Зорная велічыня

**Зорная велічыня́** — пазасыстэмная лягарытмічная велічыня, якая вымярае бляск астранамічных аб’ектаў. Зорная велічыня характарызуе плыню энэргіі, што зыходзіць ад назіральнага аб’екта (энэргію ўсіх фатонаў за сэкунду), на адзінку плошчы. Такім чынам, зорная велічыня залежыць як ад сьвяцільнасьці самаго аб’екта, гэтак і адлегласьці паміж ім і назіральнікам. Тым меншае значэньне зорнай велічыні, чым ярчэйшы назіраны аб’ект. Плыню энэргіі ад аб’екта вымяраюць у бачным, інфрачырвоным або ультрафіялетавым дыяпазоне электрамагнітнага выпраменьваньня.

## Гісторыя
Практыка вызначэньня зорнай велічыні сягае ў Старажытную Грэцыю: Гіпарх (паводле іншых крыніц — Пталемэй) вызначыў шэсьць ступеняў яскравасьці зорак, якую яны лічылі «велічынёй» (у літаральным сэнсе — памерам) зорак. Няўзброеным вокам такія зоркі, як Сырыюс або Арктур, выглядаюць буйнейшымі за меней яскравыя зоркі кшталту Міцара, які выглядае буйнейшым за сапраўды цёмную зорку Алькор.

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

Тыха Брагэ паспрабаваў вылічыць «велічыню» зорак — іхныя кутавыя памеры, што, тэарэтычна, дазволіла б набыць парамэтар зорнай велічыні як нешта большае за суб’ектыўнае меркаваньне. Ён вылічыў, што зоркі першай велічыні маюць 2 кутавыя хвіліны (2′) у візуальным дыямэтры (гэта 1/30 градуса, або, для навочнасьці, 1/15 дыямэтра поўні), а наступныя велічыні да шостай складаюць 3/2′, 13/12′, 3/4′, 1/2′ і 1/3′ адпаведна. Удасканаленьне 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 (эфэкт, цяпер вядомы як дыск Эйры), пагатоў, той дыск бый большым для яскравых зорак і меншым для цёмных. Астраномы ад Галілея да Касіні памылкова разглядалі тыя несапраўдныя кругі як фізычныя кампанэнты зорак, таму ажно да XVIII стагодзьдзя працягвалі разглядаць зорную велічыню як меру фізычных памераў зоркі. Ян Гэвэліюс склаў вельмі дакладную табліцу тэлескапічна вымераных велічынь зорак: памеры складалі ад 6″ для першай велічыні да ўсяго 2″ для шостай. У часы Ўільяма Гэршэля астраномы ўжо прыйшлі да высновы, што кругі, што разыходзяцца ад зоркі, насамрэч несапраўдныя, але гэта не зьмяніла адносінаў да зорнай велічыні як хутчэй фізычнага парамэтру, а не парамэтру яскравасьці. Нават у XIX стагодзьдзі зорная велічыня вымяралася шасьцю ступенямі візуальнага памеру:

Не існуе іншага закону для клясыфікацыі зорак, як ацэнкі назіральніка; адсюль вынікае, што адныя астраномы могуць адносіць пэўную зорку да першай зорнай велічыні, іншыя — да другой.

Тым ня меней, у сярэдзіне XIX стагодзьдзя астраномы здолелі вылічыць адлегласьць да зорак праз зорную параляксу: гэта дало разуменьне, што зоркі знаходзяцца настолькі далёка, што іх можна прымаць за пунктавую крыніцу сьвятла. Далейшае вывучэньне дыфракцыі сьвятла і  дало астраномам патлумачыць і несапраўднасьць візуальных памераў зорак, і залежнасьць гэтых памераў ад інтэнсіўнасьці сьвятла, што зыходзіць ад зоркі (візуальная яскравасьць зоркі, якая вымяраецца ў такіх адзінках, як ват/см2), з-за якой ярчэйшыя зоркі выглядаюць буйнейшымі. Фотамэтрычныя вымярэньні паказалі, што зоркі першай зорнай велічыні прыкладна ў 100 разоў ярчэйшыя за зоркі шостай велічыні. У 1856 годзе Норман Р. Погсан з Оксфарду прапанаваў узяць падобны стасунак за стандарт, каб кожнае зьмяншэньне зорнай велічыні вынікала як зьмяшчэньне па яскравасьці, роўнае корню пятай ступені з 100, роўнае прыкладна . Гэты стасунак стаў асновай цяперашняга прынцыпу вымярэньня зорнай велічыні, калі за крыніцу бяруць не візуальны памер, а бляск зорак. З выкарыстаньнем лягарытмічнай шкалы стала магчымым існаваньне велічынь, меншых за першую. Так, Арктур мае зорную велічыню 0, а Сырыюс мае −1,46.

## Візуальная зорная велічыня

Паводле сучаснай лягарытмічнай шкалы зорных велічынь, два аб’екта з інтэнсіўнасьцямі I1 і I2, вымеранымі зь Зямлі ў адзінках магутнасьці на адзінку плошчы, будуць мець зорныя велічыні m1 і m2 паводле наступнага стасунку:
: m_1-m_2=-2.5\log_{10} \left ( \frac{I_1}{I_2} \right )

Дзякуючы гэтай формуле, зорная велічыня становіцца ня проста шкалой клясыфікацыі зорак, а дакладным інструмэнтам для вымярэньня яскравасьці. Дакладнасьць вымярэньняў цяпер дасягае 1/100 зорнай велічыні. Папярэдняя шкала 1—6 была ссунутая такім чынам, што зоркі другой зорнай велічыні маюць значэньне ад  да , а прыкладна 20 зорак, больш яркіх як m, называюць зоркамі першай зорнай велічыні (глядзіце сьпіс найярчэйшых зорак). Так, Сырыюс мае зорную велічыню , Арктур , Сьпіка — , а Працыён — . 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), гэтак і цямнейшых за тое, што можа пабачыць чалавек няўзброеным вокам (Плютон. Прыведзеная ніжэй табліца падае візуальныя зорныя велічыні для розных касьмічных аб’ектаў: ад Сонца да найцямнейшых аб’ектаў, назіраных касьмічным тэлескопам «Габл».

## Абсалютная зорная велічыня

Візуальная зорная велічыня хоць і зьяўляецца дакладнай характарыстыкай астранамічнага аб’екта, але ўсё роўна зьяўляецца суб’ектыўнай, бо вымярэньне яскравасьці праводзіцца зь Зямлі. Каб пазьбегнуць падобнай суб’ектыўнасьці, за абсалютную зорную велічыню астраномы прынялі візуальную зорную велічыню астранамічнага аб’екта на адлегласьці  ад Зямлі.

## Крыніцы і заўвагі

;Заўвагі

## Літаратура
* 

Велічыня зорная
Катэгорыя:Адзінкі вымярэньня ў астраноміі