Человек познаёт окружающий мир через упрощение и классификацию. Звёзды привлекали исследователей мира с древних времён, и казались загадочными из-за своей недосягаемости. Но если хотя бы один орган чувств способен воспринимать явление – мы можем описать его и попытаться классифицировать. Так поступил Гиппарх Никейский — древнегреческий астроном, механик, географ и математик, живший около 2200 лет назад, и большую часть жизни работавший на острове Родос. Тайна звёздного неба чрезвычайно привлекала его, и, стремясь раскрыть её, он составил звёздный каталог, в котором разделил звёзды по их светимости на 6 классов. К звёздам 6-й величины он отнёс те из них, которые были едва различимы невооружённым глазом, а самые яркие отнёс к звёздам 1-й величины. Каждая следующая величина отличалась от предыдущей по яркости примерно в два раза. К сожалению, в первозданном виде его каталог не дошёл до наших дней, и знаем мы о нём только из трудов других великих учёных древности (Паппа, Страбона и Птолемея). Однако такая оценка была слишком неточной, и в 1856 году английский астроном Норман Роберт Погсон дал более формальное определение звёздным величинам. С тех пор звезда первой величины отличается по яркости от звезды 6-й величины ровно в 100 раз. Такая логарифмическая шкала используется до сих пор, а видимая яркость звёзд в небе измеряется при помощи фотодетекторов. По этой шкале получается, что звезды смежных величин отличаются по яркости примерно в 2,512 раза ($\sqrt[5]{100}$), самая яркая звезда на ночном небе вне Солнечной системы (в видимом диапазоне спектра), Сириус, имеет видимую звёздную величину −1,46, а наше Солнце — −26,74. Однако понятно, что видимая с Земли яркость далёкой звезды определяется не только её истинной яркостью, но и расстоянием до неё, а также наличием различных объектов в промежутке между нами – космической пыли, межзвёздной материи и т.п. Поэтому реально более яркие звёзды могут казаться нам тусклыми только потому, что они расположены дальше остальных. Для сравнения истинной яркости звёзд используется абсолютная звёздная величина. Она равняется такой видимой звёздной величине заданного объекта, которую мы бы воспринимали, находясь на расстоянии ровно в 10 парсек (32,6 световых лет) от него, если бы при этом между нами и объектом не было никаких помех вроде межзвёздной среды или космической пыли. Гипотетически расположив различные объекты на одном расстоянии от нас, мы можем сравнивать их яркость напрямую. Шкала яркости логарифмическая, и разница в 5 единиц на этой шкале соответствует изменению яркости в 100 раз. Так же, как и с видимой яркостью, чем меньше значение, тем больше яркость. Поскольку светятся звёзды в разных диапазонах длин волн, для их оценки применяется фотометрическая система UBV, где U – это ультрафиолетовая полоса спектра, B – голубая, а V – видимая. Абсолютная яркость Солнца в видимой части спектра, или MV = +4,83. Также существует абсолютная болометрическая яркость объекта – это его общая яркость по всему диапазону частот. У очень ярких объектов яркость может измеряться в отрицательных величинах. К примеру, MB Млечного пути = -20,8. Но поскольку галактики (и другие крупные объекты) превосходят по размеру 10 парсек, их абсолютная яркость считается как яркость точечного объекта, который излучал бы столько же света, сколько вся галактика целиком. Некоторые из звёзд, видимые на нашем небе невооружённым глазом, в реальности настолько яркие, что находись они в 10 парсеках от нас, они выглядели бы ярче планет Солнечной системы и отбрасывали бы тени. Среди них – Ригель (-7,0), Денеб (-7,2) и Бетельгейзе (-5,6). У яркого с виду Сириуса абсолютная яркость составляет всего 1,4, что всё равно больше, чем у Солнца. Самыми яркими объектами в обозримой части Вселенной являются активные ядра галактик (к примеру, такой квазар, как CTA-102), абсолютная звёздная величина которых может доходить до -32. Адаптивная и активная оптика

Мерцающие звёзды в ночном небе – это красиво, романтично, но жутко неудобно для научных наблюдений. Атмосфера, благодаря которой мы с вами существуем на поверхности Земли, постоянно движется из-за разницы температур между разными слоями, порождающих ветер. Переменный показатель преломления различных слоёв атмосферы создаёт постоянные колебания в картинке неба. Понятием астрономической видимости описывают, насколько земная атмосфера искажает видимость звёзд в данном месте в данное время. Даже если расположить телескоп в сухой пустыне или на вершине высокой горы, идеально чёткой картинки для достаточно больших зеркал (и, соответственно, большого разрешения) достичь не получится. Для борьбы с атмосферными искажениями картинки применяется адаптивная оптика. Её разработку начали США во время Холодной войны для наблюдения за советскими спутниками, а к 1991 году наработки рассекретили и начали применять в гражданской науке. Для коррекции колебаний изображения в телескопах используется датчик волнового фронта, зеркало с изменяемой геометрией и компьютер, им управляющий. Если наблюдаемый объект слишком тусклый для правильной работы датчика, то для нивелирования колебаний его изображения можно использовать «опорную звезду» — яркий источник света, расположенный поблизости от этого объекта. Естественно, такую звезду получается найти далеко не всегда – для решения этой проблемы на некоторых телескопах устанавливают лазер, порождающий «искусственную опорную звезду». Луч лазера направляется вверх, отражается от слоёв атмосферы обратно, и попадает в датчик. Его колебания анализируются и зеркало при помощи микроэлектромеханических систем корректирует свою форму в реальном времени в небольших пределах. Не стоит путать адаптивную и активную оптики. Почти все современные телескопы – рефлекторы, и основным их элементом является большое зеркало. Раньше зеркала для подобных телескопов делали тяжёлыми и толстыми, чтобы они могли сопротивляться деформации под воздействием внешних сил – ветра и изменения температур. С 1980-х годов зеркала для телескопов делают тонкими, или же вообще разбивают на сегменты. Сзади на них устанавливаются актуаторы, поддерживающие необходимую форму зеркал при помощи датчика качества картинки и компьютера. Подстройка формы происходит относительно медленно, обычно с шагом в несколько секунд. Альбедо

Применительно к планете Земля под альбедо обычно понимается процент солнечного излучения для всех длин волн, который диффузно отражается от поверхности Земли (или, например, от верхних слоёв атмосферы благодаря облакам). В астрономии альбедо используется в разных случаях и определяется по-разному. Астрономическая фотометрия изучает оптическое альбедо планет, спутников и астероидов, его зависимость от длины волны, угла освещения и изменение во времени. Величина абсолютного альбедо астрономического объекта говорит о том, есть ли на его поверхности лёд. Зависимость альбедо от угла освещения объекта даёт информацию о свойствах его реголита. Самое высокое альбедо – у спутника Сатурна Европы, а именно 0,99. Также высокое альбедо у Эриды, второй по размеру после Плутона карликовой планеты – 0,96. Мелкие астероиды из поясов Солнечной системы, наоборот, могут похвастаться очень низкими альбедо вплоть до 0,05. Ядра комет обычно имеют альбедо порядка 0,04. Общее альбедо Луны – 0,14. Поскольку альбедо зависит от угла освещения, различают два вида оптического альбедо. Геометрическое альбедо небесного тела измеряют, когда источник света находится сзади наблюдателя. Альбедо Бонда представляет собой процент отражённой электромагнитной энергии по отношению к общей полученной. Иногда эти два показателя для одного небесного тела значительно различаются, что может вызвать путаницу. К примеру, геометрическое альбедо Нептуна равно 0,442, а бондовское – 0,29. Радиолокационная астрономия изучает свойства небесных тел при помощи радиолокации. Высокая точность измерений этих свойств достигается за счёт того, что известны все параметры первоначального луча. В этой области исследований используют радарное альбедо – нормализованный отражённый сигнал с поляризацией, обратной исходному. Радарное альбедо гладкой металлической сферы равнялось бы единице. Радарное альбедо Луны равняется 0,06. Астрономическая единица

Единицы измерения длины появлялись и совершенствовались параллельно с прогрессом человеческой цивилизации. Для ориентирования на поверхности Земли достаточно километров, а уже в пределах Солнечной системы эта единица длины оказывается слишком маленькой. В результате для измерений подобных расстояний принято использовать расстояние от Земли до Солнца – астрономическую единицу, или а.е. Оценить расстояние от Земли до Солнца пытались ещё с третьего века до нашей эры (Аристарх Самосский), но первым точно определил его голландский механик, физик, математик, астроном и изобретатель Христиан Гюйгенс. Правда, историки ставят под сомнение его достижение из-за множества сделанных им спорных предположений и допущений. Вслед за ним близко подошли к ответу астрономы Джованни Доменико Кассини и Жан Рише. Они находили параллакс Венеры, наблюдая за прохождением планеты по солнечному диску, а из него вычисляли отношение расстояний от Земли до Солнца и от Венеры до Солнца. После этого можно было найти солнечный параллакс, посредством которого можно оценить расстояние до Солнца. Прямые измерения расстояний до Венеры и Марса при помощи радаров стали возможными в 1960-х годах. Изначально за а.е. принимали среднее расстояние от Земли до Солнца (поскольку Земля движется по эллиптической орбите, расстояние ежегодно колеблется в пределах 3%) – около 150 млн. км. или порядка 8 световых минут. После нескольких уточнений, происходивших вследствие улучшений оборудования и теоретических уточнений, в 2012 году это расстояние стали определять как ровно 149 597 870 700 метров. Точность в данном случае важна, поскольку через а.е. определяется другая фундаментальная астрономическая единица длины – парсек. Источник: Вячеслав Голованов / habr