Прагляд зыходнага тэксту старонкі Зорная велічыня

'''Зорная велічыня''' — адносная адзінка вымярэння бляску нябеснага свяціла ([[зорка|зоркі]], [[планета|планеты]], [[Сонца]] ці іншага); мера асветленасці, створанай нябесным свяцілам на мяжы атмасферы [[планета Зямля|Зямлі]] ў плоскасці, перпендыкулярнай да падаючага праменя.
У залежнасці ад метаду назірання адрозніваюць зорныя велічыні: [[баламетрычная зорная велічыня|баламетрычную]] (па поўнай энергіі, выпрамененай свяцілам), [[Фатаграфічная зорная велічыня|фатаграфічную]], [[фотаэлектрычная зорная велічыня|фотаэлектрычную]], [[візуальная зорная велічыня|візуальную]] і іншыя.

Аднолькавай арыфметычнай розніцы зорных велічынь адпавядае аднолькавае прапорцыя велічынь бляску. Гістарычна было прынята лічыць, што розніца ў 5 зорных велічынь адпавядае суадносінам бляску, роўным 100.

Такім чынам, суадносіны бляску для розніцы ў 1 зорную велічыню <math>\sqrt[5]{100}\approx 2{,}512</math>, і формула пераліку зорных велічынь:

: <math>m = m_0 - 2{,}512 \lg E',</math>
дзе
{{math|''E''&prime;}} — бляск, {{math|''m''}} — зорная велічыня аб’екта, {{math|''m''<sub>0</sub>}} — зорная велічыня, адпаведная 1 люксу. У гарвардскай сістэме зорных велічынь {{math|''m''<sub>0</sub> {{=}} −13<sup>m</sup>,89}}; па-за атмасферай прынімаецца роўнай −14<sup>m</sup>.

Адрозніваюць зорныя велічыні, якія вымяраюцца ў розных [[Фотаметрычная сістэма|фотаметрычных сістэмах]].

Меншае значэнне зорнай велічыні азначае больш яркі аб’ект.

Звычайна значэнне зорнай велічыні [[Зорка|зоркі]] азначаецца '''''m''''' [ад {{lang-la|magnitudo}} велічыня], а [[Сонца]] — '''''m'''''<sub>☉</sub>; само значэнне зорнай велічыні звычайна запісваецца ў форме ±<цэлая частка><sup>m</sup>,<дробная частка>. Напрыклад, зорная велічыня Сонца каля −27<sup>m</sup>, Сірыуса каля −1,5<sup>m</sup>, Вегі каля 0<sup>m</sup>.

== Гісторыя ==
Практыка вызначэння зорнай велічыні сягае ў [[Старажытнагрэчаская астраномія|Старажытную Грэцыю]]: [[Гіпарх]] (паводле іншых крыніц — [[Клаўдзій Пталамей|Пталамей]]) вызначыў шэсць ступеней яркасці зорак, якую яны лічылі «велічынёй» (у літаральным сэнсе — памерам<ref>{{кніга|аўтар=Heifetz, M.; Tirion, W.|год=2004|загаловак=A walk through the heavens: a guide to stars and constellations and their legends|месца=Cambridge|выдавецтва=Cambridge University Press|старонкі=6}}</ref>) зорак. Няўзброеным вокам такія зоркі, як [[Сірыус]] або [[Арктур]], выглядаюць буйнейшымі за меней яркія зоркі кшталту [[Міцар]]а, які выглядае буйнейшым за сапраўды цёмную зорку [[Міцар|Алькор]].

Усяго было вызначана 6 «узроўняў» зорнай велічыні: «першая велічыня» — першы «ўзровень», і гэтак далей.

[[Ціха Брагэ]] паспрабаваў вылічыць «велічыню» зорак — іх вуглавыя памеры, што, тэарэтычна, дазволіла б набыць параметр зорнай велічыні як нешта большае за суб’ектыўнае меркаванне. Ён вылічыў, што зоркі першай велічыні маюць 2 вуглавыя хвіліны (2′) у бачным дыяметры (гэта 1/30 градуса, або, для нагляднасці, 1/15 дыяметра [[Месяц (спадарожнік Зямлі)|Месяца]]), а наступныя велічыні да шостай складаюць 3/2′, 13/12′, 3/4′, 1/2′ і 1/3′ адпаведна<ref>{{кніга|аўтар=Thoren, V. E.|год=1990|загаловак=The Lord of Uraniborg|месца=Cambridge|выдавецтва=Cambridge University Press|старонкі=306}}</ref>. Удасканаленне тэлескопаў паказала, што бачныя раней памеры зорак — несапраўдныя, і па праўдзе былі значна меншыя за тое, што было бачна ў акуляры): ранейшыя тэлескопы паказвалі толькі дыскападобную выяву зоркі з кругамі вакол яе (эфект, цяпер вядомы як [[дыск Эйры]]), пагатоў, той дыск быў большым для яркіх зорак і меншым для цёмных. Астраномы ад [[Галілей|Галілея]] да [[Жак Касіні|Касіні]] памылкова разглядалі тыя несапраўдныя кругі як фізічныя кампаненты зорак, таму ажно да [[18 стагоддзе|XVIII стагоддзя]] працягвалі разглядаць зорную велічыню як меру фізічных памераў зоркі.{{sfn|Graney|Grayson|2011|pp=351—373}} [[Ян Гевелій]] склаў вельмі дакладную табліцу тэлескапічна вымераных велічынь зорак: памеры складалі ад 6″ для першай велічыні да ўсяго 2″ для шостай.{{sfn|Graney|Grayson|2011|pp=351—373}} У часы [[Уільям Гершэль|Уільяма Гершэля]] астраномы ўжо разумелі, што кругі, што разыходзяцца ад зоркі, насамрэч несапраўдныя, але гэта не змяніла адносін да зорнай велічыні як хутчэй фізічнага параметру, а не параметра яркасці. Нават у XIX стагоддзі зорная велічыня вымяралася шасцю ступенямі бачнага памеру:
{{пачатак цытаты}}
Не існуе іншага закону для класіфікацыі зорак, як ацэнкі назіральніка; адсюль вынікае, што адны астраномы могуць адносіць пэўную зорку да першай зорнай велічыні, іншыя — да другой.
{{канец цытаты|крыніца={{кніга|аўтар=Ewing, A.; Gemmere, J.|год=1812|загаловак=Practical Astronomy|месца=Burlington, N. J.|выдавецтва=Allison & Co.|старонкі=41}}}}
Тым не менш, у сярэдзіне XIX стагоддзя астраномы здолелі вылічыць адлегласць да зорак праз [[зорны паралакс]]: гэта дало разуменне, што зоркі знаходзяцца настолькі далёка, што іх можна прымаць за [[пунктавая крыніца|пунктавую крыніцу]] святла. Далейшае вывучэнне [[дыфракцыя|дыфракцыі святла]] і {{Артыкул у іншым раздзеле|Сіінг|сіінгу|en|Astronomical seeing}} (бачнасць, яснасць) дало астраномам патлумачыць і несапраўднасць бачных памераў зорак, і залежнасць гэтых памераў ад інтэнсіўнасці святла, што зыходзіць ад зоркі (бачная яркасць зоркі, якая вымяраецца ў такіх адзінках, як ват/см²), з-за якой ярчэйшыя зоркі выглядаюць буйнейшымі. Фотаметрычныя вымярэнні паказалі, што зоркі першай зорнай велічыні прыкладна ў 100 разоў ярчэйшыя за зоркі шостай велічыні. У 1856 годзе [[Норман Роберт Погсан|Норман Р. Погсан]] з Оксфарда прапанаваў узяць падобныя суадносіны за стандарт, каб кожнае змяншэнне зорнай велічыні вынікала як змяшчэнне па яркасці, роўнае корню пятай ступені са 100, роўнае прыкладна {{Num|2,512}}.<ref>{{кніга|аўтар=Hoskin, M.|год=1999|загаловак=The Cambridge Concise History of Astronomy|месца=Cambridge|выдавецтва=Cambridge University Press|старонкі=258}}</ref> Гэтыя суадносіны сталі асновай цяперашняга прынцыпу вымярэння зорнай велічыні, калі за крыніцу бяруць не бачны памер, а бляск зорак. З выкарыстаннем лагарыфмічнай шкалы стала магчымым існаванне велічынь, меншых за першую. Так, [[Арктур]] мае зорную велічыню 0, а [[Сірыус]] мае −1,46.

== Бачная зорная велічыня ==
{{Асноўны артыкул|Бачная зорная велічыня}}
Паводле сучаснай лагарыфмічнай шкалы зорных велічынь, два аб’екта з [[Інтэнсіўнасць (фізіка)|інтэнсіўнасцямі]] {{math|''I''<sub>1</sub>}} і {{math|''I''<sub>2</sub>}}, вымеранымі з Зямлі ў адзінках магутнасці на адзінку плошчы, будуць мець зорныя велічыні m<sub>1</sub> і m<sub>2</sub> паводле наступнай роўнасці:
: <math>m_1-m_2=-2.5\log_{10} \left ( \frac{I_1}{I_2} \right ).</math>

Дзякуючы гэтай формуле, зорная велічыня становіцца не проста шкалой класіфікацыі зорак, а дакладным інструментам для вымярэння яркасці. Дакладнасць вымярэнняў цяпер дасягае 1/100 зорнай велічыні. Папярэдняя шкала 1—6 была ссунутая такім чынам, што зоркі другой зорнай велічыні маюць значэнне ад {{Num|1.5}} да {{Num|2.5}}, а прыкладна 20 зорак, больш яркіх як {{Num|1.5}}<sup>m</sup>, называюць зоркамі першай зорнай велічыні (глядзіце [[спіс найярчэйшых зорак]]). Так, [[Сірыус]] мае зорную велічыню {{Num|−1.46}}, [[Арктур]] {{Num|−0.04}}, [[Спіка]] — {{Num|+1.04}}, а [[Працыён]] — {{Num|+0.34}}. Паводле старой шкалы ўсе гэтыя зоркі мелі першую зорную велічыню.

Зорную велічыню можна паводле той жа формулы вылічыць і для аб’ектаў, як ярчэйшых за ўсе зоркі ([[Сонца]] і [[Месяц (спадарожнік Зямлі)|Месяц]]), так і цямнейшых за тое, што можа ўбачыць чалавек няўзброеным вокам ([[Плутон (карлікавая планета)|Плутон]]. Прыведзеная ніжэй табліца дае бачныя зорныя велічыні для розных касмічных аб’ектаў: ад [[Сонца]] да найцямнейшых аб’ектаў, назіраных касмічным тэлескопам «[[Хабл, спадарожнік|Хабл]]».

{|class="wikitable" style="text-align: center;"
!Бачная<br />зорная<br />велічыня!!Яркасць<br />адносна<br />0-й велічыні!!Прыклад!!rowspan="21"|
!Бачная<br />зорная<br />велічыня!!Яркасць<br />адносна<br />0-й велічыні!!Прыклад!!rowspan="21"|
!Бачная<br />зорная<br />велічыня!!Яркасць<br />адносна<br />0-й велічыні!!Прыклад
|-
| −27||6.3×10<sup>10</sup>||Сонца||−7||630||[[SN 1006|Звышновая SN 1006]]||13||6.3×10<sup>−6</sup>||[[3C 273|Квазар 3C 273]]
|-
| −26||2.5×10<sup>10</sup>||||−6||250||[[Міжнародная касмічная станцыя|МКС]] (макс.)||14||2.5×10<sup>−6</sup>||Плутон (макс.)
|-
| −25||1.0×10<sup>10</sup>||||−5||100||[[планета Венера|Венера]] (макс.)||15||1.0×10<sup>−6</sup>||
|-
| −24||4.0×10<sup>9</sup>||||−4||40||||16||4.0×10<sup>−7</sup>||[[Харон (спадарожнік Плутона)|Харон]] (спадарожнік)
|-
| −23||1.6×10<sup>9</sup>||||−3||16||[[планета Юпітэр|Юпітэр]] (макс.), [[планета Марс|Марс]] (макс.)||17||1.6×10<sup>−7</sup>||
|-
| −22||6.3×10<sup>8</sup>||||−2||6.3||[[планета Меркурый|Меркурый]] (макс.)||18||6.3×10<sup>−8</sup>||
|-
| −21||2.5×10<sup>8</sup>||||−1||2.5||Сірыус||19||2.5×10<sup>−8</sup>||
|-
| −20||1.0×10<sup>8</sup>||||0||1.0||[[Вега]], [[планета Сатурн|Сатурн]] (макс.)||20||1.0×10<sup>−8</sup>||
|-
| −19||4.0×10<sup>7</sup>||||1||0.40||[[Антарэс]]||21||4.0×10<sup>−9</sup>||[[Калірое (спадарожнік)|Калірое]] (спадарожнік Юпітэра)
|-
| −18||1.6×10<sup>7</sup>||||2||0.16||[[Паўночная зорка]]||22||1.6×10<sup>−9</sup>||
|-
| −17||6.3×10<sup>6</sup>||||3||0.063||[[Сэрца Карла]]||23||6.3×10<sup>−10</sup>||
|-
| −16||2.5×10<sup>6</sup>||||4||0.025||[[Акубенс]]||24||2.5×10<sup>−10</sup>||
|-
| −15||1.0×10<sup>6</sup>||||5||0.010||[[(4) Веста|Веста]] (макс.), [[планета Уран|Уран]] (макс.)||25||1.0×10<sup>−10</sup>||[[Фенрыр (спадарожнік)|Фенрыр]] (спадарожнік Сатурна)
|-
| −14||4.0×10<sup>5</sup>||||6||4.0×10<sup>−3</sup>||звычайная мяжа<br />для няўзброенага вока{{efn|Пры вельмі цёмным небе, як то ў аддаленых сельскіх мясцовасцях.}}||26||4.0×10<sup>−11</sup>||
|-
| −13||1.6×10<sup>5</sup>||Поўны Месяц||7||1.6×10<sup>−3</sup>||[[Цэрэра (карлікавая планета)|Цэрэра]] (макс.)||27||1.6×10<sup>−11</sup>||мяжа для [[Аптычны тэлескоп|8-метр. тэлескопаў]]
|-
| −12||6.3×10<sup>4</sup>||||8||6.3×10<sup>−4</sup>||[[планета Нептун|Нептун]] (макс.)||28||6.3×10<sup>−12</sup>||
|-
| −11||2.5×10<sup>4</sup>||||9||2.5×10<sup>−4</sup>||||29||2.5×10<sup>−12</sup>||
|-
| −10||1.0×10<sup>4</sup>||||10||1.0×10<sup>−4</sup>||мяжа для бінокляў 7x50||30||1.0×10<sup>−12</sup>||
|-
| −9||4.0×10³||[[Успышка «Ірыдыума»]]||11||4.0×10<sup>−5</sup>||||31||4.0×10<sup>−13</sup>||
|-
| −8||1.6×10³||||12||1.6×10<sup>−5</sup>||||32||1.6×10<sup>−13</sup>||мяжа для тэлескопа «[[Хабл (тэлескоп)|Хабл]]»
|}

== Абсалютная зорная велічыня ==
{{Асноўны артыкул|Абсалютная зорная велічыня}}
Бачная зорная велічыня хоць і з’яўляецца дакладнай характарыстыкай астранамічнага аб’екта, але ўсё роўна з’яўляецца суб’ектыўнай, бо вымярэнне яркасці праводзіцца з [[Планета Зямля|Зямлі]]. Каб пазбегнуць падобнай суб’ектыўнасці, за абсалютную зорную велічыню астраномы прынялі бачную зорную велічыню астранамічнага аб’екта на адлегласці {{Ly|32.6|10}} ад Зямлі.

== Гл. таксама ==
* [[Гётынгенская актынаметрыя]]
* [[Абсалютная зорная велічыня]]
* [[Клас свяцільнасці|Класы свяцільнасці зорак]]
* [[Свяцільнасць]]
* [[Спіс самых яркіх зорак]]

== Заўвагі ==
{{notelist}}

== Крыніцы ==
{{reflist}}

== Літаратура ==
* {{Крыніцы/БелЭн|7|Зорная велічыня||113}}
* {{артыкул|ref=GraneyGrayson|аўтар=Graney, C. M.; Grayson, T. P.|год=2011|загаловак=On the Telescopic Disks of Stars: A Review and Analysis of Stellar Observations from the Early 17th through the Middle 19th Centuries|выданне=Annals of Science '''68''' (3)|спасылка=http://www.tandfonline.com/doi/abs/10.1080/00033790.2010.507472}}

{{зоркі}}
{{Бібліяінфармацыя}}

[[Катэгорыя:Адзінкі вымярэння ў астраноміі]]
[[Катэгорыя:Адзінкі вымярэння адносін велічынь]]