Vasiona

ПРИВИДНЕ ЗВЕЗДАНЕ ВЕЛИЧИНЕ

Непосредан повод овоме чланку je било једно питање учесника семинара за наставнике средњих школа које je јасно указивало на забуну коју реч „звездана величина“ узрокује y разматрању питања сјаја звезда. Покушаћемо, овим чланком и примерима који га следе, да то питање разјасвимо.То je једанодонихпроблемакојисуможданешто сложенијипо својој природи али који зато разјашњавају један од основних астрономских појмова. Прву, нама познату, класификацију звезда према сјају створио je Хипарх y II веку пре нове ере. Он je све звезде поделио према сјају y шест класа звезданих величина, и то тако да звездама слабијег сјаја одговарају веће звездане величине. Назив „величина“ дошао je отуда што je Хипарх, као и већина других старих асхронома, веровао да су све звезде некретнице причвршћене за небеску сферу и да стога опажена разлика y њиховом сјају потиче од разлике y њиховим стварним величинама. Није утврђено да ли je за деобу баш на шест a ке на неки други број класа постојао неки дубљи разлог. Ова подела je извршена углавном зато да би ce олакшао посао око идентификације звезда. Много je лакше утврдити да ли je звезда коју посматрате она коју сте тражили ако, поред њеног положаја на небу, знате и њен сјај. Оваква класификација je била y основи како Птолемејевог каталога y „Алмагести“ (150. н. е.), тако и свих каснијих. У Птолемејевом каталогу je било више од 1000 звезда, од којих je око 20 најсјајнијих било сврстано y прву звездану величиву. Полара и звезде Великог Медведа су биле представници друге звездане величине, док су звезде на граници видљивости голим оком биле сврстане y шесту величину. Оваква подела je била извршена вероватно интуитивно, користећи али не знајући чињеницу да људско око реагује не на апсолутну промену сјаја, већ на релативне промене. Ако ce од три сијалице једна угаси, човек ће то приметити, али неће ако je било не три већ 160 сијалица, на пример. Величине звезда, онакве какве су биле дате y Птолемејевом каталогу, биле су прихваћене вековима. Тек са Хершелом y астрономији почиње да ce појављује схватање да je тачније мерење звезданих величина ствар од великог значаја, и да je цело питање потребно поново размотрити. Хершел je, око 1830. године, утврдио да геометријској прогресији сјаја звезда одговара аритметичка прогресија звезданих величина. Проблем je био одредити константан однос сјаја који одговара разлици од једне величине, a да ce при томе звездане величине већ додељене сјајнијим звездама, не морају превише мењати. Бавећи ce тим питањем Погсон je 1856. године дошао до резултата који су показивали да ће бити најцелисходније да ce за вредност односа усвоји број чији je десетни логаритам 0,4. To je вредност скоро једнака средњој вредности односа сјаја како ју je из својих посматрања извео Погсон и односа који су добили други астрономи. Погсон je подесио нулу целе скале привидних величина тако да ce добије што je могуће боље слагање нове и старе скале код шесте привидне величине. Ми ћемо ово питање сада погледати са друге стране; прићи ћемо му преко основких особина човекових чула. што ће можда бити од помоћи онима за које су ова задња разматрања била сложена. Такав прилаз класификацији звезда потребан je и онима који су досадашње разматрање могли да прате. Погсонов закон, који смо изнели малопре уствари je само посебан случај општег психофизичког закона који je 1834. године нашао физиолог Вебер и који je касније строже формулисао Фехнер. Математички облик Вебер —Фехнеровог закона гласи

dl dS = c I

где je dS промена интензитета осећаја који проузрокује релативна промена интензитета надражаја dl\l , док je с константа. Како су Вебер и Фехнер утврдили, овај закон важи за сва људска чула. Ми y њему препознајемо случај са сијалицама описан на почетку чланка. Човек реагује на релативну промену интензитета светлости, ако je y питању чуло вида; звука, ако je y питању чуло слуха итд. Човек не може да осети премале промене. Око, на пример, није y стању да опази разлике y осветљењу које су маље од I°/ 0 посматраног зрачења. Према томе dS не може бити бесконачно мала

ВДСИОНА XVII. 1969. 3—4

73