Астрофотометрия. Звёздная величина (визуальная и фотографическая)

Звездной величиной m называется взятый со знаком минус логарифм по основанию 2,512 от освещенности Е, создаваемой данным объектом на площадке, перпендикулярной к лучам. Звездная величина солнца -26,8 Луны -12,7. Связь между звездными величинами и освещенностями выражается формулой Погсона: m1-m1=-2.5 * lg(E1/E2), где m1 и m1, Е1,Е2– звездные величины 2 светящихся объектов и их освещенности. Для удаленных объектов справедлива формула: Е=В* Ω, где В – яркость объекта, Ω – телесный угол, под которым он виден ан небесной сфере. Звездная величина М называется абсолютной, если объект находится на раст 10 пк. Тогда М=m+5-5*lgr, где r – расстояние до объекта в парсеках. Светимостью звезды L?называется поток энергии, излучаемый звездой по всем направлениям. Светимость L и абсолютная величина М связаны: М1-М2 = -2.5 * lg (L1/l2). В зависимости от спектрального состава излучения и типа фотоприемника различные величины, измеренные в разных спектральных интервалах, даже одного и того же объекта могут не совпадать. Связь между ними может быть выражена с помощью специальных соотношений и таблиц. Наиболее известная 12-цветная фотометрическая система Джонсона. ВИЗУАЛЬНАЯ ЗВЕЗДНАЯ величина (mn) - звездная величина, определяемая прямым наблюдением и отвечающая спектральной чувствительности человеческого глаза (максимум чувствительности приходится на длину волны 0,55 мкм).

Свойства излучения и основы спектрального анализа: законы Планка, Рэлея-Джинса, Стефана-Больцмана, Вина.

Анализ изучения — наиболее важный астрофизический метод; с его помощью получена основная часть наших знаний о космических объектах.Излучательная способность абсолютно черного тела может быть вычислена по формуле Планка

Излучательная способность, описываемая формулой Планка, убывает по-разному. В области коротких волн (фиолетовый конец спектра) знаменатель второго сомножителя в формуле Планка велик, и единицей можно пренебречь. Тогда получаем формулу Вина

описывающую очень крутое падение излучательной способности у фиолетового конца спектра. Формула Планка переходит в формулу Рэлея — Джинса:

Таким образом, в длинноволновой части спектра излучательная способность пропорциональна температуре. Пропорциональность потока излучения температуре позволяет выражать интенсивность наблюдаемого радиоизлучения через температуру абсолютно черного тела, имеющего такую же лучеиспускательную способность. Возникновение линейчатых спектров связано с беспрестанно меняющейся внутренней энергией атомов, то поглощающих, то вновь излучающих энергию.