Velikost
Hvězdná velikost ( zářit ) je bezrozměrná číselná charakteristika jasu objektu, označovaná písmenem m (z latinského magnitudo - „velikost, velikost“). Obvykle je tento koncept aplikován na nebeská tělesa. Velikost charakterizuje energetický tok z dané hvězdy (energie všech fotonů za sekundu) na jednotku plochy. Zdánlivá hvězdná velikost tedy závisí na fyzikálních vlastnostech samotného objektu (tj. svítivosti ) a na vzdálenosti k němu. Čím menší je hodnota velikosti, tím je objekt jasnější. Pojem magnitudy se používá k měření toku energie ve viditelném, infračerveném a ultrafialovém pásmu. Průbojná síla dalekohledů a astrografů se měří ve hvězdných velikostech .
Definice
Ještě ve II století před naším letopočtem. E. Starověký řecký astronom Hipparchos rozdělil všechny hvězdy do šesti velikostí. Nazval nejjasnější hvězdy první magnitudy, nejslabší hvězdy šesté magnitudy a zbytek rovnoměrně rozdělil mezi střední magnitudy.
Jak se později ukázalo, spojení takového měřítka s reálnými fyzikálními veličinami je logaritmické, protože změna jasu o stejný počet časů je okem vnímána jako změna o stejnou hodnotu ( Weber-Fechnerův zákon ). Proto v roce 1856 Norman Pogson navrhl následující formalizaci magnitudové stupnice, která se stala obecně uznávanou [1] [2] :
kde m jsou velikosti objektů, L jsou osvětlení z objektů. Taková definice odpovídá 100násobnému snížení světelného toku se zvýšením velikosti o 5 jednotek .
Tento vzorec umožňuje určit pouze rozdíl hvězdných velikostí, nikoli však samotné velikosti. Abychom s jeho pomocí sestavili absolutní měřítko, je nutné nastavit nulový bod — jas, který odpovídá nulové velikosti (0 m ). Nejprve byla jasnost Vega brána jako 0 m . Poté byl nulový bod předefinován, ale pro vizuální pozorování může Vega stále sloužit jako standard nulové zdánlivé hvězdné velikosti (podle moderního systému je v pásmu V systému UBV její jasnost +0,03 m , což je k nerozeznání od nula od oka).
Podle moderních měření vytváří hvězda nulové zdánlivé velikosti mimo zemskou atmosféru osvětlení 2,54⋅10 −6 luxů . Světelný tok takové hvězdy je přibližně roven 10 3 fotonům / (cm² s Å ) v zeleném světle (pásmo V systému UBV) nebo 10 6 fotonům / (cm² s) v celém rozsahu viditelného světla.
Následující vlastnosti pomáhají využívat zdánlivé hvězdné velikosti v praxi:
- Stonásobné zvýšení světelného toku odpovídá snížení zdánlivé hvězdné velikosti přesně o 5 jednotek .
- Snížení velikosti o jednu jednotku znamená zvýšení světelného toku o 100 1/5 ≈ 2,512 krát .
V dnešní době se pojem magnitudy používá nejen pro hvězdy, ale i pro další objekty, například pro Měsíc a planety . Velikost nejjasnějších objektů je záporná. Například jasnost Měsíce v plné fázi dosahuje −12,7 m a jasnost Slunce je −26,7 m .
Zdánlivá a absolutní velikost
Koncept absolutní veličiny ( M ) je široce používán. Toto je velikost objektu, kterou by měl, kdyby byl od pozorovatele vzdálen 10 parseků . Absolutní hodnota, na rozdíl od viditelné, umožňuje porovnat svítivost různých hvězd, protože nezávisí na vzdálenosti k nim.
Hvězdná velikost pozorovaná ze Země se nazývá zdánlivá ( m ). Tento název se používá k odlišení od absolutního a používá se dokonce i pro veličiny měřené v ultrafialovém, infračerveném nebo jiném okem nevnímaném rozsahu záření (veličina měřená ve viditelné oblasti se nazývá vizuální ) [2] . Absolutní bolometrická velikost Slunce je +4,8 m a zdánlivá velikost je -26,7 m .
Změna vzdálenosti k objektu způsobí změnu jeho zdánlivé velikosti (za předpokladu, že jeho svítivost je konstantní), protože osvětlení, které produkuje, je úměrné převrácené čtverci vzdálenosti:
Vezmeme -li například 10 pc pro r 2 (vzdálenost, ve které se absolutní hodnota M podle definice shoduje s viditelnou hodnotou) a označíme m 1 = m ( r 1 ) , pak
což umožňuje při znalosti hodnot dvou ze tří proměnných (zdánlivá velikost m 1 , absolutní velikost M , vzdálenost r 1 ) v této rovnici určit hodnotu třetí:
Rozdíl μ \ u003d m 1 - M v posledním vzorci se nazývá modul vzdálenosti :
Spektrální závislost
Velikost závisí na spektrální citlivosti přijímače záření ( oko , fotoelektrický detektor, fotografická deska atd.)
- Bolometrická magnituda udává celkový zářivý výkon hvězdy (tj. zářivý výkon na všech vlnových délkách). K jeho měření se používá speciální zařízení - bolometr . Význam této hodnoty je způsoben tím, že některé hvězdy (velmi horké a velmi studené) vyzařují převážně ne ve viditelném spektru.
Nejčastěji se však hvězdné velikosti měří v určitých intervalech vlnových délek. Za tímto účelem byly vyvinuty fotometrické systémy , z nichž každý má sadu pásem pokrývajících různé rozsahy vlnových délek. V rámci každého pásma je citlivost maximální pro určitou vlnovou délku a se vzdáleností od ní postupně klesá.
Nejběžnějším fotometrickým systémem je systém UBV , který se skládá ze tří pásem pokrývajících různé intervaly vlnových délek. V něm lze pro každý objekt změřit 3 hvězdné velikosti:
- Vizuální magnituda ( V ) je velikost ve V filtru, jejíž maximální propustnost se blíží maximální citlivosti lidského oka ( 555 nm ).
- "Modrá" magnituda ( B ) charakterizuje jas objektu v modré oblasti spektra; maximální citlivost při vlnové délce asi 445 nm .
- Velikost ultrafialového záření ( U ) má maximum v ultrafialové oblasti při vlnové délce asi 350 nm .
Rozdíly velikosti jednoho objektu v různých rozsazích (pro systém UBV jsou to U − B a B − V ) jsou indikátory barvy objektu: čím jsou větší, tím je objekt červenější. Fotometrický systém UBV je definován tak, že barevné indexy hvězd A0V jsou rovny nule.
Existují i jiné fotometrické systémy, z nichž každý může určit svůj vlastní soubor hvězdných velikostí.
- Fotografická magnituda - je určena pro spektrální citlivost nesenzibilizované fotografické emulze s maximem citlivosti při vlnové délce 425 nm ; podle definice se shoduje s vizuální magnitudou pro hvězdy A0V a jasností (6,0 ± 0,5) m . Spolu s fotovizuální magnitudou byla použita v zastaralém fotografickém magnitudovém systému.
Hvězdné velikosti některých objektů
| Objekt | m |
|---|---|
| slunce | −26,7 ( 400 000krát jasnější než Měsíc v úplňku) |
| měsíc v úplňku | −12,74 |
| Flash "Iridium" (maximálně) | −9.5 |
| Supernova 1054 (maximum) | -6,0 |
| Venuše (maximum) | −4,67 |
| Mezinárodní vesmírná stanice (maximálně) | −4 |
| Země (při pohledu ze Slunce) | −3,84 |
| Jupiter (maximum) | −2,94 |
| Mars (maximum) | −2,91 |
| Merkur (maximum) | −2,45 |
| Saturn (s prstenci; maximum) | −0,24 |
| Hvězdy Velkého vozu | +2 |
| Galaxie Andromeda | +3,44 |
| Galileovské měsíce Jupitera | +5...6 |
| Uran | +5,5 |
| Nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem |
+6 až +7,72 |
| Neptune | +7,8 |
| Proxima Centauri | +11,1 |
| Nejjasnější kvasar | +12,6 |
| Nejslabší objekt zachycený 8metrovým pozemním dalekohledem |
+27 |
| Nejslabší objekt vyfotografovaný Hubbleovým vesmírným dalekohledem |
+31,5 |
| Objekt | Souhvězdí | m |
|---|---|---|
| Sírius | Velký pes | −1,47 |
| Canopus | Kýl | −0,72 |
| α Centauri | Kentaurus | −0,27 |
| Arcturus | Boty | −0,04 |
| Vega | Lyra | +0,03 |
| Kaple | Auriga | +0,08 |
| Rigel | Orion | +0,12 |
| Procyon | Malý pes | +0,38 |
| Achernar | eridanus | +0,46 |
| Betelgeuse | Orion | +0,50 |
| Altair | Orel | +0,75 |
| Aldebaran | Býk | +0,85 |
| Antares | Štír | +1,09 |
| Pollux | Dvojčata | +1,15 |
| Fomalhaut | Jižní ryba | +1,16 |
| Deneb | Labuť | +1,25 |
| Regulus | Lev | +1,35 |
| Umístění pozorovatele | m |
|---|---|
| Přímo na povrchu Slunce (celkem z celého disku) | −38,4 |
| Ikaros ( perihélium ) | −30.4 |
| Merkur (perihelium) | −29.3 |
| Venuše (perihelium) | −27.4 |
| Země | −26.7 |
| Mars ( afélium ) | −25.6 |
| Jupiter (afélium) | −23,0 |
| Saturn (afélium) | −21.7 |
| Uran (afélium) | −20.2 |
| Neptun (Aphelion) | −19.3 |
| Pluto (Aphelion) | −18.2 |
| 631 a. E. | −12,7 (jasnost Měsíce v úplňku) |
| Sedna (afélium) | −11.8 |
| 2006 SQ 372 (afélium) | −10,0 |
| Kometa Hyakutake (Aphelion) | −8.3 |
| 0,456 sv. roku | −4,4 (jas Venuše) |
| Alfa Centauri | +0,5 |
| Sírius | +2,0 |
| 55 St. let | +6,0 (prah viditelnosti pouhým okem) |
| Rigel | +12,0 |
| Mlhovina v Andromedě | +29,3 |
| 3C 273 (nejjasnější kvasar) | +44,2 |
| UDFj-39546284 (nejvzdálenější astronomický objekt v roce 2011, včetně rudého posuvu) | +49,8 |
Viz také
Poznámky
- ↑ Hvězdy Surdina V. G. - Ed. 2., rev. a doplňkové - M. : Fizmatlit, 2009. - S. 63. - (Astronomie a astrofyzika). - ISBN 978-5-9221-1116-4 .
- ↑ 1 2 Surdin V. G. . Hvězdná velikost . Slovník Astronet.ru . Astronet . Datum přístupu: 16. září 2012. Archivováno z originálu 28. listopadu 2010.
- ↑ Vypočteno na základě skutečnosti, že velikost ve vzdálenosti 1 AU. je −26,7 m , což odpovídá absolutní velikosti Slunce +4,87 m .
Odkazy
- Mironov A. V. Přesná fotometrie . Astronet . Získáno 28. srpna 2012. Archivováno z originálu dne 9. listopadu 2012.
- Určení hvězdné velikosti na snímku . "Astroturista" Získáno 20. listopadu 2009. Archivováno z originálu 11. května 2012.
 Slovníky a encyklopedie |
|---|