Величина (астрономия) - Magnitude (astronomy)

В астрономия, величина это безразмерный мера яркость из объект в определенной полоса пропускания, часто в видимый или инфракрасный спектр, но иногда по всем длинам волн. Неточное, но систематическое определение величины объектов было введено в древние времена Гиппарх.

Масштаб логарифмический и определяется так, что каждый шаг одной величины изменяет яркость в пятый раз. корень 100, или примерно 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. В очевидный величина ( $м$ ) - это яркость объекта, отображаемая в ночное небо из земной шар. Кажущаяся величина зависит от внутренних свойств объекта. яркость, это расстояние, а вымирание уменьшение его яркости. В абсолютный величина ( $M$ ) описывает собственную яркость, излучаемую объектом, и определяется как равная видимой величине, которую объект имел бы, если бы он был помещен на определенном расстоянии от Земли, 10 парсек для звезд. Более сложное определение абсолютной величины используется для планеты и небольшие тела Солнечной системы, исходя из его яркости на одном астрономическая единица от наблюдателя и Солнца.

В солнце имеет видимую величину −27 и Сириус, самая яркая видимая звезда на ночном небе, −1,46. Кажущиеся величины также могут быть отнесены к искусственные объекты в Околоземная орбита с Международная космическая станция (ISS) иногда достигает величины −6.

История

Система величин возникла примерно 2000 лет назад римским поэтом. Манилий (а не, как считалось ранее, греческий астроном Гиппарх или александрийский астроном Птолемей - ссылки различаются), которые классифицировали звезды по их кажущейся яркости, которую они считали размером (величина означает «размер, размер»^[1]). Невооруженным глазом более заметная звезда, такая как Сириус или Арктур кажется больше, чем менее заметная звезда, такая как Мицар, который, в свою очередь, кажется больше действительно тусклой звезды, такой как Алькор. В 1736 году математик Джон Кейл описал древнюю систему величин, видимую невооруженным глазом, следующим образом:

В фиксированные звезды кажутся разного размера, не потому, что они действительно таковы, а потому, что не все они одинаково далеки от нас.^{[примечание 1]} Ближайшие будут отличаться блеском и величиной; более отдаленный Звезды даст более тусклый свет и будет казаться Глазам меньше. Отсюда возникает Распределение Звездыв соответствии с их Орденом и Достоинством в Классы; первый класс, содержащий ближайшие к нам, называется Звезды первой величины; те, что рядом с ними, Звезды второй величины ... и так далее, пока мы не дойдем до Звезды шестой величины, которые охватывают мельчайшие Звезды это можно различить невооруженным глазом. Для всех остальных Звезды, которые можно увидеть только с помощью телескопа и которые называются телескопическими, не входят в число этих шести порядков. Altho 'Отличие Звезды на шесть степеней величины обычно воспринимается Астрономов; но мы не должны судить, что каждый конкретный Звезда точно оценивается в соответствии с определенной величиной, которая является одним из шести; но на самом деле существует почти столько же Орденов Звезды, поскольку есть Звезды, причем некоторые из них точно такого же размера и блеска. И даже среди тех Звезды которые причислены к самому яркому классу, проявляется разнообразие величин; за Сириус или Арктур каждый из них ярче, чем Альдебаран или Бык Глаз или даже чем Звезда в Spica; и все же все эти Звезды считаются одними из Звезды первого порядка: И есть некоторые Звезды такого промежуточного Порядка, что Астрономов различались классификацией; некоторые ставят то же самое Звезды в одном классе, другие в другом. Например: маленький Собака был от Тихо помещен в число Звезды второй величины, которая Птолемей считается одним из Звезды первого класса: и, следовательно, он не принадлежит ни к первому, ни ко второму порядку, но должен занимать место между ними.^[2]

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 ». Простое разделение яркости звезд на шесть отдельных групп, но без учета изменений яркости внутри группы.

Тихо Браге попытались 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 размер 2 угловые минуты (2 ′) в кажущемся диаметре (¹⁄₃₀ степени, или¹⁄₁₅ диаметр полной луны), со звездами второй-шестой величины1 ¹⁄₂′, 1 ¹⁄₁₂′, ³⁄₄′, ¹⁄₂′, И¹⁄₃', соответственно.^[3] Развитие телескопа показало, что эти большие размеры были иллюзорными - в телескоп звезды казались намного меньше. Однако ранние телескопы давали ложное дискообразное изображение звезды, которое было больше для более ярких звезд и меньше для более слабых. Астрономы из Галилео к Жак Кассини ошибочно приняли эти ложные диски за физические тела звезд и, таким образом, в восемнадцатом веке продолжали думать о величине как о физическом размере звезды.^[4] Иоганнес Гевелиус составили очень точную таблицу размеров звезд, измеренных телескопически, но теперь измеренные диаметры составляли чуть более шести секунды дуги для первой величины до чуть менее 2 секунд для шестой величины.^[4]^[5] Ко времени Уильям Гершель астрономы признали, что телескопические диски звезд были ложными и были функцией телескопа, а также яркостью звезд, но все же говорили о размере звезды больше, чем о ее яркости.^[4] Даже в девятнадцатом веке систему величин продолжали описывать в терминах шести классов, определяемых кажущимися размерами, в которых

Нет другого правила для классификации звезд, кроме оценки наблюдателя; и поэтому одни астрономы считают звезды первой величины, а другие - второй.^[6]

Однако к середине девятнадцатого века астрономы измерили расстояния до звезд с помощью звездный параллакс, и поэтому понял, что звезды так далеки, что по существу выглядят как точечные источники света. После достижений в понимании дифракция света и астрономическое видение, астрономы полностью понимали, что видимые размеры звезд были ложными, и как эти размеры зависели от интенсивности света, исходящего от звезды (это видимая яркость звезды, которая может быть измерена в таких единицах, как ватт / см²), чтобы более яркие звезды казались крупнее.

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) продемонстрировали, что звезды первой величины примерно в 100 раз ярче звезд шестой величины. .

Таким образом, в 1856 г. Норман Погсон Оксфордского университета предложили логарифмическую шкалу ⁵√100 ≈ 2,512 принимается между звездными величинами, так что пять ступеней звездной величины точно соответствуют 100 раз яркости.^[7]^[8] Каждый интервал одной звездной величины соответствует изменению яркости ⁵√100 или примерно в 2,512 раза. Следовательно, звезда 1-й величины примерно в 2,5 раза ярче звезды 2-й величины, т.е. 2,5² ярче звезды 3 величины, 2,5³ ярче звезды с величиной 4 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 - величина 0, а Сириус составляет −1,46 звездной величины.^{[нужна цитата ]}

Масштаб

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

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 отраженного света для несветящихся объектов, таких как астероиды ); это видимая величина объекта, если смотреть с определенного расстояния, обычно 10 парсек (32.6 световых лет ).

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

Видимая величина

В соответствии с современной логарифмической шкалой величины, два объекта, один из которых используются в качестве эталона или исходного уровня, чей интенсивности (яркость) измеряется от земной шар в единицах мощности на единицу площади (например, ватт на квадратный метр, Вт · м⁻²) находятся $я 1$ и $я ссылка$ , будет иметь величины $м 1$ и $м ссылка$ связаны

{ displaystyle m_ {1} -m _ { rm {ref}} = - 2,5 log _ {10} left ({ frac {I_ {1}} {I _ { rm {ref}}}} right ).}

Используя эту формулу, шкала звездных величин может быть расширена за пределы древнего диапазона величин 1–6, и она становится точной мерой яркости, а не просто системой классификации. Астрономов теперь измеряйте 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, Сириус составляет −1,46 звездной величины, Арктур равно -0,04, Альдебаран 0,85, Spica составляет 1,04, а Процион составляет 0,34. Согласно древней системе звездных величин, все эти звезды можно было классифицировать как «звезды первой величины».

Звездные величины также можно вычислить для объектов, ярче звезд (таких как солнце и Луна ), а также для объектов, слишком слабых для восприятия человеческим глазом (например, Плутон ).

Абсолютная величина

Часто упоминается только кажущаяся величина, поскольку ее можно измерить напрямую. Абсолютная звездная величина может быть рассчитана исходя из видимой звездной величины и расстояния от:

{ displaystyle m-M = 5 left ( log _ {10} d-1 right).}

Это известно как модуль расстояния, куда $d$ расстояние до звезды, измеренное в парсек, $м$ - видимая величина, а $M$ - абсолютная величина.

Если на линию прямой видимости между объектом и наблюдателем влияет вымирание из-за поглощения света частицы межзвездной пыли, то видимая величина объекта будет соответственно слабее. За $А$ величины вымирания, соотношение между видимыми и абсолютными величинами становится

{ Displaystyle m-M = 5 влево ( log _ {10} d-1 right) + A.}

Звездные абсолютные величины обычно обозначаются заглавной буквой M с нижним индексом, обозначающим полосу пропускания. Например, M_V величина в 10 парсек в V полоса пропускания. А болометрическая величина (M_болт) - абсолютная величина, скорректированная с учетом излучения на 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 Вт, и нормированы примерно 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.^[9]

Примеры

Ниже приводится таблица, в которой видимые величины за небесные объекты и искусственные спутники от Солнца до самого слабого объекта, видимого Космический телескоп Хаббла (HST):

Очевидный величина	Яркость относительно величина 0	Пример	Очевидный величина	Яркость относительно величина 0	Пример	Очевидный величина	Яркость относительно величина 0	Пример
−27	6.31×10¹⁰	солнце	−7	631	SN 1006 сверхновая	13	6.31×10⁻⁶	3C 273 квазар предел 4,5–6 дюймов (11–15 см) телескопов
−26	2.51×10¹⁰		−6	251	МКС (Максимум.)	14	2.51×10⁻⁶	Плутон (Максимум.) предел 8–10 дюймов (20–25 см) телескопов
−25	10¹⁰		−5	100	Венера (Максимум.)	15	10⁻⁶
−24	3.98×10⁹		−4	39.8	Самые тусклые объекты, видимые днем невооруженным глазом при высоком солнце^[10]	16	3.98×10⁻⁷	Харон (Максимум.)
−23	1.58×10⁹		−3	15.8	Юпитер (Максимум.), Марс (Максимум.)	17	1.58×10⁻⁷
−22	6.31×10⁸		−2	6.31	Меркурий (Максимум.)	18	6.31×10⁻⁸
−21	2.51×10⁸		−1	2.51	Сириус	19	2.51×10⁻⁸
−20	10⁸		0	1	Вега, Сатурн (Максимум.)	20	10⁻⁸
−19	3.98×10⁷		1	0.398	Антарес	21	3.98×10⁻⁹	Каллирро (спутник Юпитера)
−18	1.58×10⁷		2	0.158	Полярная звезда	22	1.58×10⁻⁹
−17	6.31×10⁶		3	0.0631	Кор Кароли	23	6.31×10⁻¹⁰
−16	2.51×10⁶		4	0.0251	Acubens	24	2.51×10⁻¹⁰
−15	10⁶		5	0.01	Веста (Максимум.), Уран (Максимум.)	25	10⁻¹⁰	Фенрир (спутник Сатурна)
−14	3.98×10⁵		6	3.98×10⁻³	типичный предел невооруженного глаза^{[заметка 2]}	26	3.98×10⁻¹¹
−13	1.58×10⁵	полнолуние	7	1.58×10⁻³	Церера (Максимум.)	27	1.58×10⁻¹¹	предел видимого света 8-метровые телескопы
−12	6.31×10⁴		8	6.31×10⁻⁴	Нептун (Максимум.)	28	6.31×10⁻¹²
−11	2.51×10⁴		9	2.51×10⁻⁴		29	2.51×10⁻¹²
−10	10⁴		10	10⁻⁴	типичный предел бинокля 7 × 50	30	10⁻¹²
−9	3.98×10³	Иридиевый факел (Максимум.)	11	3.98×10⁻⁵	Проксима Центавра	31	3.98×10⁻¹³
−8	1.58×10³		12	1.58×10⁻⁵		32	1.58×10⁻¹³	предел видимого света HST

Другие весы

Под Погсона система звезда Вега была использована в качестве основной опорной звезды с очевидной величиной определяется как нуль 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 отрицательную звездную величину. 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 к нулю, но уже не совсем оно, а скорее 0,03 в V (визуальном) диапазоне.^[11] Современные системы абсолютного отсчета включают Величина AB система, в которой эталон представляет собой источник с постоянной плотностью потока на единицу частоты, и система STMAG, в которой эталонный источник вместо этого определяется как имеющий постоянную плотность потока на единицу длины волны.^{[нужна цитата ]}

Проблемы

Человеческий глаз легко обмануть, и у шкалы Гиппарха были проблемы. Например, человеческий глаз более чувствителен к желтый и красный свет, чем синий, и фотографический пленки больше к синему, чем к желтому / красному, что дает разные значения визуальная величина и фотографическая величина. На кажущуюся величину также могут влиять такие факторы, как пыль в атмосфере или легкий облачный покров. поглощающий немного света.

Смотрите также

Примечания

^ Сегодня астрономы знают, что яркость звезд зависит как от расстояния до них, так и от их собственного расстояния. яркость.
^ Под очень темным небом, например, в отдаленных сельских районах

внешняя ссылка

Ротштейн, Дэйв (18 сентября 2003 г.). "Какая видимая величина?". Корнелл Университет. Получено 23 декабря 2011.

[2] Сегодня астрономы знают, что яркость звезд зависит как от расстояния до них, так и от их собственного расстояния. яркость.

[12] Под очень темным небом, например, в отдаленных сельских районах

[1] Каннингем, Клиффорд Дж. (2020). "'Темные звезды и новая интерпретация древнегреческой системы звездной величины ». Журнал астрономической истории и наследия. 23 (2): 231–256.

[3] Кейл, Дж. (1739). Введение в настоящую астрономию (3-е изд.). Лондон. стр.47 –48.

[4] Торен, В. Э. (1990). Лорд Ураниборга. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п.306.

[Graney/Grayson-5] а ^б ^c Graney, C.M .; Грейсон, Т. П. (2011). «О телескопических дисках звезд: обзор и анализ наблюдений за звездами с начала XVII до середины XIX веков». Анналы науки. 68 (3): 351–373. arXiv:1003.4918. Дои:10.1080/00033790.2010.507472.

[6] Грэйни, К. М. (2009). «Фотометрические данные XVII века в виде телескопических измерений видимых диаметров звезд Иоганна Гевелиуса». Балтийская астрономия. 18 (3–4): 253–263. arXiv:1001.1168. Bibcode:2009Балта..18..253Г.

[7] Юинг, А .; Геммер, Дж. (1812). Практическая астрономия. Берлингтон, Нью-Джерси: Эллисон. п. 41.

[8] Хоскин, М. (1999). Кембриджская краткая история астрономии. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. п. 258.

[9] Tassoul, J. L .; Тассул, М. (2004). Краткая история солнечной и звездной физики. Принстон, штат Нью-Джерси: Princeton University Press. п.47.

[10] «Глоссарий». JPL. В архиве из оригинала на 2017-11-25. Получено 2017-11-23.

[11] «Видеть звезды и планеты при дневном свете». sky.velp.info. В архиве из оригинала 7 марта 2016 г.. Получено 8 мая 2018.

[13] Милоне, Э. Ф. (2011). Астрономическая фотометрия: прошлое, настоящее и будущее. Нью-Йорк: Спрингер. стр.182 –184. ISBN 978-1-4419-8049-6.

[1]

[примечание 1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[заметка 2]

[11]

Звезды
Формирование	Аккреция Молекулярное облако Глобула Бока Молодой звездный объект Протостар Pre-main-последовательность Herbig Ae / Be Т Тельца FU Orionis Объект Хербига – Аро Трасса Хаяши Хеньей трек
Эволюция	Основная последовательность Ветка красного гиганта Горизонтальная ветка Красный комок Асимптотическая ветвь гигантов супер-AGB Синяя петля Протопланетная туманность Планетарная туманность PG1159 Дноуглубительные работы OH / IR Полоса нестабильности Светящаяся синяя переменная Синий отставший Звездное население Сверхновая звезда Сверхсветовая сверхновая / Гиперновая
Spectral классификация	Рано Поздно Основная последовательность О B А F грамм K M Коричневый карлик WR OB Субкарлик О B Субгигант Гигант Синий красный Желтый Яркий великан Сверхгигант Синий красный Желтый Гипергигант Желтый Углерод S CN CH белый Гном Химически своеобразный Являюсь Ap / Bp HgMn Гелий-слабый Барий Экстремальный гелий Лямбда Boötis Свинец Технеций Быть Оболочка Быть]
Остатки	белый Гном Планета гелия Черный карлик Нейтрон Радио-тихий Pulsar Двоичный рентгеновский снимок Магнитар Звездная черная дыра Рентгеновский двойной Burster
Гипотетический	Синий карлик Зеленый Черный карлик Экзотический Бозон Электрослабый Странный Преон Планк Тьма Темная энергия Кварк Q Чернить Gravastar Замороженный Квази-звезда Объект Торн – Житков Утюг Blitzar
Звездный нуклеосинтез	Сжигание дейтерия Литий сжигание Протон-протонная цепочка Цикл CNO Гелиевая вспышка Тройной альфа-процесс Альфа-процесс Сжигание углерода Неоновое горение Сжигание кислорода Сжигание кремния S-процесс R-процесс Fusor Новая звезда Симбиотический Остаток Светящаяся красная новая
Структура	Основной Зона конвекции Микротурбулентность Колебания Зона излучения Атмосфера Фотографиисфера Звездное пятно Хромосфера Звездная корона Звездный ветер Пузырь Биполярный отток Аккреционный диск Астеросейсмология Гелиосейсмология Светимость Эддингтона Механизм Кельвина – Гельмгольца
Характеристики	Обозначение Динамика Эффективная температура Яркость Кинематика Магнитное поле Абсолютная величина Масса Металличность Вращение Звездный свет Переменная Фотометрическая система Цветовой индекс Диаграмма Герцшпрунга – Рассела Цвет – цветовая диаграмма
Звездные системы	Двоичный Связаться с нами Обычный конверт Затмение Симбиотический Несколько Кластер Открыть Шаровидный супер Планетная система
Ориентированный на землю наблюдения	солнце Солнечная система Солнечный свет Полярная звезда Циркумполярный Созвездие Астеризм Величина Очевидный Вымирание Фотографический Радиальная скорость Правильное движение Параллакс Фотометрический эталон
Списки	Имена собственные арабский Китайский Крайности Самый массовый Самая высокая температура Самая низкая температура Самый большой объем Наименьший объем Самый яркий Исторический Самый светлый Ближайший Ближайший яркий С экзопланетами Коричневые карлики Белые карлики Новые звезды Млечного Пути Сверхновые Кандидаты Остатки Планетарные туманности Хронология звездной астрономии
Статьи по Теме	Субзвездный объект Коричневый карлик Суб-коричневый карлик Планета Галактический год Галактика Гость Сила тяжести Межгалактический Звезды-хозяева планет Событие срыва приливов и отливов
Категория: Звезды · Звездный портал