Näennäinen suuruus

Näennäinen tähtien magnitudi (merkitty m ) - taivaankappaleen kirkkauden mitta (tarkemmin sanottuna tämän kappaleen luoma valaistus ) maallisen tarkkailijan näkökulmasta. On yleistä käyttää arvoa korjattuna arvoon, joka sillä olisi ilman ilmakehää . Mitä kirkkaampi kohde, sitä pienempi sen suuruus .

Määritelmä "ilmeinen" osoittaa vain, että tämä suuruus havaitaan maapallolta; tämä selvennys tarvitaan sen erottamiseksi absoluuttisesta suuruudesta (joka on itse lähteen ominaisuus, ei sen havainnoinnin ehtoja). Se ei viittaa näkyvään alueeseen : näkyvät suuret mitataan myös infrapuna- tai jollain muulla alueella. Näkyvällä alueella mitattua arvoa kutsutaan visuaaliseksi [1] .

Näkyvässä spektrissä aurinkokunnan ulkopuolisen yötaivaan kirkkaimman tähden Siriuksen näennäinen magnitudi on −1,46 m

Meitä lähimmän tähden, Auringon, näennäinen magnitudi on −26,74 m

Näkyvällä alueella säteilevän ja 1 lksin valaistuksen tuottavan lähteen (esimerkiksi 1 m:n etäisyydellä sijaitsevan lähteen, jonka valovoima on 1 kandela ) näennäinen magnitudi on −14,20 m [2] [3] .

Historia

Näkyy paljaalla silmällä [4]	Näennäinen arvo	Kirkkaus suhteessa Vegaan	Tätä näennäistä magnitudia kirkkaampien tähtien lukumäärä [5]
Joo	−1.0	250 %	yksi
	0,0	100 %	neljä
	1.0	40 %	viisitoista
	2.0	16 %	48
	3.0	6,3 %	171
	4.0	2,5 %	513
	5.0	1,0 %	1602
	6.0	0,40 %	4 800
	6.5	0,25 %	9096 [6]
Ei	7.0	0,16 %	14 000
	8.0	0,063 %	42 000
	9.0	0,025 %	121 000
	10.0	0,010 %	340 000

Suuruuden osoittamiseen käytetty asteikko on peräisin hellenistisesta Kreikasta , ja sitä käytettiin jakamaan paljaalla silmällä näkyvät tähdet kuuteen magnitudiin . Yötaivaan kirkkaimmat tähdet ovat ensimmäisen magnitudin ( m = 1) ja himmeimmät kuudennen magnitudin ( m = 6), mikä on ihmisen visuaalisen havainnoinnin raja (ilman optisten instrumenttien apua). Jokaisella kokonaislukuarvolla katsottiin olevan kaksi kertaa seuraavan arvon kirkkaus (eli logaritmista asteikkoa käytettiin), vaikka tämä suhde oli subjektiivinen valoilmaisimien puutteen vuoksi . Ptolemaios teki Almagestissaan suosituksi tämän melko karkean tähtien kirkkauden asteikon, ja sen uskotaan yleisesti luoneen Hipparkhos . Tätä on mahdotonta todistaa tai kumota, koska Hipparchuksen alkuperäinen tähtiluettelo on kadonnut. Ainoa säilynyt teksti, jonka Hipparkhos itse on kirjoittanut (kommentti Aratuksesta ) osoittaa, ettei hänellä ollut järjestelmää kirkkauden numeeriseen kuvaamiseen: hän käyttää aina sellaisia termejä kuin "suuri" tai "pieni", "kirkas" tai "heikko" tai jopa sellaisia. kuvaukset "nähdään täysikuussa" [7] .

Vuonna 1856 Norman Robert Pogson antoi muodollisemman määritelmän ja määritteli ensimmäisen magnitudin tähden tähdeksi, joka on 100 kertaa kirkkaampi kuin kuudennen magnitudin tähti, mikä oletti logaritmisen asteikon, joka on edelleen käytössä. Tämä tarkoittaa, että magnitudi m tähti on noin 2,512 kertaa kirkkaampi kuin magnitudi m +1 tähti . Tämä luku vastaa 100:n viidettä juuria ja tunnetaan Pogson-kertoimena [8] . Pogsonin asteikon nollapiste määritettiin alun perin ottamalla Pohjantähden näennäinen tähtien suuruus tarkalleen 2,00 m . Myöhemmin tähtitieteilijät havaitsivat, että Polaris oli muuttuva tähti ja sen kirkkaus vaihteli hieman, joten he vaihtoivat Vegaan vakiovertailupisteeksi ja väittivät, että Vegan kirkkaus on nollamagnitudin määritelmä mille tahansa tietylle aallonpituudelle.

Pieniä säätöjä lukuun ottamatta Vegan kirkkaus toimii edelleen nollasuuruuden määritelmänä spektrin näkyvälle ja lähi-infrapunaosalle , jossa sen spektrienergiajakauma on lähellä mustan kappaleen 11 000 K lämpötilassa . Infrapunatähtitieden myötä Vegan säteilyn havaittiin kuitenkin sisältävän ylimääräistä infrapunasäteilyä , mikä johtuu oletettavasti tähtien ympärillä olevasta levystä , joka koostuu pölystä korkeissa lämpötiloissa (mutta paljon kylmemmässä kuin tähden pinta). Lyhyemmillä (esim. näkyvillä) aallonpituuksilla näissä lämpötiloissa pölypäästöjä on vähän. Jotta suuruusasteikko voitaisiin laajentaa oikein spektrin infrapuna-alueelle, tämän Vegan ominaisuuden ei pitäisi vaikuttaa suuruusasteikon määritelmään. Siksi magnitudiasteikko ekstrapoloitiin kaikille aallonpituuksille mustan kappaleen säteilykäyrän perusteella ideaaliselle tähden pinnalle lämpötilassa 11 000 K , jota sen läheisyydestä tuleva säteily ei saastuttanut. Tämän mallin perusteella voidaan laskea spektrinen irradianssi (yleensä jans ilmaistuna ) nollaa vastaavalle pisteelle aallonpituuden funktiona [9] . Pieniä poikkeamia ilmaistaan itsenäisesti kehitettyjä mittauslaitteita käyttävien järjestelmien välillä, jotta eri tähtitieteilijöiden saamia tietoja voidaan verrata kunnolla, mutta käytännön merkitystä on suuruuden määrittäminen ei yhdellä aallonpituudella, vaan suhteessa standardeissa käytettyjen spektrisuodattimien vasteeseen. fotometria . , eri aallonpituusalueilla.

Visuaalisen havainnoinnin raja-arvot suurella suurennuksella [10]

Teleskoopin halkaisija (mm)	suuruusraja _ _ _
35	11.3
60	12.3
102	13.3
152	14.1
203	14.7
305	15.4
406	15.7
508	16.4

Nykyaikaisissa suuruusjärjestelmissä kirkkaus erittäin laajalla alueella määritetään logaritmisen määritelmän mukaan, joka on kuvattu alla, käyttämällä annettua standardia. Käytännössä tällaiset näennäiset tähtien magnitudit eivät ylitä 30:tä (mahdolliset havaitut arvot). Vega on kirkkaampi kuin neljä tähteä yötaivaalla näkyvillä aallonpituuksilla (ja enemmän infrapuna-aallonpituuksilla), samoin kuin kirkkaat planeetat Venus, Mars ja Jupiter, ja sitä tulisi kuvata negatiivisesti . Esimerkiksi Siriuksen , taivaanpallon kirkkaimman tähden , näkyvällä alueella on magnitudi -1,4 m . Muiden erittäin kirkkaiden tähtitieteellisten kohteiden negatiiviset arvot löytyvät oikeanpuoleisesta taulukosta.

Tähtitieteilijät ovat kehittäneet muita fotometrisiä vertailupistejärjestelmiä vaihtoehtoina Vegan kirkkauspohjaiselle järjestelmälle. Yleisimmin käytetty magnitudijärjestelmä on AB [11] , jossa fotometriset nollapisteet perustuvat hypoteettiseen referenssispektriin, jolla on vakiovuo yksikkötaajuusväliä kohti , sen sijaan, että käytettäisiin tähtispektriä tai mustan kappaleen käyrää vertailuna. AB-suuruuden nollapiste määritetään siten, että objektien magnitudit AB:n ja Vegan perusteella ovat suunnilleen yhtä suuret V-suodatinkaistalla.

Suuruusero

Jos objektien 1 ja 2 näennäissuuruudet ovat yhtä suuria kuin m 1 ja m 2 , niin niiden ero määritellään

m_{1}-m_{2}=-2{,}5\,\operaattorin nimi {lg} \left({\frac {L_{1}}{L_{2}}}\oikea),

missä L 1 , L 2 - valaistus näistä kohteista. Tämä suhde tunnetaan Pogsonin yhtälönä. Se voidaan kirjoittaa myös toisessa muodossa [2] :

\operaattorinimi {lg} \left({\frac {L_{1}}{L_{2}}}\right)=-0{,}4\,(m_{1}-m_{2})

tai

{\frac {L_{1}}{L_{2}}}=\left(10^{0{,}4}\right)^{-(m_{1}-m_{2})} \noin 2{,}512^{-(m_{1}-m_{2})}.

Siten 5 magnitudin ero vastaa 100-kertaista valaistussuhdetta ja yhden magnitudin ero vastaa 100 1/5 ≈ 2,512 kertaa .

Pogsonin yhtälöstä voidaan saada valaistus luxeina, jonka on luonut lähde, jonka näennäinen suuruus on m 1 näkyvällä alueella. Koska valaistus L 2 = 1 lux luo lähteen, jonka näennäinen suuruus on m 2 = −14,20 m , niin [2]

{\displaystyle L_{1}=10^{-0{,}4(m_{1}+14{,}20)))

lux.

Kääntämällä kaava saadaan valoa luovan kohteen näennäinen tähtien suuruus L 1 ilmaistuna luxeina:

m_{1}=-2{,}5\,\operaattorin nimi {lg} L_{1}-14{,}20.

Esimerkkejä

Täyden kuun näennäinen tähtien magnitudi on −12,7 m ; Auringon kirkkaus on -26,7 m .

Ero Kuun ( ) ja Auringon ( ) magnitudien välillä: $m_1$ $m_2$

m_{1}-m_{2}=(-12{,}7^{m})-(-26{,}7^{m})=14{,}0^{m}.

Auringon ja Kuun valaistuksen suhde:

L_{2}/L_{1}=2{,}512^{m_{1}-m_{2}}=2{,}512^{14{,}0}\noin 400-000.

Aurinko on siis noin 400 000 kertaa kirkkaampi kuin täysikuu.

Näkyvän alueen tähtien, joiden näennäinen magnitudi on 1,0 m ja 6,0 m , luoma valaistus on 8,3 × 10 -7 luksia ja 8,3 × 10 -9 luksia [2] .

Kokonaissuuruus

Kahden lähekkäin olevan taivaankappaleen näennäinen tähtien kokonaissuuruus ( m s ) lasketaan muuntamalla m 1 ja m 2 valaistusvoimakkuuksiksi, lisäämällä valaistusvoimakkuudet ja kääntämällä ne sitten käänteisesti logaritmiseen muotoon: [ 12]

m_{\mathrm {s} }=-2{,}5\operaattorinimi {lg} \left(10^{-m_{1}\times 0{,}4}+10^{-m_{2 }\kertaa 0{,}4}\oikea).

Samalla periaatteella voidaan laskea niiden järjestelmien tähtien kokonaissuuruus, joilla on korkeampi monikertaisuus .

Muistiinpanot

↑ Surdin V. G. . Tähtien suuruus . Sanasto Astronet.ru . Astronetti . Käyttöpäivä: 28. helmikuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 28. marraskuuta 2010. (määrätön)
↑ 1 2 3 4 Dufay J. Johdatus astrofysiikkaan : Tähdet . - Dover Publications, 2012. - P. 3. - ISBN 9780486607719 .
↑ McLean IS Electronic Imaging in Astronomy: Detectors and Instrumentation . - Springer, 2008. - S. 529. - ISBN 978-3-540-76582-0 .
↑ Vmag<6.5 . SIMBAD tähtitieteellinen tietokanta. Haettu 25. kesäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 12. maaliskuuta 2020. (määrätön)
↑ Suuruus . Kansallinen aurinkoobservatorio – Sacramenton huippu. Haettu 23. elokuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 6. helmikuuta 2008. (määrätön)
↑ "Kirkkaiden tähtien luettelo"
↑ Hoffmann, S., Hipparchs Himmelsglobus, Springer, Wiesbaden/ New York, 2017
↑ Pogson, N. (1856). "Kolmenkymmentäkuusi pienplaneetan magnitudit vuoden 1857 kunkin kuukauden ensimmäisenä päivänä" . MNRAS . 17 . Bibcode : 1856MNRAS..17...12P . DOI : 10.1093/mnras/17.1.12 . Arkistoitu alkuperäisestä 2007-07-03 . Haettu 16.6.2006 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
↑ www.astro.utoronto.ca .
↑ Pohjoinen, Gerald. Observing Variable Stars, Novae and Supernovae / Gerald North, Nick James. - Cambridge University Press, 2014. - P. 24. - ISBN 9781107636125 . Arkistoitu 24. elokuuta 2021 Wayback Machinessa
↑ Oke, JB (15. maaliskuuta 1983). "Toissijaiset standarditähdet absoluuttiseen spektrofotometriaan" . Astrophysical Journal . 266 : 713-717. Bibcode : 1983ApJ...266..713O . DOI : 10.1086/160817 .
↑ Suuruusaritmetiikka . _ Viikon aihe . Caglow. Haettu 30. tammikuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 11. joulukuuta 2018.

Linkit

Tähtitieteellinen magnitudiasteikko Arkistoitu 29. elokuuta 2019 Wayback Machinessa // International Comet Quarterly

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri katalaani
Bibliografisissa luetteloissa	GND : 4226162-4