Жұлдыздық шама: Нұсқалар арасындағы айырмашылық

'''Жұлдыздық Шама''', ''көрінерлік [[Жұлдыз|Жұлдыздық]] шама – [[аспан]] шырақтарының (жұлдыздар, планеталар, Күн, т.б.) сәулесінің [[Жер]] бетінің жазықтығында (шырақтар сәулесіне [[перпендикуляр]] орналасқан) жасайтын жарықталынуының өлшемі; [[аспан]] шырағы жалтырауының өлшемі.'' Жұлдыздық шама ұғымын алғаш рет б.з.б. 2 ғасырда Гиппарх енгізген. [[Гиппарх]] жай көзбен көрінетін жұлдыздардың бәрін олардың жалтырауы бойынша (ең жарық жұлдыздарды 1-шамаға, ал ең бәсеңдерін 6-шамаға жатқызып) шартты түрде 6 Жұлдыздық шамаға бөлген. Жұлдыздық шама (m) өзінің жарықталынуына (Е) сәйкес мына өрнектен анықталады: m=klgE+C0, мұндағы k – коэффициентінің мәні ағылшын [[астроном|астрономы]] Н.Р. Погсонның (19 ғ-дың ортасы) ұсынысы бойынша – 2,5-ке тең деп қабылданған және ол жұлдыздық шама шкаласының қадамын анықтайды, ал С0 тұрақтысы – оның нөлдік пункті. Жұлдыздық шамасы 5 бірлікке өзгергенде жарықталыну 100 есе өзгереді. Мұның үстіне шырақ неғұрлым жарығырақболса, оның Жұлдыздық шамасын өрнек-тейтін сан да соғұрлым аз болады. Жұлдыздық шамалардың мәндері оң да, теріс те болуы мүмкін.

 

'''Жұлдыздардың жарықтылығы.'''

 

Жұлдыз бетінің және оның ядросы бетінің аудандарының қатынасы көбіне шамның және батареяның аудандарының қатынасына сәйкестіріледі - [[аса алып қызыл жұлдыз]] ядросының диаметрі жұлдыздың жалпы диаметрінің оннан бір бөлігі ғана болуы мүмкін. Осылайша, жұлдыздың жарқырауына оның сәулеленетін бетінің, яғни жұлдыздың бетінің ауданы қатты әсер етеді. Мұнда температура өте маңызды емес. Альдебаран жұлдызының бетіндегі жылуы Күн [[фотосфера|фотосферасының]] температурасынан 40% -ға аз, бірақ оның үлкен өлшемінің арқасында оның жарықтылығы Күннің жарқырауынан 150 есе артық.