Størrelse
Stjernestørrelse ( shine ) er en dimensionsløs numerisk karakteristik af et objekts lysstyrke, angivet med bogstavet m (fra latin magnitudo - "magnitude, størrelse"). Normalt anvendes konceptet på himmellegemer. Størrelsen karakteriserer energifluxen fra den pågældende stjerne (energien af alle fotoner pr. sekund) pr. arealenhed. Den tilsyneladende stjernestørrelse afhænger således af selve objektets fysiske karakteristika (det vil sige lysstyrke ) og af afstanden til det. Jo mindre størrelsesværdien er, jo lysere er objektet. Begrebet størrelse bruges til at måle strømmen af energi i det synlige, infrarøde og ultraviolette område. Målt i stjernestørrelsergennemtrængende kraft af teleskoper og astrografer .
Definition
Selv i det II århundrede f.Kr. e. Den antikke græske astronom Hipparchus opdelte alle stjernerne i seks størrelsesordener. Han kaldte de klareste stjerner i den første størrelsesorden, de mørkeste stjerner i den sjette størrelsesorden og fordelte resten jævnt mellem mellemstørrelser.
Som det viste sig senere, er forbindelsen af en sådan skala med reelle fysiske størrelser logaritmisk, da en ændring i lysstyrke med det samme antal gange opfattes af øjet som en ændring med samme mængde ( Weber-Fechner lov ). Derfor foreslog Norman Pogson i 1856 følgende formalisering af størrelsesskalaen, som er blevet almindeligt accepteret [1] [2] :
hvor m er størrelserne af objekterne, L er belysningen fra objekterne. En sådan definition svarer til et 100-fold fald i lysstrømmen med en stigning i størrelsesordenen med 5 enheder .
Denne formel gør det muligt kun at bestemme forskellen i stjernestørrelserne, men ikke selve størrelserne. For at bygge en absolut skala med dens hjælp er det nødvendigt at indstille nulpunktet - lysstyrken, som svarer til nul-størrelsen (0 m ). Først blev Vegas lysstyrke taget til 0 m . Derefter blev nulpunktet omdefineret, men til visuelle observationer kan Vega stadig tjene som en standard med nul tilsyneladende stjernestørrelse (ifølge det moderne system, i V-båndet af UBV-systemet er dens lysstyrke +0,03 m , hvilket ikke kan skelnes fra nul med øjet).
Ifølge moderne målinger skaber en stjerne med nul tilsyneladende størrelse uden for jordens atmosfære en belysning på 2,54⋅10 −6 lux . Lysstrømmen fra en sådan stjerne er omtrent lig med 10 3 fotoner / (cm² s Å ) i grønt lys (V-båndet i UBV-systemet) eller 10 6 fotoner / (cm² s) i hele området for synligt lys.
Følgende egenskaber hjælper med at bruge tilsyneladende stjernestørrelser i praksis:
- En stigning i lysstrømmen med 100 gange svarer til et fald i den tilsyneladende stjernestørrelse med præcis 5 enheder .
- Et fald i størrelsesordenen med en enhed betyder en stigning i lysstrømmen med 100 1/5 ≈ 2.512 gange .
I dag bruges størrelsesbegrebet ikke kun til stjerner, men også til andre objekter, for eksempel til Månen og planeter . Størrelsen af de lyseste objekter er negativ. For eksempel når Månens lysstyrke i fuld fase -12,7 m , og Solens lysstyrke er -26,7 m .
Tilsyneladende og absolut størrelse
Begrebet absolut størrelse ( M ) er meget brugt. Dette er størrelsen af objektet, som det ville have, hvis det var 10 parsec væk fra observatøren. Den absolutte værdi, i modsætning til den synlige, gør det muligt at sammenligne lysstyrken af forskellige stjerner, da det ikke afhænger af afstanden til dem.
Stjernens størrelse observeret fra Jorden kaldes tilsyneladende ( m ). Dette navn bruges til at skelne det fra det absolutte og bruges selv for mængder målt i det ultraviolette, infrarøde eller et andet strålingsområde, der ikke opfattes af øjet (en mængde målt i det synlige område kaldes visuelt ) [2] . Solens absolutte bolometriske størrelse er +4,8 m , og den tilsyneladende størrelse er -26,7 m .
En ændring i afstanden til et objekt forårsager en ændring i dets tilsyneladende størrelse (forudsat at dets lysstyrke er konstant), da den belysning, den producerer, er proportional med afstandens gensidige kvadrat:
Hvis vi f.eks. tager 10 pct. for r 2 (den afstand, hvori den absolutte værdi af M , per definition, falder sammen med den synlige) og angiver m 1 = m ( r 1 ) , så
som gør det muligt, ved at kende værdierne af to af de tre variable (tilsyneladende størrelse m 1 , absolut størrelse M , afstand r 1 ) i denne ligning, at bestemme værdien af den tredje:
Forskellen μ \ u003d m 1 - M i den sidste formel kaldes afstandsmodul :
Spektral afhængighed
Størrelsen afhænger af den spektrale følsomhed af strålingsmodtageren ( øje , fotoelektrisk detektor, fotografisk plade osv.)
- Den bolometriske størrelse angiver en stjernes samlede strålingsstyrke (det vil sige strålingsstyrken ved alle bølgelængder). For at måle det bruges en speciel enhed - et bolometer . Relevansen af denne værdi skyldes det faktum, at nogle stjerner (meget varme og meget kolde) udstråler overvejende ikke i det synlige spektrum.
Men oftest måles stjernernes størrelser i bestemte bølgelængdeintervaller. Til dette er der udviklet fotometriske systemer , som hver har et sæt bånd, der dækker forskellige bølgelængdeområder. Inden for hvert bånd er følsomheden maksimal for en bestemt bølgelængde og falder gradvist med afstanden fra den.
Det mest almindelige fotometriske system er UBV-systemet , som består af tre bånd, der dækker forskellige bølgelængdeintervaller. I det, for hvert objekt, kan 3 stjernernes størrelser måles:
- Visuel størrelse ( V ) er størrelsen i V-filteret, hvis maksimale transmission er tæt på det menneskelige øjes maksimale følsomhed ( 555 nm ).
- "Blå" størrelse ( B ) karakteriserer lysstyrken af et objekt i det blå område af spektret; maksimal følsomhed ved en bølgelængde på omkring 445 nm .
- Den ultraviolette størrelse ( U ) har et maksimum i det ultraviolette område ved en bølgelængde på omkring 350 nm .
Størrelsesforskellene for et objekt i forskellige områder (for UBV-systemet er disse U − B og B − V ) er indikatorer for objektets farve: Jo større de er, jo mere røde er objektet. Det UBV-fotometriske system er defineret på en sådan måde, at farveindeksene for A0V-stjerner er lig med nul.
Der er andre fotometriske systemer, som hver kan bestemme sit eget sæt af stjernestørrelser.
- Fotografisk størrelse - bestemmes for den spektrale følsomhed af en ikke- sensibiliseret fotografisk emulsion med et følsomhedsmaksimum ved en bølgelængde på 425 nm ; per definition falder sammen med den visuelle størrelse for A0V stjerner og lysstyrke (6,0 ± 0,5) m . Sammen med den fotovisuelle størrelse blev den brugt i det forældede fotografiske størrelsessystem.
Stjernestørrelser af nogle objekter
| Et objekt | m |
|---|---|
| Sol | −26,7 ( 400.000 gange lysere end en fuldmåne) |
| måne ved fuldmåne | −12.74 |
| Flash "Iridium" (maksimum) | −9,5 |
| Supernova 1054 (maksimum) | −6,0 |
| Venus (maksimum) | −4,67 |
| International Rumstation (maksimalt) | −4 |
| Jorden (set fra solen) | −3,84 |
| Jupiter (maksimum) | −2,94 |
| Mars (maksimum) | −2,91 |
| Kviksølv (maksimum) | −2,45 |
| Saturn (med ringe; maksimum) | -0,24 |
| Stjerner fra Big Dipper | +2 |
| Andromeda Galaxy | +3,44 |
| Galilæiske måner af Jupiter | +5...6 |
| Uranus | +5,5 |
| De svageste stjerner kan ses med det blotte øje |
+6 til +7,72 |
| Neptun | +7,8 |
| Proxima Centauri | +11,1 |
| Den lyseste kvasar | +12,6 |
| Det svageste objekt fanget af et 8 meter jordbaseret teleskop |
+27 |
| Det svageste objekt fotograferet af Hubble-rumteleskopet |
+31,5 |
| Et objekt | Konstellation | m |
|---|---|---|
| Sirius | Stor hund | −1,47 |
| Canopus | Køl | -0,72 |
| α Centauri | Centaurus | -0,27 |
| Arcturus | Bootes | -0,04 |
| Vega | Lyra | +0,03 |
| Kapel | Auriga | +0,08 |
| Rigel | Orion | +0,12 |
| Procyon | Lille Hund | +0,38 |
| Achernar | eridanus | +0,46 |
| Betelgeuse | Orion | +0,50 |
| Altair | Ørn | +0,75 |
| Aldebaran | Tyren | +0,85 |
| Antares | Skorpion | +1,09 |
| Pollux | Tvillinger | +1,15 |
| Fomalhaut | sydlig fisk | +1,16 |
| Deneb | Svane | +1,25 |
| Regulus | en løve | +1,35 |
| Observatør placering | m |
|---|---|
| Direkte på Solens overflade (i alt fra hele disken) | −38,4 |
| Icarus ( perihelium ) | −30.4 |
| Kviksølv (perihelium) | −29.3 |
| Venus (perihelium) | −27.4 |
| jorden | −26.7 |
| Mars ( aphelion ) | −25.6 |
| Jupiter (aphelion) | −23,0 |
| Saturn (aphelion) | −21.7 |
| Uranus (aphelion) | −20.2 |
| Neptun (Aphelion) | −19.3 |
| Pluto (Aphelion) | −18.2 |
| 631 a. e. | −12,7 (fuldmånelysstyrke) |
| Sedna (aphelion) | −11.8 |
| 2006 SQ 372 (aphelion) | −10,0 |
| Komet Hyakutake (Aphelion) | −8.3 |
| 0,456 St. årets | −4,4 (Venus lysstyrke) |
| Alpha Centauri | +0,5 |
| Sirius | +2,0 |
| 55 St. flere år | +6,0 (synlighedstærskel med det blotte øje) |
| Rigel | +12,0 |
| Andromedas tåge | +29,3 |
| 3C 273 (lyseste kvasar) | +44,2 |
| UDFj-39546284 (det fjerneste astronomiske objekt i 2011, inklusive rødforskydning) | +49,8 |
Se også
Noter
- ↑ Surdin V. G. Stars. - Ed. 2. rev. og yderligere - M. : Fizmatlit, 2009. - S. 63. - (Astronomi og astrofysik). - ISBN 978-5-9221-1116-4 .
- ↑ 1 2 Surdin V. G. . Stjernens størrelse . Ordliste Astronet.ru . Astronet . Dato for adgang: 16. september 2012. Arkiveret fra originalen 28. november 2010.
- ↑ Beregnet ud fra det faktum, at størrelsen i en afstand af 1 AU. er −26,7 m , hvilket svarer til Solens absolutte størrelse +4,87 m .
Links
- Mironov A. V. Præcisionsfotometri . Astronet . Hentet 28. august 2012. Arkiveret fra originalen 9. november 2012.
- Bestemmelse af stjernernes størrelse i billedet . "Astroturist" Hentet 20. november 2009. Arkiveret fra originalen 11. maj 2012.
 Ordbøger og encyklopædier |
|---|