Абсолютна звездна величина в астрономията е видимата величина, каквато тя би била ако наблюдавахме светилото от разстояние 10 парсека. Абсолютната болометрична звездна величина на Слънцето е +4,7.
Абсолютната звездна величина позволява сравнения на яркостта на два обекта, независимо от разстоянието, от което те са наблюдавани.
Абсолютна звездна величина на звезди и галактики (M)редактиране на кода
При разглеждане на звезди и галактики за стандартно разстояние е прието 10 парсека (около 32,616 светлинни години или 3×1014 километра). Звезда на разстояние 10 парсека има паралакс от 0,1" (100 ъглови милисекунди).
При определяне на абсолютната звездна величина е необходимо да бъде указан видът на електромагнитното лъчение на обекта. Ако се измерва отделената в целия електромагнитен спектър енергия, правилният термин е болометрична величина. Величината намалява с нарастване на яркостта на тялото.
Много от звездите, видими с невъоръжено око на небсния небосвод, имат абсолютна звездна величина многократно по-голяма от тази на Слънцето:
За сравнение Сириус има абсолютна звездна величина равна на 1,4, докато Слънцето, чиято величина се използва за отправна точка на скалата, има величина от 4,83.
Познати са звезди с абсолютни величина от −10 до +17. Абсолютните величини на галактиките обаче могат да бъдат значително по-големи поради големия брой звезди който съдържат. Например величината на гигантската елиптична галактика M87 е −22.
Абсолютната звездна величина може да бъде изчислена от видимата величина и разстоянието до звездата по формулата:
![{\displaystyle M=m+5\log _{10}{\frac {d_{0}}{d}}\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/703ab39896f6d85d785e52a44811b2278bf07357)
където
е равно на 10 парсека (≈ 32 616 светлинни години) и
в разстоянието до звездата; или:
![{\displaystyle M=m+5\left(1+\log _{10}{\frac {\pi }{\pi _{0}}}\right)\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/1b3cf9416b6e56864025258a0e2438246d1420d3)
където
е паралакса на звездата и
е една ъглова секунда.
- Ригел има видима величина mV=0,18 и се намира на 773 светлинни години.
- MVRigel = 0,18 + 5×log10(32,616/773) = −6,7
- Вега има паралакс 0,133" и видима величина от +0,03
- MVVega = 0,03 + 5×(1 + log10(0,133)) = +0,65
- Алфа Кентавър има паралакс 0,750" и видима величина −0,01
- MVα Cen = −0,01 + 5×(1 + log10(0,750)) = +4,37
При известна величина
видимата величина
може да се изчисли при за разстояние
по формулата:
![{\displaystyle m=M-5\log _{10}{\frac {d_{0}}{d}}\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f0fc94a3012a97a6741c7549ec8bc957910d7a88)
За планетите, кометите и астероидите, абсолютната звездна величина се определя като видимата величина, която обектът би имал, ако се намира на разстояние от една астрономическа единица от Земята и на същото разстояние от Слънцето, във фазов ъгъл от нула градуса. Такова положение на практика е невъзможно, но е удобно за математическите изчисления.
Формула за H: (абсолютна звездна величина)
![{\displaystyle H=m_{Sun}-5\log _{10}{\frac {{\sqrt {a}}r}{d_{0}}}\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/b9ad0d6555a3aaa7fa1af3924148e089e991eb1b)
където
е видимата величина на Слънцето на разстояние от 1 АЕ (−26,73),
е геометричното албедо на тялото (между 0 и 1),
е радиуса на тялото и
е 1 астрономична единица (astronomical unit или А.U.) (≈149,6 Gm).
Луна:
= 0,12,
= 3476/2 km = 1738 km
![{\displaystyle H_{Moon}=m_{Sun}-5\log _{10}{\frac {{\sqrt {a_{Moon}}}r_{Moon}}{d_{0}}}=+0,25\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/7d5aae1b5a9b58443d3416f77727b0b5669ce6d8)
Абсолютната звездна величина може да се използва за намиране на видимата величина на тялото:
![{\displaystyle m=H+2,5\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}^{2}d_{BO}^{2}}{p(\chi )d_{0}^{4}}}\right)}\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/001c793ac30a993fd156c954efd873ed11468985)
където:
е 1 АЕ,
е фазовият ъгъл Слънце-тяло-наблюдател; откъдето следва:
![{\displaystyle \cos {\chi }={\frac {d_{BO}^{2}+d_{BS}^{2}-d_{OS}^{2}}{2d_{BO}d_{BS}}}\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f66d989e25f65851013231f89bc1b8dbaaf06bf9)
е фазовия интеграл (интеграция на отразената светлина от 0 до 1)
- Пример в случай на идеално дифузно отражение от повърхостта на сфера – добро приближение за случая на планети в Слънчевата система:
![{\displaystyle p(\chi )={\frac {2}{3}}\left(\left(1-{\frac {\chi }{\pi }}\right)\cos {\chi }+(1/\pi )\sin {\chi }\right)\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9d2e421aa0fb5625c082843760b2993b7c709f8a)
- Разстояния:
наблюдател-тяло
Слънце-тяло
наблюдател-Слънце
Луна
= +0,25
=
= 1 АЕ
= 384,5 Mm = 2,57 милиона АЕ
- Колко ярка е Луната при наблюдение от повърхността на Земята?
- При пълнолуние:
= 0, (
≈ 2/3)![{\displaystyle m_{Moon}=0,25+2,5\log _{10}{\left({\frac {3}{2}}0,00257^{2}\right)}=-12,26\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/e53d72c2f1b1171a4682ff18a6d361616391badc)
- (истинска стойност −12,7) При пълнолуние луната отразява 30% повече светлина от колкото при идеално дифузно отражение.
- При първа/последна четвърт:
= 90°,
(в случай на идеално дифузно отражение)![{\displaystyle m_{Moon}=0,25+2,5\log _{10}{\left({\frac {3\pi }{2}}0,00257^{2}\right)}=-11,02\!\,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/e1847083a121ef15102a64e4aaf4aa6f5a4e6c6e)
- (истинска стойност −11,0) При малки фазови ъгли формулата за дифузно отражение дава по-добри резултати.
Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел – показва зависимостта на абсолютната яркост или светимостта към спектралния цвят или повърхностната температура на звездите.