Suuruus

Tähtien suuruus ( kiilto ) on objektin kirkkauden dimensioton numeerinen ominaisuus, jota merkitään kirjaimella m ( latinasta magnitudo - "suuruus, koko"). Yleensä käsitettä sovelletaan taivaankappaleisiin. Suuruus kuvaa kyseisen tähden energiavirtaa (kaikkien fotonien energiaa sekunnissa) pinta-alayksikköä kohti. Siten näennäinen tähtien suuruus riippuu itse kohteen fyysisistä ominaisuuksista (eli valoisuudesta ) ja etäisyydestä siihen. Mitä pienempi suuruusarvo, sitä kirkkaampi kohde. Suuruuskäsitettä käytetään energiavirran mittaamiseen näkyvällä, infrapuna- ja ultraviolettialueella. Mitattuna tähtien magnitudeina kaukoputkien ja astrografien läpäisevä voima .

Määritelmä

Jopa II vuosisadalla eKr. e. Muinainen kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparkhos jakoi kaikki tähdet kuuteen magnitudiin. Hän kutsui ensimmäisen magnitudin kirkkaimmat tähdet, kuudennen magnitudin himmeimmät tähdet ja jakoi loput tasaisesti keskisuuruuksien kesken.

Kuten myöhemmin kävi ilmi, tällaisen asteikon yhteys todellisiin fysikaalisiin suureisiin on logaritminen, koska kirkkauden muutoksen saman määrän kertoja silmä havaitsee samansuuruisena muutoksena ( Weber-Fechnerin laki ). Siksi Norman Pogson ehdotti vuonna 1856 seuraavaa suuruusasteikon formalisointia, josta on tullut yleisesti hyväksytty [1] [2] :

m_{1}-m_{2}=-2{,}5\,\lg {\frac {L_{1}}{L_{2}}}

missä m ovat kohteiden magnitudit, L on kohteiden valaistus. Tällainen määritelmä vastaa 100-kertaista valovirran vähenemistä, kun voimakkuus kasvaa 5 yksiköllä .

Tämä kaava mahdollistaa vain tähtien magnitudien eron määrittämisen, mutta ei itse magnitudien. Absoluuttisen asteikon rakentamiseksi sen avulla on asetettava nollapiste - kirkkaus, joka vastaa nollasuuruutta (0 m ). Ensin Vegan kirkkaudeksi otettiin 0 m . Sitten nollapiste määriteltiin uudelleen, mutta visuaalisissa havainnoissa Vega voi silti toimia etalona, jonka näennäinen tähtimagnitudi on nolla (nykyisen järjestelmän mukaan UBV-järjestelmän V-kaistalla sen kirkkaus on +0,03 m , mikä ei eroa toisistaan nolla silmästä).

Nykyaikaisten mittausten mukaan maapallon ilmakehän ulkopuolella näkyvä tähti, jonka suuruus on nolla, luo 2,54⋅10 −6 luksia . Tällaisen tähden valovirta on noin 10 3 fotonia / (cm² s Å ) vihreässä valossa (UBV-järjestelmän V-kaista) tai 10 6 fotonia / (cm² s) koko näkyvän valon alueella.

Seuraavat ominaisuudet auttavat näennäisten tähtien magnitudien käyttöä käytännössä:

Valovirran lisäys 100 - kertaiseksi vastaa tähtien näennäisen magnitudin vähenemistä tasan 5 yksiköllä .
Suuruuden pieneneminen yhdellä yksiköllä tarkoittaa valovirran kasvua 100 1/5 ≈ 2,512 kertaa .

Nykyään suuruuskäsitettä ei käytetä vain tähdistä, vaan myös muista kohteista, esimerkiksi Kuusta ja planeetoista . Kirkkaimpien kohteiden suuruus on negatiivinen. Esimerkiksi Kuun kirkkaus täysvaiheessa on −12,7 m ja Auringon kirkkaus on −26,7 m .

Näennäinen ja absoluuttinen suuruus

Absoluuttisen suuruuden ( M ) käsite on laajalti käytetty. Tämä on objektin suuruus, joka sillä olisi, jos se olisi 10 parsekin päässä havainnoijasta. Absoluuttinen arvo, toisin kuin näkyvä, mahdollistaa eri tähtien kirkkauden vertailun , koska se ei riipu etäisyydestä niihin.

Maasta havaittua tähtien suuruutta kutsutaan näennäiseksi ( m ). Tätä nimeä käytetään erottamaan se absoluuttisesta, ja sitä käytetään jopa ultravioletti-, infrapuna- tai jollakin muulla silmällä havaitsemattomalla säteilyalueella mitatuista suureista (näkyvällä alueella mitattua määrää kutsutaan visuaaliseksi ) [2] . Auringon absoluuttinen bolometrinen magnitudi on +4,8 m ja näennäinen magnitudi -26,7 m .

Muutos etäisyydessä esineeseen aiheuttaa muutoksen sen näennäisessä suuruudessa (olettaen, että sen valoisuus on vakio), koska sen tuottama valaistus on verrannollinen etäisyyden käänteisneliöön:

m(r_{1})-m(r_{2})=-2{,}5\,\lg {\frac {L(r_{1})}{L(r_{2})} }=-2{,}5\,\lg {\frac {r_{1}^{-2}}{r_{2}^{-2}}}=5\,\lg {\frac {r_{ 1}}{r_{2}}}.

Jos esimerkiksi otamme 10 pc :lle r 2 (etäisyys, jolla M :n itseisarvo määritelmän mukaan osuu näkyvään arvoon) ja merkitsee m 1 = m ( r 1 ) , niin

m_{1}=M+5\,\lg {\frac {r_{1}}{10\,{\text{pc}}}},

joka mahdollistaa tämän yhtälön kolmen muuttujan kahden arvot (näennäinen suuruus m 1 , absoluuttinen suuruus M , etäisyys r 1 ) määrittää kolmannen arvon:

M=m_{1}-5\,\lg {\frac {r_{1}}{10\,{\text{pc}}}},

r_{1}=10\,{\text{pc))\cdot 10^{(m_{1}-M)/5}.

Erotusta μ \ u003d m 1 - M viimeisessä kaavassa kutsutaan etäisyysmoduuliksi : $\mu =5\,\lg {\frac {r_{1}}{10\,{\text{pc)))).$

Spektririippuvuus

Suuruus riippuu säteilyvastaanottimen spektriherkkyydestä ( silmä , valosähköinen ilmaisin, valokuvalevy jne.)

Bolometrinen magnitudi ilmaisee tähden kokonaissäteilytehon (eli säteilytehon kaikilla aallonpituuksilla). Sen mittaamiseen käytetään erityistä laitetta - bolometria . Tämän arvon relevanssi johtuu siitä, että jotkin tähdet (erittäin kuumat ja erittäin kylmät) säteilevät pääasiassa muualla kuin näkyvässä spektrissä.

Useimmiten tähtien magnitudit mitataan kuitenkin tietyillä aallonpituusväleillä. Tätä varten on kehitetty fotometrisiä järjestelmiä , joissa jokaisessa on joukko kaistoja, jotka kattavat eri aallonpituusalueet. Jokaisella kaistalla herkkyys on maksimi tietyllä aallonpituudella ja pienenee vähitellen etäisyyden mukaan.

Yleisin fotometrinen järjestelmä on UBV-järjestelmä , joka koostuu kolmesta kaistasta, jotka kattavat eri aallonpituusvälejä. Siinä jokaiselle esineelle voidaan mitata 3 tähtien suuruutta:

Visual magnitudi ( V ) on V-suodattimen magnitudi, jonka maksimiläpäisy on lähellä ihmissilmän maksimiherkkyyttä ( 555 nm ).

"Sininen" magnitudi ( B ) kuvaa spektrin sinisellä alueella olevan kohteen kirkkautta; suurin herkkyys aallonpituudella noin 445 nm .

Ultraviolettimagnitudin ( U ) maksimi on ultraviolettialueella noin 350 nm :n aallonpituudella .

Yhden kohteen suuruuserot eri alueilla (UBV-järjestelmässä nämä ovat U − B ja B − V ) ovat kohteen värin indikaattoreita : mitä suurempia ne ovat, sitä punaisempi kohde on. UBV-fotometrinen järjestelmä on määritelty siten, että A0V - tähtien väriindeksit ovat nolla.

On olemassa muita fotometrisiä järjestelmiä, joista jokainen voi määrittää omat tähtien magnitudinsa.

Valokuvan magnitudi - määritetään herkittämättömän valokuvaemulsion spektriherkkyydelle, jonka herkkyysmaksimi on aallonpituudella 425 nm ; määritelmän mukaan sama kuin A0V-tähtien visuaalinen suuruus ja kirkkaus (6,0 ± 0,5) m . Yhdessä fotovisuaalisen magnitudin kanssa sitä käytettiin vanhentuneessa valokuvaussuuruusjärjestelmässä.

Joidenkin objektien tähtien suuruudet

Tähtitaivaan esineitä

Esine	m
Aurinko	−26,7 ( 400 000 kertaa kirkkaampi kuin täysikuu)
kuu täysikuussa	−12.74
Flash "Iridium" (maksimi)	−9.5
Supernova 1054 (maksimi)	−6.0
Venus (maksimi)	−4.67
Kansainvälinen avaruusasema (enintään)	−4
Maa (auringosta katsottuna)	−3.84
Jupiter (maksimi)	−2,94
Mars (maksimi)	−2.91
Elohopea (maksimi)	−2.45
Saturnus (renkaiden kanssa; maksimi)	-0,24
Otavan tähdet	+2
Andromedan galaksi	+3,44
Jupiterin Galilean kuut	+5...6
Uranus	+5.5
Paljaalla silmällä näkyvät himmeimmät tähdet	+6 - +7,72
Neptunus	+7.8
Proxima Centauri	+11.1
Kirkkain kvasaari	+12.6
Heikoin kohde, joka on vangittu 8 metrin maanpäällisen teleskoopin avulla	+27
Heikoin Hubble-avaruusteleskoopin kuvaama kohde	+31.5

Kirkkaimmat tähdet

Esine	tähdistö	m
Sirius	Iso koira	−1.47
Canopus	Köli	-0,72
α Centauri	Centaurus	-0,27
Arcturus	Saappaat	-0,04
Vega	Lyra	+0,03
Kappeli	Auriga	+0,08
Rigel	Orion	+0,12
Procyon	Pieni koira	+0,38
Achernar	eridanus	+0,46
Betelgeuse	Orion	+0,50
Altair	Kotka	+0,75
Aldebaran	Härkä	+0,85
Antares	Skorpioni	+1,09
Pollux	Kaksoset	+1,15
Fomalhaut	Etelä kala	+1,16
Deneb	Joutsen	+1,25
Regulus	Leijona	+1,35

Aurinko eri etäisyyksiltä [3]

Tarkkailijan sijainti	m
Suoraan Auringon pinnalla (yhteensä koko levyltä)	−38.4
Icarus ( perihelion )	−30.4
Merkurius (perihelion)	−29.3
Venus (perihelion)	−27.4
Maapallo	−26.7
Mars ( aphelion )	−25.6
Jupiter (afelion)	−23.0
Saturnus (afelion)	−21.7
Uranus (afeeli)	−20.2
Neptunus (Aphelion)	−19.3
Pluto (Aphelion)	−18.2
631 a. e.	−12,7 (täysikuun kirkkaus)
Sedna (aphelion)	−11.8
2006 SQ 372 (aphelion)	−10.0
Komeetta Hyakutake (Aphelion)	−8.3
0,456 St. vuoden	−4,4 (Venuksen kirkkaus)
Alfa Centauri	+0,5
Sirius	+2,0
55 St. vuotta	+6,0 (näkyvyyskynnys paljaalla silmällä)
Rigel	+12,0
Andromedan sumu	+29.3
3C 273 (kirkkain kvasaari)	+44.2
UDFj-39546284 (kaukaisin tähtitieteellinen kohde vuonna 2011, mukaan lukien punasiirtymä)	+49,8

Katso myös

Muistiinpanot

↑ Surdin V. G. Tähdet. - Toim. 2nd, rev. ja ylimääräisiä - M. : Fizmatlit, 2009. - P. 63. - (Astronomia ja astrofysiikka). - ISBN 978-5-9221-1116-4 .
↑ 1 2 Surdin V. G. . Tähtien suuruus . Sanasto Astronet.ru . Astronetti . Käyttöpäivä: 16. syyskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 28. marraskuuta 2010. (Venäjän kieli)
↑ Laskettu sen perusteella, että magnitudi 1 AU:n etäisyydellä. on −26,7 m , mikä vastaa Auringon absoluuttista magnitudia +4,87 m .

Linkit

Mironov A. V. Tarkkuusfotometria . Astronetti . Haettu 28. elokuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 9. marraskuuta 2012. (määrätön)
Tähtien magnitudin määrittäminen kuvassa . "astroturisti" Haettu 20. marraskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 11. toukokuuta 2012. (määrätön)

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri tanskalainen Hienoa norjalaista Iso venäläinen Britannica (verkossa)