Jokaisella näistä tähdistä on tietty suuruus, jonka avulla voit nähdä ne.
Magnitudi on numeerinen dimensioton suure, joka kuvaa tähden tai muun kosmisen kappaleen kirkkautta suhteessa näennäiseen pinta-alaan. Toisin sanoen tämä arvo heijastaa tarkkailijan kehon rekisteröimien sähkömagneettisten aaltojen määrää. Siksi tämä arvo riippuu havaitun kohteen ominaisuuksista ja etäisyydestä tarkkailijasta siihen. Termi kattaa vain sähkömagneettisen säteilyn näkyvän, infrapuna- ja ultraviolettispektrin.
Pistevalolähteiden suhteen käytetään myös termiä "kirkkaus" ja laajennetuille - "kirkkaus".
Muinainen kreikkalainen tutkija, joka asui Turkissa 2. vuosisadalla eKr. e., pidetään yhtenä antiikin vaikutusvaltaisimmista tähtitieteilijöistä. Hän kokosi volumetrisen, ensimmäisen Euroopassa, joka kuvaa yli tuhannen taivaankappaleen sijainnin. Hipparkhos esitteli myös sellaisen ominaisuuden kuin suuruus. Tarkastellessaan tähtiä paljaalla silmällä tähtitieteilijä päätti jakaa ne kirkkauden mukaan kuuteen magnitudiin, joista ensimmäinen magnitudi on kirkkain kohde ja kuudes on himmein.
Brittiläinen tähtitieteilijä Norman Pogson paransi 1800-luvulla tähtien magnitudien mittausasteikkoa. Hän laajensi sen arvojen valikoimaa ja otti käyttöön logaritmisen riippuvuuden. Eli kun suuruus kasvaa yhdellä, kohteen kirkkaus pienenee kertoimella 2,512. Silloin 1. magnitudin (1 m) tähti on sata kertaa kirkkaampi kuin kuudennen magnitudin (6 m) tähti.
Suuruusstandardi
Nolla magnitudin taivaankappaleen standardia pidettiin alun perin kirkkaimman pisteen loistona. Hieman myöhemmin esitettiin tarkempi määritelmä nollasuuruusluokan esineelle - sen valaistuksen tulisi olla 2,54 10 −6 luksia ja valovirta näkyvällä alueella on 10 6 kvanttia / (cm² s).
Näennäinen suuruus
Yllä kuvattu ominaisuus, jonka Nikealainen Hipparkhos tunnisti, tuli myöhemmin tunnetuksi "näkyvänä" tai "visuaalisena". Tämä tarkoittaa, että sitä voidaan tarkkailla sekä ihmissilmän avulla näkyvällä alueella että käyttämällä erilaisia instrumentteja, kuten kaukoputkea, mukaan lukien ultravioletti- ja infrapuna-alue. Tähdistön suuruus on 2 m. Tiedämme kuitenkin, että Vega, jonka magnitudi on nolla (0 m), ei ole taivaan kirkkain tähti (kirkkaudeltaan viides, IVY-alueen tarkkailijoille kolmas). Siksi kirkkaammilla tähdillä voi olla esimerkiksi negatiivinen magnitudi (-1,5 m). Nykyään tiedetään myös, että taivaankappaleiden joukossa voi olla paitsi tähtiä, myös kappaleita, jotka heijastavat tähtien - planeettojen, komeettojen tai asteroidien - valoa. Kokonaissuuruus on −12,7 m.
Absoluuttinen suuruus ja valovoima
Jotta kosmisten kappaleiden todellista kirkkautta voitaisiin verrata, kehitettiin sellainen ominaisuus kuin absoluuttinen suuruus. Sen mukaan kohteen näennäisen tähtimagnitudin arvo lasketaan, jos tämä kohde sijaitsisi 10 (32,62) etäisyydellä Maasta. Tässä tapauksessa ei ole riippuvuutta etäisyydestä tarkkailijaan vertailtaessa eri tähtiä.
Avaruusobjektien absoluuttinen suuruus käyttää eri etäisyyttä kehosta havainnointiin. Nimittäin 1 tähtitieteellinen yksikkö, kun taas teoriassa tarkkailijan tulisi olla Auringon keskustassa.
Nykyaikaisemmasta ja hyödyllisemmästä suuresta tähtitiedessä on tullut "valovoima". Tämä ominaisuus määrittää kokonaismäärän, jonka kosminen keho säteilee tietyn ajanjakson aikana. Sen laskemiseen käytetään vain absoluuttista tähtien suuruutta.
Spektririippuvuus
Kuten aiemmin mainittiin, suuruus voidaan mitata erityyppisille sähkömagneettisille säteilyille, ja siksi sillä on erilaiset arvot jokaiselle spektrin alueelle. Kuvan saamiseksi mistä tahansa avaruusobjektista tähtitieteilijät voivat käyttää niitä, jotka ovat herkempiä näkyvän valon suurtaajuiselle osalle, ja tähdet osoittautuvat kuvassa sinisiksi. Tällaista tähtien suuruutta kutsutaan "valokuvaksi", m Pv . Jotta arvo saadaan lähelle visuaalista ("photovisual", m P), valokuvalevy peitetään erityisellä ortokromaattisella emulsiolla ja käytetään keltaista valosuodatinta.
Tiedemiehet ovat koonneet niin sanotun fotometrisen aluejärjestelmän, jonka avulla on mahdollista määrittää kosmisten kappaleiden tärkeimmät ominaisuudet, kuten: pintalämpötila, valon heijastusaste (albedo, ei tähdille), valon absorptioaste, ja muut. Tätä varten valaisin valokuvataan sähkömagneettisen säteilyn eri spektreissä ja sen jälkeen tulosten vertailu. Seuraavat suodattimet ovat suosituimpia valokuvauksessa: ultravioletti, sininen (valokuvan suuruus) ja keltainen (lähellä valokuvausaluetta).
Valokuva, jossa on kaapattu energia kaikista sähkömagneettisten aaltojen alueista, määrittää niin sanotun bolometrisen magnitudin (m b). Sen avulla tähtitieteilijät laskevat kosmisen kappaleen kirkkauden, tietäen etäisyyden ja tähtienvälisen sukupuuton asteen.
Joidenkin esineiden tähtien magnitudit
- Aurinko = -26,7 m
- Täysikuu = -12,7 m
- Flash Iridium = -9,5 m. Iridium on 66 satelliitin järjestelmä, jotka kiertävät maata ja välittävät ääntä ja muuta dataa. Ajoittain kunkin kolmen pääajoneuvon pinta heijastaa auringonvaloa kohti maata ja luo kirkkaimman tasaisen salaman taivaalla jopa 10 sekunnin ajan.
(merkitty m - englannista. suuruus) - taivaankappaleen kirkkautta (sieltä tulevan valon määrää) maallisen tarkkailijan näkökulmasta luonnehtiva dimensioton suure. Mitä kirkkaampi esine, sitä pienempi sen näennäinen suuruus.
Sana "näennäinen" nimessä tarkoittaa vain, että suuruus havaitaan maapallolta, ja sitä käytetään erottamaan se absoluuttisesta suuruudesta. Tämä nimi ei viittaa vain näkyvään valoon. Ihmissilmän (tai muun vastaanottimen, jolla on sama spektriherkkyys) havaitsema suure on ns. visuaalinen.
Suuruus on merkitty pienellä kirjaimella m numeerisen arvon yläindeksinä. Esimerkiksi 2 m tarkoittaa toista magnitudia.
Tarina
Suuruuden käsitteen esitteli antiikin kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparkhos 2. vuosisadalla eKr. Hän jakoi kaikki paljaalla silmällä nähtävissä olevat tähdet kuuteen magnitudiin: hän kutsui ensimmäisen suuruuden kirkkaita tähtiä, naytmyanish - kuudenneksi. Keskisuurten suuruusluokkien osalta uskottiin, että esimerkiksi kolmannen magnitudin tähdet ovat yhtä himmeämpiä kuin toisen magnitudin tähdet, koska ne ovat kirkkaampia kuin neljännen magnitudin tähdet. Tämä loiston mittausmenetelmä saavutti suosion Claudius Ptolemaioksen tähtiluettelon Almagestin ansiosta.
Tällaista luokitusasteikkoa käytettiin lähes muuttumattomana 1800-luvun puoliväliin asti. Ensimmäinen, joka käsitteli tähtien suuruutta kvantitatiivisena eikä laadullisena ominaisuutena, oli Friedrich Argelander. Hän alkoi luottavaisesti soveltaa tähtien suuruusluokkien desimaalilukuja.
1856 Norman Pogson virallisti magnitudiasteikon ja totesi, että ensimmäisen magnitudin tähti on täsmälleen 100 kertaa kirkkaampi kuin kuudennen magnitudin tähti. Koska Weber-Fechnerin lain mukaisesti valaistuksen muutos saman monta kertaa silmä kokee muutoksena samalla määrällä silloin yhden magnitudin ero vastaa valon intensiteetin muutosta kertoimella ≈ 2,512. Tämä on irrationaalinen luku, jota kutsutaan Pogsonin numero.
Joten tähtien magnitudien asteikko on logaritminen: kahden kohteen tähtien magnitudien ero määräytyy yhtälön avulla:
, , ovat kohteiden tähtien suuruudet, , ovat niiden luomat valaistukset.Tämä kaava mahdollistaa vain tähtien magnitudien eron määrittämisen, mutta ei itse magnitudien. Absoluuttisen mittakaavan rakentamiseksi sen avulla on asetettava nollapiste - valaistus, joka vastaa nollasuuruutta (0 m). Aluksi Pogson käytti Pohjantähteä standardina olettaen, että sillä on täsmälleen toinen magnitudi. Kun kävi selväksi, että Polaris oli muuttuva tähti, asteikkoa alettiin sitoa Vegaan (jolle annettiin nolla-arvo), ja sitten (kun Vegaa epäiltiin myös vaihtelevuudesta) asteikon nollapiste määriteltiin uudelleen avulla. useista muista tähdistä. Visuaalisissa havainnoissa Vega voi kuitenkin toimia nollamagnitudin etalona vielä pidemmälle, koska sen magnitudi näkyvässä valossa on 0,03 m, mikä ei eroa nollasta silmän perusteella.
Nykyaikainen magnitudiasteikko ei rajoitu kuuteen magnitudiin tai vain näkyvään valoon. Erittäin kirkkaiden esineiden voimakkuus on negatiivinen. Esimerkiksi Siriuksen, yötaivaan kirkkaimman tähden, näennäinen magnitudi on -1,47 metriä. Moderni tekniikka mahdollistaa myös Kuun ja Auringon kirkkauden mittaamisen: täysikuun näennäinen magnitudi on -12,6 m ja Auringon -26,8 m. Hubble Orbital Telescope pystyy tarkkailemaan tähtiä jopa 31,5 metrin etäisyydeltä näkyvällä alueella.
Spektririippuvuus
Tähtien suuruus riippuu spektrialueesta, jolla havainto suoritetaan, koska valovirta mistä tahansa kohteesta eri alueilla on erilainen.
- Bolometrinen suuruus näyttää kohteen kokonaissäteilytehon eli kokonaisvuon kaikilla spektrialueilla. Bolometri mitataan.
Yleisimmässä fotometrisessa järjestelmässä, UBV-järjestelmässä, on 3 kaistaa (spektrialueita, joilla mittaukset suoritetaan). Vastaavasti on olemassa:
- ultraviolettisuuruus (U)- määritetty ultraviolettialueella;
- "Sininen" suuruus (B) — määräytyy sinisellä alueella;
- visuaalinen suuruus (V)- määritetään näkyvällä alueella; spektrivastekäyrä valitaan vastaamaan paremmin ihmisen näköä. Silmä on herkin kelta-vihreälle valolle, jonka aallonpituus on noin 555 nm.
Ero (U-B tai B-V) saman kohteen magnitudien välillä eri vyöhykkeillä osoittaa sen värin ja sitä kutsutaan väriindeksiksi. Mitä korkeampi väriindeksi, sitä punaisempi kohde.
On olemassa muita fotometrisiä järjestelmiä, joissa jokaisessa on eri kaistat ja vastaavasti voidaan mitata erilaisia suureita. Esimerkiksi vanhassa valokuvausjärjestelmässä käytettiin seuraavia määriä:
- valokuvavisuaalinen suuruus (m pv)- valokuvauslevyllä olevan esineen kuvan mustennuksen mitta oranssilla valosuodattimella;
- valokuvan suuruus (m pg)- mitataan tavanomaisella valokuvauslevyllä, joka on herkkä spektrin siniselle ja ultraviolettialueelle.
Joidenkin kohteiden näennäiset tähtien magnitudit
| Esine | m |
|---|---|
| Aurinko | -26,73 |
| Täysikuu | -12,92 |
| Iridiumin leimahdus (maksimi) | -9,50 |
| Venus (maksimi) | -4,89 |
| Venus (minimi) | -3,50 |
| Jupiter (maksimi) | -2,94 |
| Mars (maksimi) | -2,91 |
| Elohopea (maksimi) | -2,45 |
| Jupiter (minimi) | -1,61 |
| Sirius (taivaan kirkkain tähti) | -1,47 |
| Canopus (taivaan toiseksi kirkkain tähti) | -0,72 |
| Saturnus (maksimi) | -0,49 |
| Alpha Centauri kumulatiivinen kirkkaus A, B | -0,27 |
| Arcturus (3. kirkkain tähti taivaalla) | 0,05 |
| Alpha Centauri A (4. kirkkain tähti taivaalla) | -0,01 |
| Vega (5. kirkkain tähti taivaalla) | 0,03 |
| Saturnus (minimi) | 1,47 |
| Mars (minimi) | 1,84 |
| SN 1987A - supernova 1987 Suuressa Magellanin pilvessä | 3,03 |
| Andromedan sumu | 3,44 |
| Vaaleita tähtiä, jotka näkyvät suurkaupunkialueilla | 3 … + 4 |
| Ganymede on Jupiterin kuu, aurinkokunnan suurin kuu (maksimi) | 4,38 |
| 4 Vesta (kirkas asteroidi), enintään | 5,14 |
| Uranus (maksimi) | 5,32 |
| Triangulum Galaxy (M33), näkyy paljaalla silmällä kirkkaalla taivaalla | 5,72 |
| Elohopea (minimi) | 5,75 |
| Uranus (minimi) | 5,95 |
| Naymanishi-tähdet näkyvät paljaalla silmällä maaseudulla | 6,50 |
| Ceres (enintään) | 6,73 |
| NGC 3031 (M81), näkyy paljaalla silmällä täydellisen taivaan alla | 6,90 |
| Nightmanish-tähdet, jotka näkyvät paljaalla silmällä täydellisellä taivaalla (Mauna Kean observatorio, Atacaman autiomaa) | 7,72 |
| Neptunus (maksimi) | 7,78 |
| Neptunus (minimi) | 8,01 |
| Titan on Saturnuksen kuu, aurinkokunnan toiseksi suurin kuu (maksimi) | 8,10 |
| Proxima Centauri | 11,10 |
| Kirkkain kvasaari | 12,60 |
| Pluto (maksimi) | 13,65 |
| Tee oppositiossa | 16,80 |
| Haumea oppositiossa | 17,27 |
| Eris oppositiossa | 18,70 |
| Vaaleat tähdet näkyvät 24" CCD-kuvassa 30 minuutin valotusajalla | 22 |
| Pienin saatavilla oleva kohde 8 metrin maanpäällisessä kaukoputkessa | 27 |
| Pienin Hubble-avaruusteleskoopin käytettävissä oleva esine | 31,5 |
| Pienin kohde, joka on saatavilla 42 metrin maanpäällisessä teleskoopissa | 36 |
| Pienin kohde, joka on saatavilla OWL:n kiertävässä teleskooppissa (laukaisu on suunniteltu vuodelle 2020) | 38 |
Jatketaan algebrallista retkeämme taivaankappaleisiin. Tähtien loistoa arvioivassa asteikossa voivat kiinteiden tähtien lisäksi löytää itselleen paikan muutkin valot - planeetat, aurinko, kuu. Puhumme erikseen planeettojen kirkkaudesta; tässä osoitamme Auringon ja Kuun tähtien suuruuden. Auringon voimakkuus ilmaistaan numeroina miinus 26.8 ja täysikuu - miinus 12.6. Lukijan täytyy ajatella, miksi molemmat luvut ovat negatiivisia, on ymmärrettävää kaiken aiemmin sanotun jälkeen. Mutta ehkä hänet hämmentyy Auringon ja Kuun voimakkuuden riittämättömän suuri ero: ensimmäinen on "vain kaksi kertaa niin suuri kuin toinen".
Älkäämme kuitenkaan unohtako, että suuruusmerkintä on pohjimmiltaan tietty logaritmi (perustuu 2.5:een). Ja aivan kuten lukuja verrattaessa on mahdotonta jakaa niiden logaritmit toisillaan, niin ei ole myöskään järkeä vertailla tähtien suuruutta jakaa yhtä lukua toisella. Mikä on oikean vertailun tulos, näyttää seuraavan laskelman.
Jos Auringon suuruus miinus 26,8", tämä tarkoittaa, että aurinko on kirkkaampi kuin ensimmäisen magnitudin tähti
2,5 27,8 kertaa.
Kuu on kirkkaampi kuin ensimmäisen magnitudin tähti
2,5 13,6 kertaa.
Tämä tarkoittaa, että auringon kirkkaus on suurempi kuin täysikuun kirkkaus klo
Laskemalla tämän arvon (logaritmitaulukoita käyttäen) saadaan 447 000. Tässä on siis oikea Auringon ja Kuun kirkkauden suhde: päivän tähti kirkkaalla säällä valaisee Maata 447 000 kertaa voimakkaammin kuin täysikuu. pilvetön yö.
Ottaen huomioon, että numero lämpöä Kuun myöntämä , on verrannollinen sen sirottaman valon määrään - ja tämä on todennäköisesti lähellä totuutta - on myönnettävä, että Kuu lähettää meille lämpöä 447 000 kertaa vähemmän kuin Aurinko. Tiedetään, että jokainen neliösenttimetri maan ilmakehän rajalla saa Auringosta noin 2 pientä kaloria lämpöä minuutissa. Tämä tarkoittaa, että Kuu lähettää 1 cm 2:lle maapallon joka minuutti korkeintaan 225 000:n osan pienestä kalorista (eli se voi lämmittää 1 g:n vettä minuutissa 225 000 asteen osalla). Tämä osoittaa, kuinka perusteettomia ovat kaikki yritykset liittää kuunvalon vaikutusta maan säähän.
Yleinen uskomus, että pilvet usein sulavat täysikuun säteiden vaikutuksesta, on karkea väärinkäsitys, joka selittyy sillä, että pilvien katoaminen yöllä (muista syistä johtuen) muuttuu silmiinpistävä vain kuunvalossa.
Poistukaamme nyt Kuusta ja lasketaan kuinka monta kertaa aurinko on kirkkaampi kuin koko taivaan loistavin tähti - Sirius. Väittelemällä samalla tavalla kuin aiemmin, saamme niiden kirkkauden suhteen:
eli Aurinko on 10 miljardia kertaa kirkkaampi kuin Sirius.
Myös seuraava laskelma on erittäin mielenkiintoinen: kuinka monta kertaa täysikuun antama valaistus on kirkkaampi kuin koko tähtitaivaan kokonaisvalaistus, eli kaikki paljaalla silmällä näkyvät tähdet yhdellä taivaanpuoliskolla? Olemme jo laskeneet, että tähdet ensimmäisestä kuudenteen magnitudiin mukaan lukien loistavat yhdessä kuin sata ensimmäisen magnitudin tähteä. Siksi ongelma rajoittuu laskemiseen, kuinka monta kertaa kuu on kirkkaampi kuin sata ensimmäisen magnitudin tähteä.
Tämä suhde on yhtä suuri
Joten kirkkaana kuuttomana yönä saamme tähtitaivaalta vain 2700:nnen täysikuun lähettämästä valosta ja 2700 x 447 000, eli 1200 miljoonaa kertaa vähemmän kuin aurinko antaa pilvettömänä päivänä.
suuruus
Dimensioton fysikaalinen suure, karakterisoiva , luoma taivaankappale lähellä tarkkailijaa. Subjektiivisesti sen merkitys nähdään (y) tai (y). Tässä tapauksessa yhden lähteen kirkkaus ilmaistaan vertaamalla sitä toisen vakiona otetun lähteen kirkkauteen. Tällaiset standardit ovat yleensä erityisesti valittuja muuttumattomia tähtiä. Suuruus otettiin ensin käyttöön optisten tähtien näennäisen kirkkauden indikaattorina, mutta laajennettiin myöhemmin muille säteilyalueille:,. Suuruusasteikko on logaritminen, kuten desibeliasteikko. Suuruusasteikolla 5 yksikön ero vastaa 100-kertaista eroa mitatun ja vertailulähteen valovirroissa. Siten ero 1 magnitudi vastaa valovirtojen suhdetta 100 1/5 = 2,512 kertaa. Määritä latinalaisen kirjaimen suuruus "m"(latinasta magnitudo, arvo) yläindeksinä kursiivilla luvun oikealla puolella. Suuruusasteikon suunta on käänteinen, ts. mitä suurempi arvo, sitä heikompi kohteen kirkkaus. Esimerkiksi 2. magnitudin tähti (2 m) on 2,512 kertaa kirkkaampi kuin 3. magnitudin tähti (3 m) ja 2,512 x 2,512 = 6,310 kertaa kirkkaampi kuin 4. magnitudin tähti (4 m).Näennäinen suuruus (m; jota usein kutsutaan yksinkertaisesti "magnitudiksi") ilmaisee säteilyvuon tarkkailijan lähellä, ts. taivaallisen lähteen havaittu kirkkaus, joka ei riipu pelkästään kohteen todellisesta säteilytehosta, vaan myös etäisyydestä siihen. Näennäisten suuruusluokkien asteikko on peräisin Hipparkhoksen (ennen vuotta 161 n. 126 eKr.) tähtiluettelosta, jossa kaikki silmällä näkyvät tähdet jaettiin ensin kuuteen luokkaan kirkkauden mukaan. Suuren karhun ämpärin tähtien kiilto on noin 2 m, Vegalla on noin 0 m. Erityisen kirkkaiden valaisimien magnitudiarvo on negatiivinen: Siriukselle noin -1,5 m(eli valovirta siitä on 4 kertaa suurempi kuin Vegasta), ja Venuksen kirkkaus saavuttaa joissain hetkissä melkein -5 m(eli valovirta on lähes 100 kertaa suurempi kuin Vegasta). Korostamme, että näennäinen tähtien suuruus voidaan mitata sekä paljaalla silmällä että kaukoputken avulla; sekä spektrin näköalueella että muilla (valokuvaus, UV, IR). Tässä tapauksessa "ilmeinen" (englanniksi ilmeinen) tarkoittaa "havaittua", "ilmeistä" eikä liity erityisesti ihmissilmään (katso:).
Absoluuttinen suuruus(M) osoittaa, mikä näennäinen tähtien magnitudi olisi valaisimella, jos etäisyys siihen olisi 10 ja ei olisi . Siten tähtien absoluuttinen magnitudi, toisin kuin näkyvä, mahdollistaa taivaankappaleiden todellisten valovoimakkuuksien vertaamisen (tietyllä spektrin alueella).
Mitä tulee spektrialueisiin, on olemassa monia suuruusjärjestelmiä, jotka eroavat tietyn mittausalueen valinnassa. Silmällä (paljaalla silmällä tai kaukoputken läpi) tarkasteltuna se mitataan visuaalinen suuruus(m v). Perinteisellä valokuvauslevyllä olevasta tähden kuvasta, joka on saatu ilman lisävalosuodattimia valokuvan suuruus(mP). Koska valokuvaemulsio on herkkä siniselle valolle ja epäherkkä punaiselle valolle, siniset tähdet näyttävät kirkkaammilta (kuin silmä näyttää) valokuvauslevyllä. Valokuvalevyn avulla ortokromaattista ja keltaista käyttämällä saadaan kuitenkin ns. fotovisuaalinen magnitudiasteikko(m P v), joka on melkein sama kuin visuaalinen. Vertaamalla lähteen eri spektrin alueilla mitattua kirkkautta voidaan selvittää sen väri, arvioida pintalämpötila (jos kyseessä on tähti) tai (jos se on planeetta), määrittää tähtienvälisen valon absorptioaste. ja muita tärkeitä ominaisuuksia. Siksi on kehitetty standardeja, jotka pääosin määräytyvät valosuodattimien valinnasta. Suosituin kolmiväri: ultravioletti (ultravioletti), sininen (sininen) ja keltainen (visuaalinen). Samaan aikaan keltainen alue on hyvin lähellä fotovisuaalista aluetta (B m P v) ja sinisestä valokuvaukseen (B m P).
