Ші лекция. Астрофотометрия негіздері. Погсон өрнегі. Абсолюттік жұлдыздық шамалар.

Аспан денесенің өз бойынан шығаратын жарық энергиясы оның негізгі бір сипаттамасы болып табылады. Осы шаманы өлшеудің екі тәсілі бар. Біріншіден өлшеуіш құралға жеткен энергияның мөлшерін тікелей өлшеу. Екіншіден зерттелетін объектінің сәулеленуін белгілі бір дененің сәулеленуімен салыстыру.

Жарықтың энергиясын өлшейтін құралдың сезгіштігі толқын ұзындығына байланысты болады. Сондықтан, өлшеудің нәтижесі өлшеуіш құралға, яғни оның спектрлік сезгіштігіне байланысты. Әр құралдың спектрлік сезгіштігінің облысын көрсету керек. Осы спектрлік облыстың ені құралдың өткізу жолағы деп аталынады. Мысалы, көз тек қана көрінерлік сәулелерді сезеді, ал болометр барлық электромагниттік спектрдегі сәулелерді қабылдайды. Осы себептен, жарық энергиясының мөлшерін өлшеуіш құралмен тікелей анықтағанда нәтиженің қай спектрлік диапазонға жатканын көрсету керек.

Екінші тәсілмен жарық энергиясын өлшегенде басқа бір қиындықтар туады. Қуаттары тең жарық көздерінің сәулеленуінің спектрлік құрамы әртурлі болуы мүмкін. Мысалы, Күн өз бойынан жасыл-сары сәулелерді көбірек шығарады, ал басқа бір жұлдыздар көгілдір-көк сәулелерді көбірек шығаруы мүмкін. Сондықтан, екі объектінің сәулеленуін тек спектрдің бір облысында салыстыру керек.

Жарық энергиясының мөлшерін жарық ағыны сипаттайды. Жарық ағыны – бірлік уақыт мерзімінде берілген ауданша арқылы өтетін сәулелік энергияның шамасы:

Ф-жарық ағыны. Э-энергия. -уақыт. Жарық ағыны Вт, эрг/с пен өлшенеді.

Бірлік ауданшаға түсетін жарық ағыны жарықталыну Е деп аталады:

S-аудан. Жарықталыну Вт/м², эрг/ см²-пен өлшенеді.

Астрофизикада жарықталынудың маңызы өте үлкен, себебі бақылаудың нәтижесінде тек осы шаманы өлшеуге мүмкіндік болады.

Жарықтылық L – бірлік уақыт мерзімінде белгілі жарық көзін қоршайтын тұйықталған беттен өтетін жарық ағынының мөлшері.

Жарық ағыны Ф, жарықталыну Е, жарықтылық L сәулеленуді толық спектрде немесе спектрдің бір облысында сипаттауы мүмкін.

Соған байланысты бұл шамалар толық (интегралдық) немесе (егер спектрлік диапазон өте жіңішке болса) монохроматтық деп аталады.

Аспан шырақтарының көбі бізден өте алыс орналасқан. Осындай объектілер нүкте тәрізді деп қабылданады. Осы объектілердің сәулеленуінің сипаттамасы жарық ағыны мен жарықталынуы болады. Астрономияда жарықталынуды арнаулы логарифмдік шкала бойынша өлшейді. Бұл шкала – жұлдыздық шамалардың шкаласы деп аталады. Жұлдыздық шамалар m - әрпімен белгіленеді. Бір жұлдыздық шама интервалына (1^m) 2.512 тең жарықталынулардың қатынасы алынған. Осы санның ондық логарифмі 0,4 тең, ал 5^m интервалы жарықталудың 100 есе өзгеруіне сәйкес болады. Келісім бойынша жұлдыздың жарықталынуы азайғанда, оның жұлдыздық шамасы артады, яғни, жұлдыздық шамалары -3^m, -2^m,-1^m, 0,1^m, 2^m, 3^m болатын объектілердің жарықталынулары еселігі 2,512 тең геометриялық прогрессия болады.

Осындай жұлдыздық шамалардың шкаласын біздің дәуірге дейінгі 3 ғасырда өмір сүрген оқымысты Гиппарх енгізген. Гиппархтың жүйесінде көзбен бақыланатын барлық жұлдыздар 6-топқа бөлінген, солардың ішіндегі ең жарықтары – 1 топқа, ал ең әлсіз зорға көрінетіндері- 6 топқа жатқызылады.

Жұлдыздық шама деп минуспен алынған негізі 2,512 болатын жарықталынудың логарифмін айтады.

Анықтама бойынша жұлдыздық шамалары m₁, m₂ ал, жарықталынулары Е₁, Е₂ болатын екі жұлдызға төменгі өрнекті жазуға болады.

және

ал ондық логарифммен

және .

Осы өрнектер Погсон өрнектері деп аталады.

Жұлдыздық шамалар шкаласының нөл мәні келісім бойынша жарықталынулары әртүрлі тәсілдермен өлшенген жұлдыздардың көмегімен анықталған. Жоғарғы өрнектерден m₂=0 болу үшін, E₂=1 керек. Жұлдыздық шамасы 0^m-ге тең жұлдыздың жер атмосферасының шекарасындағы жарықталынуы 2,54·10^-6 люкске тең болады.

Жұлдыздық шаманы нүкте тәрізді ғана емес басқа объектілерге де қолдануға болады.