Magnitud
Stjärnans magnitud ( shine ) är en dimensionslös numerisk egenskap för ett objekts ljusstyrka, betecknad med bokstaven m (från latin magnitudo - "magnitude, storlek"). Vanligtvis tillämpas konceptet på himmelska kroppar. Magnituden kännetecknar energiflödet från stjärnan i fråga (energin för alla fotoner per sekund) per ytenhet. Således beror den skenbara stjärnstorleken på de fysiska egenskaperna hos själva objektet (det vill säga ljusstyrkan ) och på avståndet till det. Ju mindre magnitudvärde, desto ljusare är föremålet. Begreppet magnitud används för att mäta energiflödet i det synliga, infraröda och ultravioletta området. Den penetrerande kraften hos teleskop och astrografer mäts i stjärnstorlekar .
Definition
Även på II-talet f.Kr. e. Den antika grekiske astronomen Hipparchus delade upp alla stjärnorna i sex magnituder. Han kallade de ljusaste stjärnorna av den första magnituden, de mörkaste stjärnorna av den sjätte magnituden och fördelade resten jämnt mellan mellanliggande magnituder.
Som det visade sig senare är kopplingen av en sådan skala med verkliga fysiska storheter logaritmisk, eftersom en förändring i ljusstyrkan med samma antal gånger uppfattas av ögat som en förändring med samma mängd ( Weber-Fechner lag ). Därför föreslog Norman Pogson 1856 följande formalisering av magnitudskalan, som har blivit allmänt accepterad [1] [2] :
där m är storleken på föremålen, L är belysningen från föremålen. En sådan definition motsvarar en 100-faldig minskning av ljusflödet med en ökning i magnitud med 5 enheter .
Denna formel gör det möjligt att endast bestämma skillnaden i stjärnstorlekar, men inte själva magnituderna. För att bygga en absolut skala med dess hjälp är det nödvändigt att ställa in nollpunkten — ljusstyrkan, som motsvarar nollstorleken (0 m ). Först togs ljusstyrkan för Vega till 0 m . Sedan omdefinierades nollpunkten, men för visuella observationer kan Vega fortfarande fungera som en standard med noll skenbar magnitud (enligt det moderna systemet, i V-bandet i UBV-systemet är dess ljusstyrka +0,03 m , vilket inte går att skilja från noll med ögat).
Enligt moderna mätningar skapar en stjärna med noll skenbar magnitud utanför jordens atmosfär en belysning på 2,54⋅10 −6 lux . Ljusflödet från en sådan stjärna är ungefär lika med 10 3 fotoner / (cm² s Å ) i grönt ljus (V-bandet i UBV-systemet) eller 10 6 fotoner / (cm² s) i hela området för synligt ljus.
Följande egenskaper hjälper till att använda skenbara stjärnstorlekar i praktiken:
- En ökning av ljusflödet med 100 gånger motsvarar en minskning av den skenbara stjärnmagnituden med exakt 5 enheter .
- En minskning i magnitud med en enhet innebär en ökning av ljusflödet med 100 1/5 ≈ 2,512 gånger .
Nuförtiden används begreppet magnitud inte bara för stjärnor, utan också för andra objekt, till exempel för månen och planeterna . Storleken på de ljusaste föremålen är negativ. Till exempel når månens ljusstyrka i full fas −12,7 m , och solens ljusstyrka är −26,7 m .
Skenbar och absolut magnitud
Begreppet absolut magnitud ( M ) används flitigt. Detta är storleken på objektet som det skulle ha om det var 10 parsecs bort från observatören. Det absoluta värdet, till skillnad från det synliga, gör det möjligt att jämföra ljusstyrkan hos olika stjärnor, eftersom det inte beror på avståndet till dem.
Stjärnans magnitud som observeras från jorden kallas skenbar ( m ). Detta namn används för att skilja det från det absoluta, och används även för kvantiteter som mäts i ultraviolett, infrarött eller något annat strålningsintervall som inte uppfattas av ögat (en kvantitet som mäts i det synliga området kallas visuellt ) [2] . Solens absoluta bolometriska magnitud är +4,8m och den skenbara magnituden är -26,7m .
En förändring i avståndet till ett objekt orsakar en förändring i dess skenbara magnitud (förutsatt att dess ljusstyrka är konstant), eftersom belysningen som det producerar är proportionell mot den reciproka kvadraten av avståndet:
Till exempel, om vi tar 10 pc för r 2 (avståndet där det absoluta värdet av M , per definition, sammanfaller med det synliga) och betecknar m 1 = m ( r 1 ) , då
vilket gör det möjligt att, med kännedom om värdena för två av de tre variablerna (skenbar magnitud m 1 , absolut magnitud M , avstånd r 1 ) i denna ekvation, bestämma värdet på den tredje:
Skillnaden μ \ u003d m 1 - M i den sista formeln kallas avståndsmodul :
Spektralt beroende
Storleken beror på strålningsmottagarens spektrala känslighet ( öga , fotoelektrisk detektor, fotografisk platta , etc.)
- Den bolometriska magnituden indikerar den totala strålningskraften för en stjärna (det vill säga strålningskraften vid alla våglängder). För att mäta det används en speciell enhet - en bolometer . Relevansen av detta värde beror på det faktum att vissa stjärnor (mycket varma och mycket kalla) strålar övervägande inte i det synliga spektrumet.
Men oftast mäts stjärnstorlekar i vissa våglängdsintervall. För detta har fotometriska system utvecklats , som vart och ett har en uppsättning band som täcker olika våglängdsområden. Inom varje band är känsligheten maximal för en viss våglängd och minskar gradvis med avståndet därifrån.
Det vanligaste fotometriska systemet är UBV-systemet , som består av tre band som täcker olika våglängdsintervall. I den, för varje objekt, kan 3 stjärnstorlekar mätas:
- Visuell magnitud ( V ) är storleken i V-filtret, vars maximala överföring är nära det mänskliga ögats maximala känslighet ( 555 nm ).
- "Blå" magnitud ( B ) kännetecknar ljusstyrkan hos ett föremål i det blå området av spektrumet; maximal känslighet vid en våglängd på cirka 445 nm .
- Den ultravioletta magnituden ( U ) har ett maximum i det ultravioletta området vid en våglängd på cirka 350 nm .
Storleksskillnaderna för ett objekt i olika intervall (för UBV-systemet är dessa U − B och B − V ) är indikatorer på objektets färg: ju större de är, desto rödare är objektet. Det fotometriska UBV-systemet är definierat på ett sådant sätt att färgindexen för A0V-stjärnor är lika med noll.
Det finns andra fotometriska system, som var och en kan bestämma sin egen uppsättning stjärnstorlekar.
- Fotografisk magnitud - bestäms för den spektrala känsligheten hos en icke- sensibiliserad fotografisk emulsion med ett känslighetsmaximum vid en våglängd av 425 nm ; per definition sammanfaller med den visuella magnituden för A0V-stjärnor och ljusstyrka (6,0 ± 0,5) m . Tillsammans med den fotovisuella magnituden användes den i det föråldrade fotografiska magnitudsystemet.
Stjärnstorlekar för vissa objekt
| Ett objekt | m |
|---|---|
| Sol | −26,7 ( 400 000 gånger ljusare än en fullmåne) |
| måne vid fullmåne | −12.74 |
| Flash "Iridium" (max) | −9,5 |
| Supernova 1054 (max) | −6,0 |
| Venus (max) | −4,67 |
| Internationella rymdstationen (max) | −4 |
| Jorden (sett från solen) | −3,84 |
| Jupiter (max) | −2,94 |
| Mars (max) | −2,91 |
| Kvicksilver (max) | −2,45 |
| Saturnus (med ringar; max) | −0,24 |
| Big Dippers stjärnor | +2 |
| Andromeda galaxen | +3,44 |
| Galileiska månar av Jupiter | +5...6 |
| Uranus | +5,5 |
| De svagaste stjärnorna synliga för blotta ögat |
+6 till +7,72 |
| Neptunus | +7,8 |
| Proxima Centauri | +11,1 |
| Den ljusaste kvasaren | +12,6 |
| Det svagaste föremålet fångat av ett 8-meters markbaserat teleskop |
+27 |
| Det svagaste föremålet fotograferat av rymdteleskopet Hubble |
+31,5 |
| Ett objekt | Konstellation | m |
|---|---|---|
| Sirius | Stor hund | −1,47 |
| canopus | Köl | -0,72 |
| a Centauri | Centaurus | −0,27 |
| Arcturus | Bootes | -0,04 |
| Vega | Lyra | +0,03 |
| Kapell | Auriga | +0,08 |
| Rigel | Orion | +0,12 |
| Procyon | Liten hund | +0,38 |
| Achernar | eridanus | +0,46 |
| Betelgeuse | Orion | +0,50 |
| Altair | Örn | +0,75 |
| Aldebaran | Oxen | +0,85 |
| Antares | Skorpion | +1,09 |
| Pollux | tvillingar | +1,15 |
| Fomalhaut | Södra fisk | +1,16 |
| Deneb | Svan | +1,25 |
| Regulus | ett lejon | +1,35 |
| Observatörens plats | m |
|---|---|
| Direkt på solens yta (totalt från hela skivan) | −38,4 |
| Ikaros ( perihelion ) | −30.4 |
| Kvicksilver (perihelion) | −29.3 |
| Venus (perihelion) | −27.4 |
| Jorden | −26.7 |
| Mars ( aphelion ) | −25.6 |
| Jupiter (aphelion) | −23,0 |
| Saturnus (aphelion) | −21.7 |
| Uranus (aphelion) | −20.2 |
| Neptunus (Aphelion) | −19.3 |
| Pluto (Aphelion) | −18.2 |
| 631 a. e. | −12,7 (fullmånens ljusstyrka) |
| Sedna (aphelion) | −11.8 |
| 2006 SQ 372 (aphelion) | −10,0 |
| Kometen Hyakutake (Aphelion) | −8.3 |
| 0,456 St. årets | −4,4 (Venus ljusstyrka) |
| Alfa centauri | +0,5 |
| Sirius | +2,0 |
| 55 St. år | +6,0 (syntröskel med blotta ögat) |
| Rigel | +12,0 |
| Andromedas nebulosa | +29,3 |
| 3C 273 (ljusaste kvasaren) | +44,2 |
| UDFj-39546284 (det mest avlägsna astronomiska objektet 2011, inklusive rödförskjutning) | +49,8 |
Se även
Anteckningar
- ↑ Surdin V. G. Stars. - Ed. 2:a, rev. och ytterligare - M. : Fizmatlit, 2009. - S. 63. - (Astronomy and astrophysics). - ISBN 978-5-9221-1116-4 .
- ↑ 1 2 Surdin V. G. . Stjärnans storlek . Ordlista Astronet.ru . Astronet . Datum för åtkomst: 16 september 2012. Arkiverad från originalet den 28 november 2010.
- ↑ Beräknat utifrån det faktum att magnituden på ett avstånd av 1 AU. är −26,7 m , vilket motsvarar solens absoluta magnitud +4,87 m .
Länkar
- Mironov A. V. Precisionsfotometri . Astronet . Hämtad 28 augusti 2012. Arkiverad från originalet 9 november 2012.
- Bestämma stjärnstorleken i bilden . "Astroturist" Hämtad 20 november 2009. Arkiverad från originalet 11 maj 2012.
 Ordböcker och uppslagsverk |
|---|