WikiDer > Видимая величина

Астероид 65 Кибела и две звезды с обозначенными величинами

Видимая величина (м) является мерой яркость из звезда или другой астрономический объект наблюдается из земной шар. Видимая величина объекта зависит от его внутренней величины. яркость, расстояние от Земли и любое вымирание света объекта, вызванного межзвездная пыль вдоль Поле зрения наблюдателю.

Слово величина в астрономии, если не указано иное, обычно относится к видимой величине небесного объекта. Шкала звездных величин восходит к древнему астроному. Птолемей, в звездном каталоге которого перечислены звезды из 1-я величина (самая яркая) до 6-й величины (самая тусклая). Современная шкала была математически определена таким образом, чтобы полностью соответствовать этой исторической системе.

Шкала обратная логарифмический: чем ярче объект, тем ниже его величина номер. Разница в 1,0 соответствует коэффициенту яркости ${displaystyle {sqrt [{5}] {100}}}$, или около 2,512. Например, звезда с величиной 2,0 в 2,512 раза ярче звезды с величиной 3,0, в 6,31 раза ярче звезды с величиной 4,0 и в 100 раз ярче звезды с величиной 7,0.

Самые яркие астрономические объекты имеют отрицательные видимые величины: например, Венера при -4,2 или Сириус при −1,46. Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом в самую темную ночь, имеют видимую величину около +6,5, хотя это зависит от зрения человека, высоты и атмосферных условий.^[1] Видимая звездная величина известных объектов варьируется от Солнца в -26,7 до объектов в глубоких слоях земли. Космический телескоп Хаббла изображения магнитудой +30.^[2]

Измерение видимой звездной величины называетсяфотометрия. Фотометрические измерения производятся в ультрафиолетовый, видимый, или же инфракрасный диапазоны длин волн с использованием стандартных полоса пропускания фильтры, принадлежащие фотометрические системы такой как Система UBV или Стрёмгрен uvbyβ система.

Абсолютная величина является мерой внутренней светимости небесного объекта, а не его видимой яркости, и выражается в той же обратной логарифмической шкале. Абсолютная величина определяется как видимая величина, которую имели бы звезда или объект, если бы их наблюдали с расстояния 10 парсек (3.1×10¹⁴ километров). Когда говорится просто о «величине», обычно подразумевается кажущаяся величина, а не абсолютная величина.

История

Эта секция нужны дополнительные цитаты для проверка. Соответствующее обсуждение можно найти на Обсуждение: Видимая величина. Пожалуйста помоги улучшить эту статью к добавление цитат в надежные источники. Материал, не полученный от источника, может быть оспорен и удален. (Май 2019) (Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения)

Шкала, используемая для обозначения звездной величины, происходит от Эллинистический практика деления звезд, видимых невооруженным глазом, на шесть величины. В самые яркие звезды в ночном небе, как говорили, первая величина (м = 1), а самые слабые - шестой величины (м = 6), что является пределом человек визуальное восприятие (без помощи телескоп). Каждая оценка величины считалась вдвое большей яркости следующей степени ( логарифмическая шкала), хотя это соотношение было субъективным, поскольку фотоприемники существовал. Эта довольно грубая шкала яркости звезд была популяризирована Птолемей в его Альмагест и обычно считается, что возникла Гиппарх. Это невозможно ни доказать, ни опровергнуть, поскольку первоначальный звездный каталог Гиппарха утерян. Единственный сохранившийся текст самого Гиппарха (комментарий к Арату) ясно свидетельствует о том, что у него не было системы для описания яркости числами: он всегда использует такие термины, как «большой» или «маленький», «яркий» или «слабый» или даже такие описания, как "видны в полнолуние".^[6]

В 1856 г. Норман Роберт Погсон формализовала систему, определив звезду первой величины как звезду, которая в 100 раз ярче звезды шестой величины, тем самым установив логарифмическую шкалу, которая используется до сих пор. Это означает, что звезда величины м примерно в 2,512 раза ярче звезды с величиной м + 1. Эта цифра, корень пятой степени из 100, стал известен как коэффициент Погсона.^[7] Нулевая точка шкалы Погсона изначально определялась путем присвоения Полярная звезда величиной ровно 2. Позже астрономы обнаружили, что Полярная звезда немного изменчива, поэтому они переключились Вега в качестве стандартной опорной звезды, назначая яркость Vega как определение нулевой величины в любой заданной длине волны.

За исключением небольших поправок, яркость Веги по-прежнему служит определением нулевой величины для видимого и ближний инфракрасный длины волн, где его спектральное распределение энергии (SED) близко приближается к черное тело для температуры 11000 K. Однако с появлением инфракрасная астрономия было обнаружено, что излучение Веги включает избыток инфракрасного излучения предположительно из-за околозвездный диск состоящий из пыль при высоких температурах (но намного холоднее поверхности звезды). На более коротких (например, видимых) длинах волн при таких температурах испускание пыли незначительно. Однако для того, чтобы правильно расширить шкалу звездных величин дальше в инфракрасный диапазон, эта особенность Веги не должна влиять на определение шкалы звездных величин. Поэтому шкала звездных величин была экстраполирована на все длины волн на основе кривая излучения черного тела для идеальной поверхности звезды на 11000 K незагрязненный околозвездным излучением. Исходя из этого спектральная освещенность (обычно выражается в Янские) для точки нулевой звездной величины в зависимости от длины волны.^[8] Небольшие отклонения указываются между системами, использующими измерительные приборы, разработанные независимо, чтобы можно было должным образом сравнивать данные, полученные разными астрономами, но более важное практическое значение имеет определение величины не на одной длине волны, а применение к отклику стандартных спектральных фильтров, используемых в фотометрия в различных диапазонах длин волн.

В современных системах звездных величин яркость в очень широком диапазоне определяется в соответствии с логарифмическим определением, подробно описанным ниже, с использованием этого нулевого эталона. На практике такие видимые звездные величины не превышают 30 (для обнаруживаемых измерений). Яркость Веги превосходят четыре звезды на ночном небе в видимом диапазоне длин волн (и больше в инфракрасном диапазоне), а также яркие планеты Венера, Марс и Юпитер, и они должны быть описаны следующим образом: отрицательный величины. Например, Сириус, самая яркая звезда небесная сфера, имеет в видимой области звездную величину -1,4. Отрицательные величины для других очень ярких астрономических объектов можно найти в стол ниже.

Астрономы разработали другие фотометрические системы нулевой точки в качестве альтернативы системе Вега. Наиболее широко используется Величина AB система,^[10] в котором фотометрические нулевые точки основаны на гипотетическом эталонном спектре, имеющем постоянную поток на единицу частотного интервала, а не использовать звездный спектр или кривую черного тела в качестве эталона. Нулевая точка величины AB определяется таким образом, чтобы величины объекта на основе AB и Vega были приблизительно равны в полосе фильтра V.

Измерение

Прецизионное измерение величины (фотометрия) требует калибровки фотографического или (обычно) электронного устройства обнаружения. Обычно это включает одновременное наблюдение в идентичных условиях стандартных звезд, величина которых с использованием этого спектрального фильтра точно известна. Более того, поскольку количество света, фактически принимаемого телескопом, уменьшается из-за прохождения через Атмосфера Земли, то воздушные массы мишени и калибровочной звезды. Обычно можно наблюдать несколько разных звезд известной величины, которые достаточно похожи. Звезды калибратора, расположенные близко в небе к цели, являются предпочтительными (чтобы избежать больших различий в атмосферных траекториях). Если у этих звезд несколько другие зенитные углы (высоты), то можно получить поправочный коэффициент как функцию воздушной массы и применяемый к воздушной массе в позиции цели. Такая калибровка позволяет получить яркость, наблюдаемую над атмосферой, где определена видимая величина.

Расчеты

Изображение 30 дорад взято ESOс ВИСТА. Этот туманность имеет визуальную величину 8.

График относительной яркости в зависимости от величины

Чем тусклее объект, тем выше числовое значение, данное его величине, с разницей в 5 звездных величин, что соответствует коэффициенту яркости ровно 100. Следовательно, величина м, в спектральный диапазон Икс, будет дано

${displaystyle m_ {x} = - 5log _ {100} left ({frac {F_ {x}} {F_ {x, 0}}} ight),}$

что чаще выражается в терминах общий (по основанию 10) логарифм в качестве

${displaystyle m_ {x} = - 2,5log _ {10} left ({frac {F_ {x}} {F_ {x, 0}}} ight),}$

куда F_Икс наблюдается плотность потока с использованием спектрального фильтра Икс, и F_Икс,0 эталонный поток (нулевая точка) для этого фотометрический фильтр. Поскольку увеличение на 5 звездных величин соответствует уменьшению яркости ровно в 100 раз, каждое увеличение звездной величины означает уменьшение яркости в раз ${displaystyle {sqrt [{5}] {100}} примерно 2,512}$ (Коэффициент Погсона). Обращая приведенную выше формулу, разность величин м₁ − м₂ = Δм подразумевает коэффициент яркости

${displaystyle {frac {F_ {2}} {F_ {1}}} = 100 ^ {frac {Delta m} {5}} = 10 ^ {0,4Delta m} примерно 2,512 ^ {Delta m}.}$

Пример: Солнце и Луна

Какое соотношение яркости между солнце и полный Луна?

Видимая величина Солнца −26,74.^[11] (ярче), а средняя величина полнолуние равно -12,74^[12] (диммер).

Разница в величине:

${displaystyle x = m_ {1} -m_ {2} = (- 12,74) - (- 26,74) = 14,00.}$

Фактор яркости:

${displaystyle v_ {b} = 10 ^ {0.4x} = 10 ^ {0.4 imes 14.00} примерно 398 107.}$

Солнце появляется около 400000 раз ярче полной луны.

Сложение величины

Иногда хочется добавить яркости. Например, фотометрия на близко разделенных двойные звезды могут только измерить их общий световой поток. Как мы можем рассчитать суммарную величину этой двойной звезды, зная только величины отдельных компонентов? Это можно сделать, добавив яркости (в линейных единицах), соответствующие каждой величине.^[13]

${displaystyle 10 ^ {- m_ {f} imes 0.4} = 10 ^ {- m_ {1} imes 0.4} +10 ^ {- m_ {2} imes 0.4}.}$

Решение для ${displaystyle m_ {f}}$ дает

${displaystyle m_ {f} = - 2.5log _ {10} left (10 ^ {- m_ {1} imes 0.4} +10 ^ {- m_ {2} imes 0.4} ight),}$

куда м_ж - это величина, полученная после добавления яркостей, обозначенных м₁ и м₂.

Видимая болометрическая величина

Хотя величина обычно относится к измерению в определенной полосе фильтра, соответствующей некоторому диапазону длин волн, кажущаяся или абсолютная болометрическая величина (м_болт) является мерой видимой или абсолютной яркости объекта, интегрированной по всем длинам волн электромагнитного спектра (также известного как сияние или мощность соответственно). Нулевая точка шкалы кажущейся болометрической величины основана на определении, что кажущаяся болометрическая величина 0 mag эквивалентна принятой энергетической освещенности 2,518 × 10.⁻⁸ Вт на квадратный метр (Вт · м⁻²).^[14]

Абсолютная величина

В то время как кажущаяся величина - это мера яркости объекта, видимого конкретным наблюдателем, абсолютная величина - это мера яркости объекта. внутренний яркость объекта. Поток уменьшается с расстоянием согласно закон обратных квадратов, поэтому видимая величина звезды зависит как от ее абсолютной яркости, так и от расстояния (а также от любого поглощения). Например, звезда на одном расстоянии будет иметь такую ​​же видимую величину, что и звезда в четыре раза ярче на расстоянии в два раза больше. Напротив, собственная яркость астрономического объекта не зависит от расстояния до наблюдателя или каких-либо вымирание.

Абсолютная величина M, звезды или астрономического объекта определяется как видимая величина, которую он имел бы при наблюдении с расстояния 10 парсек (33лы). Абсолютная звездная величина Солнца 4.83 в полосе V (визуальная), 4.68 в полосе V. Спутник Gaia Диапазон G (зеленый) и 5,48 в диапазоне B (синий).^[15][16][17]

В случае планеты или астероида абсолютная звездная величина ЧАС скорее означает видимую величину, которая была бы, если бы она была 1 астрономическая единица (150 000 000 км) как от наблюдателя, так и от Солнца, и полностью освещены при максимальном противодействии (конфигурация, которая достижима только теоретически, когда наблюдатель находится на поверхности Солнца). ^[18]

Стандартные справочные значения

Шкала звездных величин представляет собой обратный логарифмический масштаб. Распространенное заблуждение состоит в том, что логарифмический характер шкалы объясняется тем, что человеческий глаз сам имеет логарифмический ответ. Во времена Погсона это считалось правдой (см. Закон Вебера – Фехнера), но теперь считается, что ответ сила закона (видеть Степенной закон Стивенса).^[20]

Величина осложняется тем, что свет не монохромный. Чувствительность светового приемника зависит от длины волны света, а способ ее изменения зависит от типа светового приемника. По этой причине необходимо указать, как измеряется величина, чтобы значение было значимым. Для этого Система UBV широко используется, в котором величина измеряется в трех различных диапазонах длин волн: U (с центром около 350 нм, в ближнем ультрафиолетовый), B (около 435 нм, в синей области) и V (около 555 нм, в середине диапазона зрения человека при дневном свете). Полоса V была выбрана для спектральных целей и дает величины, близкие к величине, видимой человеческим глазом. Когда кажущаяся величина обсуждается без дополнительных уточнений, обычно понимается величина V.^{[нужна цитата]}

Потому что более крутые звезды, такие как красные гиганты и красные карлики, излучают мало энергии в синей и ультрафиолетовой областях спектра, их мощность часто недооценивается шкалой UBV. Действительно, некоторые L и T класс звездная величина оценивается значительно больше 100, потому что они излучают очень мало видимого света, но наиболее сильны в инфракрасный.^{[нужна цитата]}

Меры величины требуют осторожного отношения, и чрезвычайно важно измерять подобное с подобным. Ортохроматические (чувствительные к синему) в начале 20 века и старше фотопленка, относительная яркость синего сверхгигант Ригель и красный сверхгигант Бетельгейзе нерегулярные переменные звезды (в максимуме) перевернуты по сравнению с тем, что воспринимают человеческие глаза, потому что эта архаичная пленка более чувствительна к синему свету, чем к красному. Величины, полученные с помощью этого метода, известны как фотографические величины, и теперь считаются устаревшими.^{[нужна цитата]}

Для объектов внутри Млечный Путь с данной абсолютной звездной величиной к видимой величине добавляется 5 на каждое десятикратное увеличение расстояния до объекта. Для объектов, находящихся на очень больших расстояниях (далеко за Млечным путем), это соотношение должно быть с поправкой на красное смещение и для неевклидов меры расстояния из-за общая теория относительности.^[21][22]

Для планет и других тел Солнечной системы видимая величина определяется исходя из фазовая кривая и расстояния до Солнца и наблюдателя.^{[нужна цитата]}

Список видимых звездных величин

Эта секция нужны дополнительные цитаты для проверка. Пожалуйста помоги улучшить эту статью к добавление цитат в надежные источники. Материал, не полученный от источника, может быть оспорен и удален. (Сентябрь 2019) (Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения)

Некоторые из перечисленных величин являются приблизительными. Чувствительность телескопа зависит от времени наблюдения, оптической полосы пропускания и мешающего света от рассеяние и свечение.

Смотрите также

• Модуль расстояния
• Список ближайших ярких звезд
• Список ближайших звезд
• Светимость в астрономии
• Яркость поверхности

Рекомендации

внешняя ссылка

• «Шкала астрономической величины». International Comet Quarterly.