переменными амплитудами блеска, но встречаются и такие, у которых можно наблюдать несколько пульсаций одновременно.

Измерение звёздных величин

В астрономии практически все расстояния измеряет геометрическая шкала звёздных величин. Фотометрический способ измерений используется для далёких расстояний, а также если нужно сравнить светимость объекта с его видимым блеском. В основном расстояние к ближайшим звёздам определяют по их годичному параллаксу — большой полуоси эллипса. Запущенные в будущем космические спутники увеличат визуальную точность изображений не менее чем в несколько раз. К сожалению, пока для расстояний более чем 50-100 ПК применяют другие методы.

Многие начинающие астрономы – любители задаются двумя основными вопросами, а именно: какой телескоп выбрать и что я в него увижу. Первый вопрос мы оставим тем, кто намного лучше меня разбирается в современных телескопах, их качестве и цене. Хорошим пособием для тех, кто пытается выбрать телескоп, станет статья Вячеслава Гордина Я же, в свою очередь, попытаюсь рассказать Вам о том, что Вы сможете наблюдать в свой первый телескоп.

Начинающий астроном – любитель, как правило, располагает телескопом с апертурой от 70 до 110мм. Подобные аппараты позволяют увидеть объекты не слабее 10 – 11 звездных величин (здесь есть некоторые нюансы, о которых мы поговорим ниже). Заострять внимание на теории оптики телескопа я не буду, ибо материала по этому поводу написано много. Ограничусь кратким повествованием о том, что необходимо знать начинающему наблюдателю для понимания этой статьи. Итак. Любой астрономический объект (Будь то Солнце, планета, звезда, или объект дальнего космоса) имеет такую характеристику, как звездная величина . Звезды, планеты, и иные объекты космоса отличаются друг от друга (помимо их типа) в первую очередь по своему видимому блеску – так называемой видимой звездной величине. Звездная величина не имеет отношения к размерам объектов. Древнегреческий астроном Гиппарх разделил звезды, видимые в безлунную ночь, на шесть групп. Самые яркие звезды он отнес к первой звездной величине, самые слабые к шестой. С появлением современных телескопов и оборудования эта классификация была уточнена. Оказалось что звезды второй величины в 2,5 раза слабее звезд первой величины, и так далее. Современные крупные телескопы позволили расширить рамки звездного горизонта до 22-й и более слабых звездных величин. Кроме того, были введены и отрицательные звездные величины (их имеют некоторые звезды, планеты, Луна, Солнце и иногда кометы). Звездные величины астрономических объектов приводятся в специальных каталогах, справочниках и календарях.

Сможет ли ваш телескоп увидеть тот или иной объект, зависит не от его увеличения, а от апертуры, то есть диаметра его объектива - линзового у рефрактора, или зеркального у рефлектора. Одна из важных характеристик телескопа - проницательная способность – показывает минимальную яркость объекта, который можно в этот телескоп увидеть. Величина эта указывается в инструкции к телескопу. Приблизительно она равна: mmax=5lg D + 4, где D - диаметр телескопа, выраженный в миллиметрах. Но здесь есть такой нюанс. Дело в том, что если ваш телескоп имеет значение проницательной способности, к примеру, до 11-й звездной величины (звездная величина обозначается символом «m»), то это не значит, что Вы увидите галактику величиной 11m.

Дело в том, что звезда является точечным источником света, а любой другой астрономический объект - протяженным. Яркость протяженного объекта в разных его местах различна. Для протяженных объектов вводится такое понятие как интегральный блеск . Интегральный блеск равен звездной величине протяженного объекта, сосредоточенной в одной, бесконечно малой, точке. Из сказанного следует вывод, что интегральный блеск будет всегда больше звездной величины объекта, а это очень усложняет вопрос о том, будет ли этот объект виден в ваш телескоп. Чтобы окончательно ответить на него, необходимо знать еще такие характеристики, как поверхностная яркость объекта и степень его контрастности с фоном неба. Причем следует помнить, что фон неба зависит от времени суток, места наблюдений, астроклимата и засветки. Не будем углубляться в дебри расчетов и формул. Скажу только, что для выбранных нами апертур, с учетом неопытности наблюдателя, доступны объекты до 7 - 8, 5 звездных величин, в зависимости от типа объекта и его контрастности с окружающим фоном. Теперь, когда Вы имеете некоторое теоретическое представление о возможностях вашего инструмента, давайте подробнее обсудим то, что Вы сможете увидеть на небе. Сразу оговорюсь, не стоит ждать того, что Вы увидите все так же как на снимках с телескопа Хаббла. Это далеко не так.

Луна . Любой, даже самый скромный инструмент позволит Вам увидеть на поверхности нашего естественного спутника огромное количество деталей - кратеры, горы и ущелья. Вы сможете наблюдать либрации Луны, рассматривать красивейшие панорамы лунного рельефа. Однако стоит отдавать себе отчет, что детали, увиденные Вами, будут не менее трех - пяти километров в поперечнике.

Солнце . Вы сможете наблюдать солнечные пятна, факельные поля, грануляцию. Сможете, проводить регулярные наблюдения Солнца, изучать его активность. Но помните (!) наблюдать Солнце можно только с использованием апертурного солнечного фильтра (!) . Лучше всего для этого подходит специальная пленка – astrosolar. (!) ни в коем случае нельзя наблюдать Солнце без фильтра. Это приведет к моментальному повреждению сетчатки глаза(!) .

Объекты Солнечной Системы . Вы сможете наблюдать планеты, астероиды, кометы. Меркурий Вы увидите как очень маленький серп или диск (в зависимости от его фазы) на фоне зари.

Венера будет выглядеть как достаточно крупный серп или диск (также в зависимости от её фазы). Марс предстанет перед Вами как яркий оранжевый, или подобного оттенка, диск небольшого размера. Возможно, вы различите не его поверхности полярную шапку, или темные образования. Хорошо будет виден Юпитер . Вы сможете наблюдать диск с двумя или более, оранжевыми полосами, возможно, Вы увидите Большое Красное Пятно. Кроме того Вы увидите четыре его спутника (Ио, Ганимед, Калисто и Европа), называемых Галилеевыми, которые предстанут перед Вами в виде звездочек. Сатурн , безусловно, наиболее эффектный объект Солнечной Системы. Перед взором наблюдателя предстанут диск планеты, её спутник Титан (в виде слабенькой звездочки), а при хорошей атмосфере Вам удастся увидеть ещё спутники - Рею и Диону. Кроме того Вы увидите окружающие Сатурн кольца, возможно, сможете уловить Щель Кассини. Уран и Нептун будут выглядеть как маленькие диски, никаких деталей на них вы не различите. В любом случае размеры диска планет будут от «о» - до «О» как они есть сейчас на бумаге. Астероиды вы увидите как звездоподобные объекты, которые день ото дня будут перемещаться среди звезд. Лишь у некоторых из них Вы сможете различить намек на размер. Кометы – эти гости ближнего космоса, они всегда выглядят по-разному. Некоторые из них похожи на очень маленькие туманные пятна, другие предстанут перед вами крупным туманным диском, иные будут иметь туманное, яркое ядро и протяженный хвост.

А теперь давайте поговорим о том, какие объекты дальнего космоса доступны Вашему телескопу. Для вашего удобства я буду рассказывать об объектах, идя от созвездия к созвездию. Полный каталог объектов и поисковые карты к ним Вы найдете в приложениях. Если Вы еще плохо ориентируетесь в созвездиях, то советую Вам ознакомиться с моим В созвездии Геркулеса даже скромному инструменту доступны два шаровых звездных скопления, а именно М13 (Скопление Геркулеса) и М92. М13 будет выглядеть как туманный диск довольно большого размера (где то с Юпитер). По краям он, возможно, будет рассыпаться на отдельные звезды. В центре Вы заметите значительное повышение яркости объекта. Найти этот объект не сложно. Он расположен между звездами? и? Геркулеса, ближе к?. М92 собственного названия не имеет. Вы увидите его как круглое туманное пятно в 1. 5 раза меньше по диаметру, чем М13. На отдельные звезды оно разделяться, скорее всего, не будет. Как и у любого шарового скопления центр этого объекта будет ярче его периферии. Ниже созвездия Геркулеса находятся созвездия Змеи и Змееносца. В них Вы сможете увидеть шесть шаровых звездных скоплений. М10 - разряженное и имеет обширную периферийную область. Центральное яркое пятно довольно большое относительно всего скопления. М12 не уступает в размерах М10, но оно имеет меньшую центральную конденсацию и большую периферию, что дает возможность при больших увеличениях разрешить периферию на отдельные звезды. М62 близко по размерам двум предыдущим шаровикам, однако оно очень плотное. Выглядит оно как туманное пятно круглой формы с заметным повышением яркости к центру и слабо обозначенной периферией. Наиболее интересными в этом созвездии можно назвать шаровые скопления М5 и М14. М5 даже в весьма скромный инструмент можно разрешить на звезды, так как оно не очень уплотненно к центру и имеет весьма разряженную периферию. М14, не смотря на свои значительные размеры, на звезды разрешить нелегко, так как оно имеет большую плотность. Скорее всего, Вы увидите крупное и яркое туманное образование с заметным повышением яркости к центру, окруженное ореолом из отдельных звезд. Шаровики М9 и М19 довольно слабые. Вы сможете наблюдать туманные пятнышки округлой формы с более яркой центральной частью, по размерам они будут меньше, чем М92.

Два шаровых и два рассеянных звездных скопления будут доступны небольшому телескопу в созвездии Скорпион. Шаровое скопление М4 будет выглядеть как яркое (такое же, как М13) туманное пятно, но по размерам оно раза в 1, 5 больше чем Скопление Геркулеса с заметной концентрацией к центру и разрешенной периферией. М 80 – это довольно слабый шаровик. Он предстанет перед взором наблюдателя как слабенькое туманное пятнышко округлой формы, не очень контрастирующее с фоном окружающего неба. Рассеянное звездное скопление М6 Вы увидите как россыпь слабых звезд, имеющую довольно большую площадь и по своим очертаниям напоминающую бабочку (за что оно и получило свое название Бабочка), с трапецией из более ярких звезд. Второе рассеянное звездное скопление М7 гораздо больше и ярче, чем Бабочка, в нем гораздо меньше звезд, но они ярче, чем в М6. Перейдем к созвездию Лира. В нем нас ждут два объекта. Во-первых, это известная планетарная туманность М57 – Кольцо. Ее видно даже в искатель, как расфокусированную звезду, уже в телескоп апертурой 70 – 100мм ее можно увидеть как туманный диск, а при 100* и выше она будет видна уже как кольцо. Во-вторых, это шаровое звездное скопление М56, но его Вы увидите как маленькое туманное пятнышко округлой формы с заметным повышением яркости к центру.

В созвездии Лисичка, Вы сможете наблюдать еще один яркий и известный объект. Планетарная туманность Гантель (М27). При увеличении в 25 – 80* она будет видна как туманное образование неопределенной формы, но при увеличениях свыше 100* Вы сможете разглядеть ее форму, напоминающую песочные часы или гантель. Весьма слабое шаровое скопление М71 находится в созвездии Стрела. Тем не менее, оно тоже доступно вашему телескопу. Вы увидите контрастное маленькое туманное пятно округлой формы. Разумеется, надеяться на то, что удастся разглядеть отдельные звезды этого скопления, не приходится (скажу, для справки, что даже в 200мм телескопы я его уверенно не разрешал на отдельные звезды). Рассеянное скопление Дикая Утка (М11) Вы сможете найти в созвездии Щит. Скопление очень богато слабыми звездами и, при использовании небольших увеличений (что дает большое поле зрения), Вы увидите богатейшую россыпь звезд разной яркости и несколько отличных по цветовым оттенкам. Форма скопления тоже довольно интересна. В созвездии Орла Вы сможете увидеть рассеянное скопление NGC6709. Оно представляет собой не очень впечатляющую, компактную группу слабых звезд.

Ещё одним богатым на объекты станет для Вас созвездие Стрельца. Даже в скромный инструмент Вы сможете увидеть много интереснейших объектов. М8 (Туманность Лагуна) - весьма красивая диффузная туманность, Вы разглядите темную полосу на этой туманности. Яркость туманности в нижней части больше, чем в верхней. Хотя эта туманность достаточно яркая и имеет большой размер, но она не очень контрастна с окружающим фоном неба. Туманность Омега (М17), менее яркая и меньшая по размерам, чем М8, но, все же, очень эффектная. Вы увидите туманное образование продолговатой формы с изъяном в верхней части. М22 – крупное, но не очень яркое шаровое звездное скопление, с заметным повышением яркости к центру. Однако, даже в небольшой инструмент, можно разрешить его внешние края на отдельные звезды. Еще одно шаровое скопление в этом созвездии – это М28. Оно предстанет перед наблюдателем как неяркое туманное пятно, округлой формы с повышением яркости к центру. На отдельные звезды его разрешить не удастся. Кроме того в созвездии Стрельца Вы сможете понаблюдать несколько рассеянных звездных скоплений. Наиболее интересные из них – это М25 и М23. М21, несмотря на внушительные размеры, состоит из довольно слабых звезд и не очень контрастно с окружающим звездным полем. NGC 6520 –еще одно рассеянное звездное скопление. Оно очень компактно, но хорошо контрастирует с окружающим звездным полем. В созвездии Козерог Вашему взору предстанет шаровое звездное скопление М30, оно будет выглядеть как небольшое туманное пятно, достаточно хорошо контрастирующее с окружающим фоном неба. Периферийные области этого скопления весьма разряжены, но низкая его яркость не даст Вам разрешить его на отдельные звезды. В созвездии Цефея Вам удастся увидеть рассеянное звездное скопление NGC7160, оно состоит из довольно ярких звезд, но очень компактно. Однако при небольших увеличениях оно имеет весьма эффектный вид.

Шаровое звездное скопление М15- довольно известный объект, оно имеет весьма большую яркость и значительные размеры. В телескоп с апертурой около 100мм, при увеличении в 100 – 150 крат его внешние области легко разделяются на отдельные звезды. Это скопление легко найти в созвездии Пегаса, достаточно продлить линию между звездами? и? Пегаса. Созвездие Водолей содержит не очень много доступных для небольшого телескопа объектов. Тем не менее, в нем можно найти довольно яркое шаровое звездное скопление М2, по виду напоминающее М92, но более крупное и имеющее большую плотность. Кроме того, Вы можете попытаться найти (лично мне на 100мм рефракторе это удавалось) планетарную туманность NGC7009 (Сатурн). Вы увидите туманное пятнышко эллиптической формы. На фоне ночного неба ее легко заметить при 25х, но лучше использовать увеличения от 50х и выше. Созвездие Кассиопея – настоящий кладезь рассеянных звездных скоплений. Наиболее впечатляющими, на мой взгляд, являются скопления М103, М52 и NGC7789. Остальные (NGC129, NGC457, NGC663) не столь красивы, но, тем не менее, Вы можете их с легкостью найти в свой инструмент. Один из самых впечатляющих объектов ночного неба, видимый даже невооруженным глазом, расположен в созвездии Андромеда. Галактика, получившая одноименное название (Галактика Андромеды (М31)), даже в небольшой инструмент будет видна как огромный туманный эллипс. Рядом находится один из ее спутников, второй спутник проецируется практически на диск Галактики Андромеды. Кроме того в созвездии Андромеда находится яркое и довольно крупное рассеянное звездное скопление NGC75. Это не очень тесная группа звезд, выделяющаяся на фоне звездного поля.

В созвездии Треугольник Вы сможете увидеть еще одну галактику - М33 (Галактика Треугольника). Она будет выглядеть как большой туманный диск, слегка сплющенный с боков. Но ввиду ее слабой контрастности относительно фона неба, ее довольно сложно разглядеть, вследствие чего этот объект следует наблюдать за городом. Не рекомендую при малой апертуре для наблюдений М33 ставить очень большие увеличения, лучше использовать от 50 до 80 крат. Очень эффектная пару рассеянных скоплений NGC869 и NGC884 можно найти в созвездии Персей. Они так и называются - hx Персея. Для их наблюдения лучше всего использовать небольшое увеличение, порядка 25 – 30 крат. Тогда Вы увидите две блистающих звездных россыпи в одном поле зрения. Не менее красивое зрелище представляют собой еще два рассеянных скопления в этом созвездии, это М34 и NGC1342. Оба они довольно крупные, яркие и звезд в них очень много. Немало рассеянных звездных скоплений в созвездии Возничего. Наиболее интересными из них, на мой взгляд, являются М37 и NGC2281. Это крупные, хорошо контрастирующие с окружающим звездным полем и очень яркие скопления. Кроме этой пары Вы сможете увидеть еще два рассеянных скопления – это М36 и М38, они по яркости и размерам уступают двум предшествующим, но выглядят не менее эффектно.

В созвездии Тельца, помимо прекрасных и известных всем с детства рассеянных скоплений Плеяды и Гиады, можно увидеть и диффузную туманность М1 (Крабовидная Туманность). В небольшой инструмент она будет видна как тусклое туманное пятно, неправильной формы с увеличением яркости в центре. Так же в этом созвездии Вы сможете увидеть три, не очень крупных и не очень ярких, но все же интересных рассеянных скопления – это NGC1647, NGC1807, и NGC1817. Один из красивейших объектов ночного неба расположен в созвездии Орион - это Большая Туманность Ориона (М42). Ее можно увидеть и невооруженным глазом, а уже в самый скромный инструмент она предстает перед наблюдателем как яркое туманное образование с двумя, простирающимися очень далеко, крыльями и центральной более яркой частью. Однако лучше ее наблюдать за городом, так как в условиях городской засветки она выглядит не так эффектно. С повышением увеличения можно разглядеть некоторые детали. Кроме того, недалеко от М42 находится группа звезд, представляющая собой рассеянное звездное скопление NGC1981.

В созвездии Близнецы можно найти весьма приметное рассеянное скопление М35, звезд в нем довольно много и они имеют заметную концентрацию к центру. Еще одно рассеянное звездное скопление, М41, можно найти в созвездии Большой Пес. Это скопление довольно компактно, не очень богато на звезды, однако весьма яркое. В созвездии Корма пребывают три рассеянных скопления, а именно М46, М47 и М93. Наиболее эффектным является М47, оно содержит не так уж и много звезд, но они достаточно яркие. Эффектно смотрятся четыре яркие звезды на его фоне. М46 и М93 гораздо более слабые объекты, хотя по размерам не уступают М47, а по численности звезд превосходят его. Интересное рассеянное звездное скопление расположено в созвездии Единорог. Скопление М50 состоит из звезд, имеющих различную звездную величину. Учитывая то, что оно довольно яркое и имеет большой размер, это скопление при увеличениях от 20 до 35 крат смотрится весьма эффектно. Известное рассеянное скопление – Ясли (М44) - расположено в созвездии Рака. Оно видно невооруженным глазом, достаточно немного отъехать от города. В телескоп оно смотрится наиболее эффектно при небольших увеличениях. Кроме того, в этом созвездии есть еще одно рассеянное скопление –М67. Данное скопление представляет собой обильную россыпь звезд не очень высокой яркости.

Созвездие Большой Медведицы порадует наблюдателя несколькими галактиками. Наиболее впечатляюще смотрится пара галактик - М81 и М82. При увеличениях около 50- 70 крат обе эти галактики находятся в одном поле зрения, картина потрясающая. Вы увидите их как туманный эллипс и сигарообразный объект. Несмотря на значительную разницу в звездных величинах, визуально они будут не сильно отличаться друг от друга по яркости. Еще одним, очень красивым, но достаточно сложным объектом является галактика М51 (Водоворот). Вы увидите два туманных пятна, одно более яркое и крупное, другое значительно меньше и слабее. Так же в этом созвездии можно увидеть галактику М101 (Цевочное колесо). Перед наблюдателем она предстанет как тусклый туманный диск, не очень контрастирующий с окружающим фоном.

В созвездии Гончие Псы расположено шаровое скопление М3 - крупное и довольно яркое. Выглядит как туманное, округлое пятно с повышением яркости к центру, при большом увеличении периферию можно разрешить на звезды. Кроме того, в этом созвездии можно найти две весьма яркие галактики – М63 и М94. М63 Вы увидите как слабосветящееся эллиптическое образование, не очень контрастное по отношению к фону неба. М94 Вы увидите как туманное образование округлой формы, хорошо контрастирующее с окружающим фоном. Следующий, очень известный объект – это галактика Сомбреро (М104) в созвездии Девы. Вы сможете наблюдать небольшой, сигарообразный туманный объект со слабой темной полосой, проходящей по центру, вдоль всего объекта. Кроме Сомбреро в Деве Вы сможете увидеть еще одну галактику – М87. Это слабый сферичный объект с заметным увеличением яркости к центру. Она имеет очень небольшой размер, но весьма контрастна относительно окружающего фона.

Как видите, даже скромный астрономический инструмент позволит Вам насладиться множеством красот ночного неба. Так что не стоит сразу гнаться за крупным инструментом, начните с небольшого телескопа. И не бойтесь, что вскоре он исчерпает свой ресурс. Поверьте, он не один год будет радовать Вас новыми объектами и новыми деталями на них. Вы будете становиться все более опытным наблюдателем, Ваши глаза научатся чувствовать более слабые объекты, а Вы сами научитесь применять различные приемы из арсенала наблюдателя, использовать специальные фильтры и т.д. Надеюсь, что этот материал будет для Вас полезен. Желаю ясного неба и ярких впечатлений от наблюдений.

Каждая из этих звезд имеет определенную величину, позволяющую их увидеть

Звездная величина - числовая безразмерная величина, характеризирующая яркость звезды или другого космического тела по отношению к видимой площади. Другими словами, эта величина отображает количество электромагнитных волн, телом, которые регистрируются наблюдателем. Поэтому данная величина зависит от характеристик наблюдаемого объекта и расстояния от наблюдателя до него. Термин охватывает лишь видимый, инфракрасный и ультрафиолетовый спектры электромагнитного излучения.

По отношению к точечным источникам света используют также термин «блеск», а к протяженным – «яркость».

Древнегреческий ученый , который жил на территории Турции во II веке до н. э., считается одним из влиятельнейших астрономов античности. Он составил объемный , первый в Европе, описав расположения более чем тысячи небесных светил. Также Гиппарх ввел такую характеристику как звездная величина. Наблюдая невооруженным глазом за звездами, астроном решил разделить их по яркости на шесть величин, где первая величина – самый яркий объект, а шестая - наиболее тусклый.

В XIX веке, британский астрономом Норман Погсон усовершенствовал шкалу измерений звездных величин. Он расширил диапазон ее значений и ввел логарифмическую зависимость. То есть с повышением звездной величины на единицу, яркость объекта уменьшается в 2.512 раза. Тогда звезда 1-й величины (1 m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6 m).

Эталон звездной величины

За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск , самой яркой точки в . Несколько позже было изложено более точное определение объекта нулевой звездной величины – его освещённость должная равняться 2,54·10 −6 люкс, а световой поток в видимом диапазон 10 6 квантов/(см²·с).

Видимая звездная величина

Описанная выше характеристика, которую определил Гиппарх Никейский, впоследствии стала носить название «видимая» или «визуальная». Имеется в виду, что ее можно наблюдать как при помощи человеческих глаз в видимом диапазоне, так и с использованием различных инструментов вроде телескопа, включая ультрафиолетовый и инфракрасный диапазон. Звездная величина созвездия равна 2 m . Однако мы знаем, что Вега с нулевым блеском (0 m) не самая яркая звезда на небосводе (пятая по блеску, третья для наблюдателей с территории СНГ). Поэтому более яркие звезды могут иметь отрицательную звездную величину, к примеру, (-1.5 m). Также сегодня известно, что среди небесных светил могут быть не только звезды, но и тела, отражающие свет звезд – планеты, кометы или астероиды. Звездная величина полной составляет −12,7 m .

Абсолютная звездная величина и светимость

Для того чтобы была возможность сравнить истинную яркость космических тел, была разработана такая характеристика как абсолютная звездная величина. Согласно ней вычисляется значение видимой звездной величины объекта, если бы этот объект располагался на за 10 (32,62 ) от Земли. В таком случае отсутствуют зависимость от расстояния до наблюдателя при сравнении различных звезд.

Абсолютная звездная величина для космических объектов в использует иное расстояние от тела к наблюдателю. А именно 1 астрономическую единицу, при этом, в теории, наблюдатель должен находиться в центре Солнца.

Более современной и полезной величиной в астрономии стала «светимость». Эта характеристика определяет полную , которую излучает космическое тело за определенный отрезок времени. Для ее вычисления как раз и служит абсолютная звездная величина.

Спектральная зависимость

Как уже говорилось ранее, звездная величина может быть измерена для различных видов электромагнитного излучения, а потому имеет разные значения для каждого диапазона спектра. Для получения картинки какого-либо космического объекта астрономы могут использовать , которые более чувствительны к высокочастотной части видимого света, и на изображении звезды получаются голубыми. Такая звездная величина называется «фотографической», m Pv . Чтобы получилось значение близкое к визуальному («фотовизуальное», m P), фотопластинку покрывают специальной ортохроматической эмульсией и используют желтый светофильтр.

Учеными была составлена так называемая фотометрическая система диапазонов, благодаря которой можно определять основные характеристики космических тел, такие как: температура поверхности, степень отражения света (альбедо, не для звезд), степень поглощения света и прочие. Для этого производится фотографирование светила в разных спектрах электромагнитного излучения и последующие сравнение результатов. Для фотографии наиболее популярны следующие фильтры: ультрафиолетовый, синий (фотографическая звездная величина) и желтый (близкий к фотовизуальному диапазону).

Фотография с запечатленными энергиями всех диапазонов электромагнитных волн определяет так называемую болометрическую звездную величину (m b). С ее помощью, зная расстояние и степень межзвездного поглощения, астрономы вычисляют светимость космического тела.

Звездные величины некоторых объектов

• Солнце = −26,7 m
• Полная Луна = −12,7 m
• Вспышка Иридиума = −9,5 m . Iridium – это система из 66 спутников, которых движутся по орбите Земли и служат для передачи голоса и прочих данных. Периодически поверхность каждого из трех главных аппаратов отсвечивает солнечный свет в сторону Земли, создавая ярчайшую плавную вспышку на небосводе до 10 секунд.

Даже далекие от астрономии люди знают, что звезды имеют разный блеск. Наиболее яркие звезды без труда видны на засвеченном городском небе, а самые тусклые едва различимы при идеальных условиях наблюдения.

Для характеристики блеска звезд и других небесных светил (например, планет, метеоров, Солнца и Луны) ученые выработали шкалу звездных величин.

Видимая звездная величина (m; часто ее называют просто "звездная величина") указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него.

Это безразмерная астрономическая величина, характеризующая создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя освещенность.

Освещённость – световая величина, равная отношению светового потока, падающего на малый участок поверхности, к его площади.
Единицей измерения освещённости в Международной системе единиц (СИ) служит люкс (1 люкс = 1 люмену на квадратный метр), в СГС (сантиметр-грамм-секунда) – фот (один фот равен 10 000 люксов).

Освещённость прямо пропорциональна силе света источника света. При удалении источника от освещаемой поверхности её освещённость уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния (закон обратных квадратов).

Субъективно видимая звездная величина воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных).

При этом блеск одного источника указывают путем его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Такими эталонами обычно служат специально подобранные непеременные звезды.

Звездную величину сначала ввели как указатель видимого блеска звезд в оптическом диапазоне, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: инфракрасный, ультрафиолетовый.

Таким образом, видимая звёздная величина m или блеск является мерой освещённости Е, создаваемой источником на перпендикулярной к его лучам поверхности в месте наблюдения.

Исторически все началось более 2000 лет назад, когда древнегреческий астроном и математик Гиппарх (II век до нашей эры) поделил видимые глазом звезды на 6 величин.

Самым ярким звездам Гиппарх присвоил первую звездную величину, а самым тусклым, едва видимым глазом, – шестую, остальные равномерно распределил по промежуточным величинам. Причем, разделение на звездные величины Гиппарх произвел так, чтобы звезды 1-й величины казались настолько ярче звезд 2-й величины, насколько те кажутся ярче звезд 3-й величины и т. д. То есть от градации к градации блеск звезд изменялся на одну и ту же величину.

Как позже выяснилось, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину – эмпирический психофизиологический закон Вебера – Фехнера , согласно которому интенсивность ощущения прямо пропорциональна логарифму интенсивности раздражителя.

Это связано с особенностями человеческого восприятия, для примера, если в люстре последовательно зажигается 1, 2, 4, 8, 16 одинаковых лампочек, то нам кажется, что освещенность в комнате все время увеличивается на одну и ту же величину. То есть количество включаемых лампочек должно увеличиваться в одинаковое число раз (в примере вдвое), чтобы нам казалось, что прирост яркости постоянен.

Логарифмическая зависимость силы ощущения Е от физической интенсивности раздражителя Р выражается формулой:

Е = к log P + a, (1)

где k и a – некие постоянные, определяемые данной сенсорной системой.

В середине 19 в. английский астроном Норман Погсон осуществил формализацию шкалы звездных величин, которая учитывала психофизиологический закон зрения.

Основываясь на реальных результатах наблюдений, он постулировал, что

ЗВЕЗДА ПЕРВОЙ ВЕЛИЧИНЫ РОВНО В 100 РАЗ ЯРЧЕ ЗВЕЗДЫ ШЕСТОЙ ВЕЛИЧИНЫ.

При этом в соответствии с выражением (1) видимая звездная величина определяется равенством:

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

2,5 – коэффициент Погсона, знак минус – дань исторической традиции (более яркие звезды имеют меньшую, в т. ч. отрицательную, звездную величину);
a – нуль-пункт шкалы звёздных величин, устанавливаемый международным соглашением, связанным с выбором базовой точки измерительной шкалы.

Если Е 1 и Е 2 соответствуют звёздным величинам m 1 и m 2 , то из (2) следует, что:

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

Уменьшение звездной величины на единицу m1 - m2 = 1 приводит к увеличению освещённости Е примерно в 2,512 раза. При m 1 - m 2 = 5, что соответствует диапазону от 1-й до 6-й звездной величины, изменение освещенности будет Е 2 /Е 1 =100.

Формула Погсона в её классическом виде устанавливает связь между видимыми звездными величинами:

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

Данная формула позволяет определять разницу звёздных величин, но не сами величины.

Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт – блеск, которому соответствует нулевая звездная величина (0 m). Сначала в качестве 0 m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для визуальных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосе V системы UBV, её блеск равен +0,03 m , что на глаз неотличимо от нуля).

Обычно же нуль-пункт шкалы звездных величин принимают условно по совокупности звезд, тщательная фотометрия которых выполнена различными методами.

Также за 0 m принята вполне определенная освещенность, равная энергетической величине E=2,48*10 -8 Вт/м². Собственно, именно освещенность и определяют при наблюдениях астрономы, а уже потом ее специально переводят в звездные величины.

Делают они это не только потому что «так привычнее», но и потому что звездная величина оказалась очень удобным понятием.

звездная величина оказалась очень удобным понятием

Измерять освещенность в ваттах на квадратный метр крайне громоздко: для Солнца величина получается большой, а для слабых телескопических звезд – очень маленькой. В то же время оперировать звездными величинами гораздо легче, так как логарифмическая шкала исключительно удобна для отображения очень больших диапазонов значений величин.

Погсоновская формализация в последующем стала стандартным методом оценки звёздной величины.

Правда, современная шкала уже не ограничивается шестью звездными величинами или только видимым светом. Очень яркие объекты могут иметь отрицательную звездную величину. Например, Сириус, ярчайшая звезда небесной сферы, имеет звездную величину минус 1,47 m . Современная шкала позволяет также получить значение для Луны и Солнца: полнолуние имеет звездную величину -12,6 m , а Солнце -26,8 m . Орбитальный телескоп «Хаббл» может наблюдать объекты, блеск которых составляет величины примерно до 31,5 m .

Шкала звездных величин
(шкала – обратная: меньшим значениям соответствуют более яркие объекты)

Видимые звездные величины некоторых небесных тел

Солнце: -26,73
Луна (в полнолуние): -12,74
Венера (в максимуме блеска): -4,67
Юпитер (в максимуме блеска): -2,91
Сириус: -1,44
Вега: 0,03
Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом: около 6,0
Солнце с расстояния 100 световых лет: 7,30
Проксима Центавра: 11,05
Самый яркий квазар: 12,9
Самые слабые объекты, снимки которых получены телескопом «Хаббл»: 31,5