Видимая звёздная величина

Закон Вебера — Фехнера

Закон Вебера — Фехнера — эмпирический психофизиологический закон, заключающийся в том, что интенсивность ощущения пропорциональна логарифму интенсивности раздражителя.

В ряде экспериментов, начиная с 1834 года, Э. Вебер показал, что новый раздражитель, чтобы отличаться по ощущениям от предыдущего, должен отличаться от исходного на величину, пропорциональную исходному раздражителю. Так, чтобы два предмета воспринимались как различные по весу, их вес должен различаться на 1/30, а не на x грамм. Для различения двух источников света по яркости необходимо, чтобы их яркость отличалась на 1/100, а не на x люмен и т. д.

На основе этих наблюдений Г. Фехнер в 1860 году сформулировал «основной психофизический закон», согласно которому сила ощущения пропорциональна логарифму интенсивности раздражителя :

где — значение интенсивности раздражителя. — нижнее граничное значение интенсивности раздражителя: если , раздражитель совсем не ощущается. - константа, зависящая от субъекта ощущения.

Так, люстра, в которой 8 лампочек, кажется нам настолько же ярче люстры из 4 лампочек, насколько люстра из 4 лампочек ярче люстры из 2 лампочек. То есть количество лампочек должно увеличиваться в одинаковое число раз, чтобы нам казалось, что прирост яркости постоянен. И наоборот, если абсолютный прирост яркости (разница в яркости «после» и «до») постоянен, то нам будет казаться, что абсолютный прирост уменьшается по мере роста самого значения яркости. Например, если добавить одну лампочку к люстре из двух лампочек, то кажущийся прирост в яркости будет значительным. Если же добавить одну лампочку к люстре из 12 лампочек, то мы практически не заметим прироста яркости.

Можно сказать и так: отношение минимального приращения силы раздражителя, впервые вызывающего новые ощущения, к исходной величине раздражителя есть величина постоянная.

Закон Вебера — Фехнера можно объяснить тем, что константы скорости химических реакций, проходящих при рецептировании, нелинейно зависят от концентрации химических посредников физических раздражителей или собственно химических раздражителей.^{[ источник не указан 1025 дней ]}

В XX веке Стивенсом была доказана ограниченность закона Вебера—Фехнера, справедливого лишь для средних значений ощущения некоторых модальностей. В целом же зависимость носит характер общей степенной функции с различными показателями степени для каждого рода условий (Закон Стивенса).

Видимая звёздная величина

Астероид (65) Кибела и две звезды, с указанными для них видимыми звёздными величинами

Видимая звёздная величина (m) — мера цветовосприятия яркости небесного тела, как его видит наблюдатель на Земле, скорректированная до значения, которое она имела бы при отсутствии атмосферы. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина. Как правило, в качестве основы для определения величины используют видимый спектр (Vmag) Но и другие области спектра, такие как ближняя инфракрасная область в J-диапазоне, тоже используются. В видимой части спектра Сириус самая яркая звезда на ночном небе, в то время как в инфракрасном J-диапазоне, самой яркой будет Бетельгейзе.

История

Шкала, используемая сейчас для указания величины берет свое начало в эллинистическом способе разделения звезд, видимых невооруженным глазом, по шести величинам. Яркие звезды в ночном небе назывались звёздами первой величины (m = 1), тогда как самые слабые назывались шестой величины (m = 6) и были на пределе возможностей зрительного восприятия человека (без помощи телескопа). Современная система больше не ограничивается шестью величинами или только видимым светом, а яркие объекты имеют отрицательную величину.

Вычисление

Видимая звёздная величина m, в группе x, может быть определена как,

,

Пример: Солнце и Луна

Видимая звёздная величина Солнца -26,74 (более яркая), а средняя видимая звёздная величина полной Луны -12,74 (менее яркая).

Разница в звёздной величине:

Изменение в яркости:

Солнце примерно в 400 000 раз ярче полной луны.