Величина (астрономия) - Magnitude (astronomy)

Ночное небо с очень яркой спутниковой вспышкой
Сверхглубокое поле Хаббла part.jpgCometBorrelly1002.jpg

В астрономии , величина является безразмерной мерой яркости в качестве объекта в определенной полосе пропускания , часто в видимом или инфракрасном спектре, но иногда во всех длины волн. Неточное, но систематическое определение величины предметов было введено в древности Гиппархом .

Шкала является логарифмической и определяется таким образом, что каждый шаг одной величины изменяет яркость с коэффициентом корня пятой степени из 100, или приблизительно 2,512. Например, звезда 1-й величины ровно в 100 раз ярче звезды 6-й величины. Чем ярче объект, тем меньше значение его величины, при этом самые яркие объекты достигают отрицательных значений.

Астрономы используют два разных определения величины: кажущаяся величина и абсолютная величина . Очевидно , величина ( м ) представляет собой яркость объекта , как он появляется в ночном небе от Земли . Видимая звездная величина зависит от собственного объекта светимости , его расстояния , и угасание уменьшая его яркость. Абсолютная величина ( М ) описывает внутреннюю светимость , испускаемого объектом и определяется равной видимой величине , что объект будет иметь , если были размещены на определенном расстоянии от Земли, 10 парсеках для звезд. Для планет и малых тел Солнечной системы используется более сложное определение абсолютной величины , основанное на их яркости на расстоянии одной астрономической единицы от наблюдателя и Солнца.

ВС имеет кажущуюся величину -27 и Сириуса , самую яркую звезду видимой в ночном небе, -1,46. Кажущиеся звездные величины также могут быть присвоены искусственным объектам на околоземной орбите с Международной космической станцией (МКС), иногда достигающей величины -6.

История

Греческий астроном Гиппарх составил каталог, в котором отмечена яркость звезд во втором веке до нашей эры. Во втором веке нашей эры александрийский астроном Птолемей классифицировал звезды по шестибалльной шкале и ввел термин « звездная величина» . Невооруженным глазом более выдающаяся звезда, такая как Сириус или Арктур, кажется больше, чем менее выдающаяся звезда, такая как Мицар , которая, в свою очередь, кажется больше действительно слабой звезды, такой как Алькор . В 1736 году математик Джон Кейл описал древнюю невооруженным глазом систему величин следующим образом:

В неподвижных звездах кажутся различным Bignesses, не потому , что они на самом деле так, а потому , что не все они одинаково далеки от нас. Ближайшие будут отличаться блеском и величиной; более далекие Звезды будут давать более тусклый Свет и казаться Глазам меньше. Отсюда возникает распределение звезд по классам в соответствии с их порядком и достоинством ; первый класс, содержащий ближайшие к нам, называются звездами первой величины; те, что находятся рядом с ними, - это Звезды второй величины ... и так далее, пока мы не дойдем до Звезд шестой величины, которые охватывают мельчайшие звезды, которые можно различить невооруженным глазом. Ведь все остальные Звезды , которые можно увидеть только с помощью телескопа и которые называются Телескопическими, не входят в число этих шести Орденов. Астрономы обычно принимают разделение звезд на шесть степеней величины ; тем не менее, мы не должны судить, что каждая отдельная звезда должна быть точно оценена в соответствии с определенной величиной, которая является одной из шести; но на самом деле Орденов Звезд почти столько же , сколько и Звезд , и лишь немногие из них имеют одинаковую величину и блеск. И даже среди тех звезд, которые причисляют к самому яркому классу, появляется множество величин; ибо Сириус или Арктур каждый из них ярче, чем Альдебаран или Бычий глаз, или даже чем Звезда в Спике ; и тем не менее все эти Звезды причислены к Звездам первого порядка: и есть несколько звезд такого промежуточного порядка, что астрономы различались по их классификации; одни помещают одни и те же звезды в один класс, другие - в другой. Например: Маленькая Собачка была помещена Тихо среди Звезд второй величины, которую Птолемей причислял к Звездам первого класса: и, следовательно, она на самом деле не относится ни к первому, ни ко второму порядку, но должна быть ранжирована в одну из категорий. Поместите между обоими.

Обратите внимание, что чем ярче звезда, тем меньше величина: яркие звезды «первой величины» - это звезды «1-го класса», в то время как звезды, едва видимые невооруженным глазом, - «звезды« шестой величины »или« 6-го класса ». Система представляла собой простое разделение яркости звезд на шесть отдельных групп, но не учитывала вариации яркости внутри группы.

Тихо Браге попытался напрямую измерить «величину» звезд с точки зрения углового размера, что теоретически означало, что величина звезды могла быть определена не только на основе субъективного суждения, описанного в приведенной выше цитате. Он пришел к выводу, что звезды первой величины имеют видимый диаметр 2 угловых минуты (2 ') ( 130 градуса, или 115 диаметра полной Луны), а звезды второй-шестой величины имеют размер 1+12 ′, 1+1 / 12 ', 3 / 4 ', 1 / 2 ', и 1 / 3 ', соответственно. Развитие телескопа показало, что эти большие размеры были иллюзорными - в телескоп звезды казались намного меньшими. Однако ранние телескопы давали ложное дискообразное изображение звезды, которое было больше для более ярких звезд и меньше для более слабых. Астрономы от Галилея до Жака Кассини ошибочно приняли эти ложные диски за физические тела звезд и, таким образом, в восемнадцатом веке продолжали думать о величине с точки зрения физического размера звезды. Иоганнес Гевелиус составил очень точную таблицу размеров звезд, измеренных телескопически, но теперь измеренные диаметры варьировались от чуть более шести угловых секунд для первой величины до чуть менее 2 секунд для шестой величины. Ко времени Уильяма Гершеля астрономы поняли, что телескопические диски звезд были ложными и зависели от телескопа, а также от яркости звезд, но все же говорили о размере звезды больше, чем о ее яркости. Даже в девятнадцатом веке систему величин продолжали описывать в терминах шести классов, определяемых кажущимся размером, в которых

Нет другого правила для классификации звезд, кроме оценки наблюдателя; и поэтому одни астрономы считают звезды первой величины, а другие - второй.

Однако к середине девятнадцатого века астрономы измерили расстояния до звезд с помощью звездного параллакса и так поняли, что звезды находятся так далеко, что по сути являются точечными источниками света. После достижений в понимании дифракции света и астрономического зрения астрономы полностью поняли как видимые размеры звезд были ложными, так и то, как эти размеры зависели от интенсивности света, исходящего от звезды (это видимая яркость звезды, которую можно измерить. в таких единицах, как ватт / см 2 ), чтобы более яркие звезды казались больше.

Современное определение

Ранние фотометрические измерения (сделанные, например, с использованием света для проецирования искусственной «звезды» в поле зрения телескопа и корректировки ее в соответствии с яркостью реальных звезд) показали, что звезды первой величины примерно в 100 раз ярче звезд шестой величины. .

Так, в 1856 году Норман Погсон из Оксфорда предложил использовать логарифмическую шкалу 5100 ≈ 2,512 между звездными величинами, чтобы пять ступеней звездных величин точно соответствовали коэффициенту яркости в 100 раз. Каждый интервал одной звездной величины соответствует изменению яркости в 5100 или примерно в 2,512 раза. Следовательно, величина 1 звезда примерно в 2,5 раза ярче , чем величина 2 звезды, примерно в 2,5 2 раза ярче , чем величина 3 звезды, примерно в 2,5 3 раза ярче , чем величина 4 звезды, и так далее.

Это современная система звездных величин, которая измеряет яркость, а не видимый размер звезд. Используя эту логарифмическую шкалу, звезда может быть ярче, чем «первый класс», поэтому Арктур или Вега имеют звездную величину 0, а Сириус - звездную величину -1,46.

Шкала

Как упоминалось выше, шкала работает «наоборот»: объекты с отрицательной величиной ярче, чем объекты с положительной величиной. Чем отрицательнее значение, тем ярче объект.

Реальные числа Line.PNG

Объекты, расположенные левее на этой линии, будут ярче, а объекты, расположенные дальше вправо, - более тусклыми. Таким образом, ноль отображается посередине, самые яркие объекты находятся в крайнем левом углу, а самые тусклые объекты - в крайнем правом углу.

Видимая и абсолютная величина

Астрономы выделяют два основных типа величин:

  • Видимая величина, яркость объекта на ночном небе.
  • Абсолютная величина, которая измеряет яркость объекта (или отраженный свет для несветящихся объектов, таких как астероиды ); это видимая величина объекта, видимая с определенного расстояния, обычно 10 парсеков (32,6 световых года ).

Разницу между этими понятиями можно увидеть, сравнив две звезды. Бетельгейзе (видимая величина 0,5, абсолютная величина -5,8) кажется немного более тусклой на небе, чем Альфа Центавра (видимая величина 0,0, абсолютная величина 4,4), хотя она излучает в тысячи раз больше света, потому что Бетельгейзе находится намного дальше.

Видимая величина

Согласно современной логарифмической шкале звездных величин, два объекта, один из которых используется в качестве эталона или базовой линии, чьи интенсивности (яркости), измеренные с Земли в единицах мощности на единицу площади (например, ватты на квадратный метр, Вт · м -2 ), являются I 1 и I ref , будут иметь величины m 1 и m ref, связанные соотношением

Используя эту формулу, шкалу звездных величин можно расширить за пределы древнего диапазона величин 1–6, и она станет точной мерой яркости, а не просто системой классификации. Теперь астрономы измеряют разницу величиной до одной сотой величины. Звезды с величиной от 1,5 до 2,5 называются второй величиной; Есть около 20 звезд ярче 1,5, которые являются звездами первой величины (см. список самых ярких звезд ). Например, звездная величина Сириуса -1,46, Арктура -0,04, Альдебарана 0,85, Спики 1,04 и Проциона 0,34. Согласно древней системе звездных величин, все эти звезды могли быть классифицированы как «звезды первой величины».

Также можно вычислить звездные величины для объектов, которые намного ярче звезд (таких как Солнце и Луна ), и для объектов, слишком слабых для человеческого глаза (например, Плутон ).

Абсолютная величина

Часто упоминается только кажущаяся величина, поскольку ее можно измерить напрямую. Абсолютная звездная величина может быть рассчитана по видимой звездной величине и расстоянию от:

потому что интенсивность падает пропорционально квадрату расстояния. Это известно как модуль расстояния , где d - расстояние до звезды, измеренное в парсеках , m - видимая звездная величина, а M - абсолютная звездная величина.

Если линия визирования между объектом и наблюдателем зависят от исчезновения из - за поглощение света межзвездной частиц пыли , то видимая величина объекта будет соответственно слабее. Для величин вымирания A соотношение между видимыми и абсолютными величинами становится

Абсолютные звездные величины обычно обозначаются заглавной буквой M с нижним индексом, обозначающим полосу пропускания. Например, M V - это величина при 10 парсеках в полосе пропускания V. Болометрическая величинабол ) является абсолютная величина корректируется с учетом излучения во всех длинах волн; она обычно меньше (т.е. ярче) абсолютной величины в конкретной полосе пропускания, особенно для очень горячих или очень холодных объектов. Болометрические величины формально определяются на основе светимости звезд в ваттах и нормированы, чтобы быть приблизительно равными M V для желтых звезд.

Абсолютные звездные величины для объектов Солнечной системы часто указываются на расстоянии 1 а.е. Они обозначаются заглавной буквой H. Поскольку эти объекты освещаются в основном отраженным светом от солнца, величина H определяется как видимая величина объекта на расстоянии 1 а.е. от Солнца и 1 а.е. от наблюдателя.

Примеры

Ниже приведена таблица дает очевидные величины для астрономических объектов и искусственных спутников в диапазоне от Солнца до самого слабого объекта , видимого с космического телескопа Хаббла (HST) :

Видимая
величина
Яркость
относительно
звездной величины 0
Пример Видимая
величина
Яркость
относительно
звездной величины 0
Пример Видимая
величина
Яркость
относительно
звездной величины 0
Пример
−27 6,31 × 10 10 солнце −7 631 SN 1006 сверхновая 13 6,31 × 10 −6 3C 273 квазар
предел 4,5–6 дюймов (11–15 см) телескопов
−26 2,51 × 10 10 −6 251 МКС (макс.) 14 2,51 × 10 −6 Предел Плутона (макс.
) Для телескопов 8–10 дюймов (20–25 см)
−25 10 10 −5 100 Венера (макс.) 15 10 −6
−24 3,98 × 10 9 −4 39,8 Самые слабые объекты, видимые днем ​​невооруженным глазом при высоком солнце 16 3,98 × 10 −7 Харон (макс.)
−23 1,58 × 10 9 −3 15,8 Юпитер (макс.) , Марс (макс.) 17 1,58 × 10 −7
−22 6,31 × 10 8 −2 6,31 Ртуть (макс.) 18 6,31 × 10 −8
−21 2,51 × 10 8 −1 2,51 Сириус 19 2,51 × 10 −8
−20 10 8 0 1 Вега , Сатурн (макс.) 20 10 −8
−19 3,98 × 10 7 1 0,398 Антарес 21 год 3,98 × 10 −9 Каллирро (спутник Юпитера)
−18 1,58 × 10 7 2 0,158 Полярная звезда 22 1,58 × 10 −9
−17 6,31 × 10 6 3 0,0631 Кор Кароли 23 6,31 × 10 −10
−16 2,51 × 10 6 4 0,0251 Acubens 24 2,51 × 10 −10
−15 10 6 5 0,01 Веста (макс.) , Уран (макс.) 25 10 −10 Фенрир (спутник Сатурна)
−14 3,98 × 10 5 6 3,98 × 10 −3 типичный предел невооруженного глаза 26 год 3,98 × 10 −11
−13 1,58 × 10 5 полнолуние 7 1,58 × 10 −3 Церера (макс.) - самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом из "темных" сельских районов. 27 1,58 × 10 −11 предел видимого света 8-метровых телескопов
−12 6,31 × 10 4 8 6,31 × 10 −4 Нептун (макс.) 28 год 6,31 × 10 −12
−11 2,51 × 10 4 9 2,51 × 10 −4 29 2,51 × 10 −12
−10 10 4 10 10 −4 типичный предел бинокля 7 × 50 30 10 −12
−9 3,98 × 10 3 Иридиевый факел (макс.) 11 3,98 × 10 −5 Проксима Центавра 31 год 3,98 × 10 −13
−8 1,58 × 10 3 12 1,58 × 10 −5 32 1,58 × 10 −13 предел видимого света HST

Другие весы

В системе Погсона звезда Вега использовалась в качестве основной опорной звезды с видимой величиной, равной нулю , независимо от метода измерения или фильтра длин волн. Вот почему объекты ярче, чем Вега, такие как Сириус (звездная величина Веги -1,46 или -1,5), имеют отрицательные звездные величины. Однако в конце двадцатого века было обнаружено, что Вега различается по яркости, что делает ее непригодной для абсолютного отсчета, поэтому система отсчета была модернизирована, чтобы не зависеть от стабильности какой-либо конкретной звезды. Вот почему современное значение звездной величины Веги близко, но уже не совсем к нулю, а скорее 0,03 в V (визуальном) диапазоне. Современные системы абсолютного отсчета включают в себя систему величин AB , в которой опорой является источник с постоянной плотностью потока на единицу частоты, и систему STMAG, в которой вместо этого опорный источник определяется как имеющий постоянную плотность потока на единицу длины волны.

Децибел

Другой логарифмической шкалой интенсивности является децибел . Хотя он чаще используется для определения интенсивности звука, он также используется для определения интенсивности света. Это параметр для фотоэлектронных умножителей и аналогичной оптики камеры для телескопов и микроскопов. Каждый коэффициент 10 интенсивности соответствует 10 децибелам. В частности, множитель, равный 100 по интенсивности, соответствует увеличению на 20 децибел, а также соответствует уменьшению величины на 5. Как правило, изменение в децибелах связано с изменением величины на

Например, объект, который на 1 звездную величину выше (слабее), чем эталон, будет производить сигнал, который На 4 дБ меньше (слабее) эталонного сигнала, что, возможно, потребуется компенсировать увеличением мощности камеры на такое же количество децибел.

Смотрите также

Заметки

Рекомендации

Внешние ссылки