1 files changed, 60 insertions, 0 deletions
diff --git a/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook b/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook
new file mode 100644
index 00000000000..761e4635c65
--- /dev/null
+++ b/tde-i18n-ru/docs/tdeedu/kstars/magnitude.docbook
@@ -0,0 +1,60 @@
+<sect1 id="ai-magnitude">
+<sect1info>
+<author
+><firstname
+>Girish</firstname
+> <surname
+>V</surname
+> </author>
+</sect1info>
+<title
+>Шкала звёздных величин</title>
+<indexterm
+><primary
+>Шкала звёздных величин</primary>
+<seealso
+>Потоки излучения</seealso
+> <seealso
+>Цвета и температуры звёзд</seealso
+> </indexterm>
+<para
+>2500 лет назад древнегреческий астроном Гиппарх классифицировал видимые звёзды по яркости, используя шкалу от 1 до 6. Он назвал самые яркие звезды неба <quote
+>звёздами первой величины</quote
+>, а самые слабые из тех, которые он мог видеть, &mdash; <quote
+>шестой величины</quote
+>. Удивительно, что спустя две с половиной тысячи лет классификация Гиппарха все ещё широко используется астрономами, хотя и была усовершенствована и переработана.</para>
+<note
+><para
+>Шкала звёздных величин идёт в направлении обратном привычному: яркие звёзды имеют <emphasis
+>меньшую</emphasis
+> величину, чем тусклые. </para>
+</note>
+<para
+>Современная шкала величин представляет собой количественную меру <firstterm
+>потока</firstterm
+> света от звезды по логарифмической шкале: </para
+><para
+>m = m_0 - 2,5 * log (F / F_0) </para
+><para
+>Проще говоря, величина звезды (m) отличается от некой стандартной величины (m_0) на логарифм отношения их потоков, умноженный на 2,5. Этот коэффициент и логарифм приводят к тому, что разница в потоке в 100 раз даёт разницу в 5 звёздных величин. То есть звезда шестой величины в 100 раз слабее звезды первой величины. Простая классификация Гиппарха использует относительно сложную функцию, потому что глаз человека именно так реагирует на яркость света. </para
+><para
+>Есть несколько различных шкал звёздных величин, каждая из которых служит своей цели. Чаще всего используется шкала видимой звёздной величины; это простая оценка того, как ярка звезда (или другой объект) для человеческого глаза. Она определяет яркость звезды Вега за нулевую точку отсчёта и присваивает другим звёздам величину на основе уравнения, приведённого выше. </para
+><para
+>Трудно сравнивать звёзды только по видимой величине. Представьте себе, что две звёзды имеют одну видимую величину, так что выглядят они одинаково. Однако при взгляде на них нельзя сказать, одинаковая ли у них <emphasis
+>собственная</emphasis
+> яркость, ведь возможно, что одна звезда ярче другой, но расположена дальше. Если бы мы знали расстояния до звёзд (см. статью <link linkend="ai-parallax"
+>Параллакс</link
+>), мы могли бы их учесть и посчитать <firstterm
+>абсолютную звёздную величину</firstterm
+>, уже отражающую собственную яркость звезды. Абсолютная величина равняется относительной при условии, что звезда расположена на расстоянии 10 парсеков от наблюдателя (1 парсек равен 3,26 светового года или 3,1 x 10^16 м). Абсолютная величина (M) может быть подсчитана из относительной (m) при расстоянии d в парсеках по формуле: </para
+><para
+>M = m + 5 - 5 * log(d) (обратите внимание, что M=m, если d=10) </para
+><para
+>Современная шкала звёздных величин уже не основывается на человеческом зрении, сейчас анализируются фотоснимки и используются фотоэлектрические фотометры. С помощью телескопов мы можем наблюдать объекты намного слабее тех, которые были доступны невооружённому глазу Гиппарха, поэтому шкала была расширена. Сейчас космический телескоп Хаббла может наблюдать звёзды 30 величины, то есть в <emphasis
+>триллион</emphasis
+> раз слабее, чем Вега. </para
+><para
+>И в заключении: величина обычно измеряется через определённый цветовой фильтр, и поэтому величины подписываются в соответствии с фильтром (например, m_V означает фильтр <quote
+>видимого</quote
+> излучения, в основном, в зелёной части спектра; m_B &mdash; синий фильтр, m_pg &mdash; яркость, вычисленную с использованием фотопластинки и т.д.). </para>
+</sect1>