Fiecare dintre aceste stele are o anumită magnitudine care vă permite să le vedeți.
O magnitudine este o mărime numerică adimensională care caracterizează luminozitatea unei stele sau a unui alt corp cosmic în raport cu zona aparentă. Cu alte cuvinte, această valoare reflectă numărul de unde electromagnetice înregistrate de corp de către observator. Prin urmare, această valoare depinde de caracteristicile obiectului observat și de distanța de la observator la acesta. Termenul acoperă numai spectrele vizibile, infraroșii și ultraviolete ale radiațiilor electromagnetice.
În ceea ce privește sursele punctuale de lumină, se folosește și termenul de „strălucire”, iar pentru cele extinse - „luminozitate”.
Un savant grec antic care a trăit în Turcia în secolul al II-lea î.Hr. e., este considerat unul dintre cei mai influenți astronomi ai antichității. El a întocmit un volumetric, primul din Europa, care descrie locația a peste o mie de corpuri cerești. Hipparchus a introdus și o astfel de caracteristică ca mărimea. Observând stelele cu ochiul liber, astronomul a decis să le împartă după luminozitate în șase magnitudini, unde prima magnitudine este cel mai strălucitor obiect, iar a șasea este cel mai slab.
În secolul al XIX-lea, astronomul britanic Norman Pogson a îmbunătățit scara pentru măsurarea magnitudinii stelare. El a extins gama valorilor sale și a introdus o dependență logaritmică. Adică, cu o creștere a mărimii cu unu, luminozitatea obiectului scade cu un factor de 2,512. Atunci o stea de magnitudinea 1 (1 m) este de o sută de ori mai strălucitoare decât o stea de magnitudinea a 6-a (6 m).
Standard de mărime
Standardul unui corp ceresc cu magnitudine zero a fost considerat inițial drept strălucirea punctului cel mai luminos din interior. Ceva mai târziu, a fost prezentată o definiție mai precisă a unui obiect de magnitudine zero - iluminarea sa ar trebui să fie de 2,54 10 −6 lux, iar fluxul luminos în domeniul vizibil este de 10 6 quanta / (cm² s).
Amploarea aparentă
Caracteristica descrisă mai sus, care a fost identificată de Hiparh din Niceea, a devenit ulterior cunoscută drept „vizibilă” sau „vizuală”. Aceasta înseamnă că poate fi observată atât cu ajutorul ochilor umani în raza vizibilă, cât și folosind diverse instrumente precum un telescop, inclusiv raza ultravioletă și infraroșu. Mărimea constelației este de 2 m. Cu toate acestea, știm că Vega cu magnitudine zero (0 m) nu este cea mai strălucitoare stea de pe cer (a cincea ca luminozitate, a treia pentru observatorii de pe teritoriul CSI). Prin urmare, stelele mai strălucitoare pot avea o magnitudine negativă, de exemplu, (-1,5 m). De asemenea, se știe astăzi că printre corpurile cerești pot fi nu numai stele, ci și corpuri care reflectă lumina stelelor - planete, comete sau asteroizi. Magnitudinea totală este de -12,7 m.
Mărimea și luminozitatea absolută
Pentru a putea compara adevărata strălucire a corpurilor cosmice, a fost dezvoltată o asemenea caracteristică precum magnitudinea absolută. Potrivit acesteia, valoarea mărimii stelare aparente a obiectului este calculată dacă acest obiect ar fi situat la 10 (32,62) de Pământ. În acest caz, nu există nicio dependență de distanța până la observator atunci când se compară diferite stele.
Magnitudinea absolută pentru obiectele spațiale folosește o distanță diferită de la corp la observator. Și anume 1 unitate astronomică, în timp ce, teoretic, observatorul ar trebui să fie în centrul Soarelui.
O cantitate mai modernă și mai utilă în astronomie a devenit „luminozitate”. Această caracteristică determină totalul pe care corpul cosmic îl radia într-o anumită perioadă de timp. Pentru calculul său, se folosește doar magnitudinea stelară absolută.
Dependența spectrală
După cum am menționat mai devreme, magnitudinea poate fi măsurată pentru diferite tipuri de radiații electromagnetice și, prin urmare, are valori diferite pentru fiecare domeniu al spectrului. Pentru a obține o imagine a oricărui obiect spațial, pot folosi astronomii, care sunt mai sensibili la partea de înaltă frecvență a luminii vizibile, iar stelele se dovedesc a fi albastre în imagine. O astfel de magnitudine stelară se numește „fotografică”, m Pv . Pentru a obține o valoare apropiată de vizuală („fotovizual”, m P), placa fotografică este acoperită cu o emulsie ortocromatică specială și se folosește un filtru de lumină galbenă.
Oamenii de știință au compilat așa-numitul sistem fotometric de intervale, datorită căruia este posibil să se determine principalele caracteristici ale corpurilor cosmice, cum ar fi: temperatura suprafeței, gradul de reflexie a luminii (albedo, nu pentru stele), gradul de absorbție a luminii, si altii. Pentru a face acest lucru, lumina este fotografiată în diferite spectre de radiație electromagnetică și compararea ulterioară a rezultatelor. Următoarele filtre sunt cele mai populare pentru fotografie: ultraviolete, albastre (mărimea fotografică) și galben (aproape de intervalul fotovizual).
O fotografie cu energiile captate ale tuturor gamelor de unde electromagnetice determină așa-numita mărime bolometrică (m b). Cu ajutorul lui, cunoscând distanța și gradul de extincție interstelară, astronomii calculează luminozitatea unui corp cosmic.
Mărimile stelelor ale unor obiecte
- Soare = -26,7 m
- Lună plină = -12,7 m
- Flash Iridium = -9,5 m. Iridium este un sistem de 66 de sateliți care orbitează în jurul Pământului și servesc pentru a transmite voce și alte date. Periodic, suprafața fiecăruia dintre cele trei vehicule principale reflectă lumina soarelui către Pământ, creând cel mai strălucitor fulger neted de pe cer timp de până la 10 secunde.
(notat cu m - din engleză. magnitudine) - o cantitate adimensională care caracterizează luminozitatea unui corp ceresc (cantitatea de lumină care vine din acesta) din punctul de vedere al unui observator pământesc. Cu cât un obiect este mai luminos, cu atât este mai mică magnitudinea lui aparentă.
Cuvântul „aparent” din nume înseamnă doar că magnitudinea este observată de pe Pământ și este folosit pentru a o distinge de magnitudinea absolută. Acest nume se referă nu numai la lumina vizibilă. Mărimea care este percepută de ochiul uman (sau alt receptor cu aceeași sensibilitate spectrală) se numește vizual.
Mărimea este notă cu o literă mică m ca superscript la o valoare numerică. De exemplu, 2 m înseamnă a doua magnitudine.
Poveste
Conceptul de mărime a fost introdus de astronomul grec antic Hipparchus în secolul al II-lea î.Hr. El a distribuit toate stelele accesibile cu ochiul liber în șase mărimi: le-a numit stelele strălucitoare de prima magnitudine, naytmyanish - a șasea. Pentru magnitudini intermediare, s-a crezut că, să zicem, stelele de a treia magnitudine sunt la fel de mai slabe ca stelele de a doua magnitudine, deoarece sunt mai strălucitoare decât stelele de a patra magnitudine. Această metodă de măsurare a strălucirii a câștigat popularitate datorită Almagestului, catalogul de vedete al lui Claudius Ptolemeu.
O astfel de scară de clasificare a fost folosită aproape neschimbată până la mijlocul secolului al XIX-lea. Primul care a tratat magnitudinea stelară ca o caracteristică mai degrabă cantitativă decât calitativă a fost Friedrich Argelander. El a fost cel care a început să aplice cu încredere fracțiile zecimale ale mărimilor stelare.
1856 Norman Pogson a oficializat scara de magnitudine, stabilind că o stea de prima magnitudine este exact de 100 de ori mai strălucitoare decât o stea de a șasea magnitudine. Deoarece, în conformitate cu legea Weber-Fechner, schimbarea iluminării acelasi numar de ori percepută de ochi ca o schimbare cu aceeași sumă atunci o diferență de o magnitudine corespunde unei modificări a intensității luminii cu un factor de ≈ 2,512. Acesta este un număr irațional care se numește Numărul Pogson.
Deci, scara mărimilor stelare este logaritmică: diferența de mărimi stelare a două obiecte este determinată de ecuația:
, , sunt mărimile stelare ale obiectelor, , sunt iluminările create de acestea.Această formulă face posibilă determinarea numai a diferenței de mărimi stelare, dar nu și a mărimilor în sine. Pentru a construi o scară absolută cu ajutorul ei, este necesar să setați un punct zero - iluminare, care corespunde cu magnitudinea zero (0 m). La început, Pogson a folosit Steaua Polară ca standard, presupunând că are exact a doua magnitudine. După ce a devenit clar că Polaris este o stea variabilă, scara a început să fie legată de Vega (căreia i s-a atribuit o valoare zero), iar apoi (când Vega era și suspectată de variabilitate) punctul zero al scalei a fost redefinit cu ajutorul a mai multor alte stele. Cu toate acestea, pentru observațiile vizuale, Vega poate servi ca standard de magnitudine zero și mai mult, deoarece magnitudinea sa în lumina vizibilă este de 0,03 m, care nu diferă de zero la ochi.
Scara modernă de magnitudine nu se limitează la șase magnitudini sau doar la lumină vizibilă. Mărimea obiectelor foarte luminoase este negativă. De exemplu, Sirius, cea mai strălucitoare stea de pe cerul nopții, are o magnitudine aparentă de -1,47 m. De asemenea, tehnologia modernă face posibilă măsurarea luminozității Lunii și a Soarelui: Luna plină are o magnitudine aparentă de -12,6 m, iar Soarele -26,8 m. Telescopul orbital Hubble poate observa stele de până la 31,5 m în intervalul vizibil.
Dependența spectrală
Mărimea stelelor depinde de domeniul spectral în care se efectuează observația, deoarece fluxul luminos de la orice obiect din diferite domenii este diferit.
- Mărimea bolometrică arată puterea totală de radiație a obiectului, adică fluxul total în toate intervalele spectrale. Bolometrul este măsurat.
Cel mai comun sistem fotometric, sistemul UBV, are 3 benzi (domenii spectrale în care se fac măsurători). În consecință, există:
- magnitudinea ultravioletei (U)- determinată în domeniul ultraviolet;
- Mărimea „albastrui”. (B) — se determină în intervalul albastru;
- amploarea vizuală (V)- se determină în domeniul vizibil; curba de răspuns spectral este aleasă pentru a se potrivi mai bine cu vederea umană. Ochiul este cel mai sensibil la lumina galben-verde cu o lungime de undă de aproximativ 555 nm.
Diferența (U-B sau B-V) dintre mărimile aceluiași obiect în benzi diferite arată culoarea acestuia și se numește indice de culoare. Cu cât indicele de culoare este mai mare, cu atât obiectul este mai roșu.
Există și alte sisteme fotometrice, fiecare dintre ele având benzi diferite și, în consecință, pot fi măsurate cantități diferite. De exemplu, în vechiul sistem fotografic, s-au folosit următoarele cantități:
- amploarea fotovizuală (m pv)- o măsură de înnegrire a imaginii unui obiect pe o placă fotografică cu filtru de lumină portocalie;
- amploarea fotografică (m pg)- măsurat pe o placă fotografică convențională, care este sensibilă la intervalele albastre și ultraviolete ale spectrului.
Mărimile stelare aparente ale unor obiecte
| Un obiect | m |
|---|---|
| Soare | -26,73 |
| Lună plină | -12,92 |
| Flare de iridiu (maximum) | -9,50 |
| Venus (maximum) | -4,89 |
| Venus (minimum) | -3,50 |
| Jupiter (maximum) | -2,94 |
| Marte (maximum) | -2,91 |
| Mercur (maximum) | -2,45 |
| Jupiter (minimum) | -1,61 |
| Sirius (cea mai strălucitoare stea de pe cer) | -1,47 |
| Canopus (a doua cea mai strălucitoare stea de pe cer) | -0,72 |
| Saturn (maximum) | -0,49 |
| Luminozitatea cumulativă Alpha Centauri A, B | -0,27 |
| Arcturus (a treia cea mai strălucitoare stea de pe cer) | 0,05 |
| Alpha Centauri A (a patra cea mai strălucitoare stea de pe cer) | -0,01 |
| Vega (a cincea cea mai strălucitoare stea de pe cer) | 0,03 |
| Saturn (minimum) | 1,47 |
| Marte (minimum) | 1,84 |
| SN 1987A - supernova 1987 în Marele Nor Magellanic | 3,03 |
| nebuloasa Andromeda | 3,44 |
| Stele slabe care sunt vizibile în zonele metropolitane | 3 … + 4 |
| Ganymede este o lună a lui Jupiter, cea mai mare lună din sistemul solar (maximum) | 4,38 |
| 4 Vesta (asteroid luminos), la maximum | 5,14 |
| Uranus (maximum) | 5,32 |
| Galaxia Triangulum (M33), vizibilă cu ochiul liber pe cer senin | 5,72 |
| Mercur (minimum) | 5,75 |
| Uranus (minimum) | 5,95 |
| Stele Naymanishi vizibile cu ochiul liber în mediul rural | 6,50 |
| Ceres (maximum) | 6,73 |
| NGC 3031 (M81), vizibil cu ochiul liber sub un cer perfect | 6,90 |
| Stele nocturne vizibile cu ochiul liber pe un cer perfect (Observatorul Mauna Kea, Deșertul Atacama) | 7,72 |
| Neptun (maximum) | 7,78 |
| Neptun (minimum) | 8,01 |
| Titan este o lună a lui Saturn, a doua cea mai mare lună din sistemul solar (maximum) | 8,10 |
| Proxima Centauri | 11,10 |
| Cel mai strălucitor quasar | 12,60 |
| Pluto (maximum) | 13,65 |
| Makemake în opoziție | 16,80 |
| Haumea în opoziție | 17,27 |
| Eris în opoziție | 18,70 |
| Stele slabe văzute într-o imagine CCD de 24 inchi cu o expunere de 30 de minute | 22 |
| Cel mai mic obiect disponibil pe telescopul de la sol de 8 metri | 27 |
| Cel mai mic obiect disponibil pe telescopul spațial Hubble | 31,5 |
| Cel mai mic obiect care va fi disponibil pe telescopul de la sol de 42 de metri | 36 |
| Cel mai mic obiect care va fi disponibil pe telescopul orbital OWL (lansarea este programată pentru 2020) | 38 |
Să continuăm excursia noastră algebrică către corpurile cerești. În scara care este folosită pentru a evalua luminozitatea stelelor, pe lângă stelele fixe, alte corpuri de iluminat - planete, Soarele, Luna - își pot găsi un loc. Vom vorbi separat despre luminozitatea planetelor; aici indicăm magnitudinea stelară a Soarelui și a Lunii. Mărimea Soarelui este exprimată ca număr minus 26.8 și luna plină - minus 12.6. De ce ambele numere sunt negative, trebuie să se gândească cititorul, este de înțeles după tot ce s-a spus înainte. Dar, poate, va fi perplex de diferența insuficient de mare dintre mărimea Soarelui și a Lunii: prima este „doar de două ori mai mare decât a doua”.
Să nu uităm, însă, că desemnarea mărimii este, în esență, un anumit logaritm (bazat pe 2.5). Și la fel cum este imposibil, atunci când comparăm numere, să-și împarți logaritmii unul la altul, la fel nu are sens, când comparăm mărimile stelare, să împărțim un număr la altul. Care este rezultatul unei comparații corecte, arată următorul calcul.
Dacă mărimea Soarelui minus 26,8”, asta înseamnă că Soarele este mai strălucitor decât o stea de prima magnitudine
2,5 27,8 ori.
Luna este mai strălucitoare decât o stea de prima magnitudine
2,5 13,6 ori.
Aceasta înseamnă că luminozitatea soarelui este mai mare decât luminozitatea lunii pline la
Calculând această valoare (folosind tabele de logaritmi), obținem 447 000. Iată, prin urmare, raportul corect dintre luminozitatea Soarelui și a Lunii: o stea din timpul zilei pe vreme senină luminează Pământul de 447 000 de ori mai puternic decât Luna plină pe un noapte fără nori.
Având în vedere că numărul căldură , alocată de Lună, este proporțională cu cantitatea de lumină împrăștiată de aceasta – și probabil că este aproape de adevăr – trebuie să admitem că Luna ne trimite căldură de 447.000 de ori mai puțină decât Soarele. Se știe că fiecare centimetru pătrat de la limita atmosferei pământului primește de la Soare aproximativ 2 calorii mici de căldură pe minut. Aceasta înseamnă că Luna trimite la 1 cm 2 din Pământ în fiecare minut nu mai mult de 225.000-a parte dintr-o calorie mică (adică poate încălzi 1 g de apă într-un minut cu 225.000-a parte dintr-un grad). Acest lucru arată cât de nefondate sunt toate încercările de a atribui orice influență luminii lunii asupra vremii pământului.
Convingerea comună că norii se topesc adesea sub acțiunea razelor lunii pline este o concepție greșită, explicată prin faptul că dispariția norilor noaptea (din alte motive) devine evidentă numai la lumina lunii.
Să părăsim acum Luna și să calculăm de câte ori Soarele este mai strălucitor decât cea mai strălucitoare stea de pe întreg cerul - Sirius. Argumentând în același mod ca înainte, obținem raportul dintre luminozitatea lor:
adică Soarele este de 10 miliarde de ori mai strălucitor decât Sirius.
Următorul calcul este, de asemenea, foarte interesant: de câte ori este iluminarea dată de luna plină mai strălucitoare decât iluminarea totală a întregului cer înstelat, adică toate stelele vizibile cu ochiul liber într-o emisferă cerească? Am calculat deja că stelele de la prima până la a șasea magnitudine inclusiv strălucesc împreună ca o sută de stele de prima magnitudine. Prin urmare, problema se reduce la a calcula de câte ori luna este mai strălucitoare decât o sută de stele de prima magnitudine.
Acest raport este egal
Deci, într-o noapte senină fără lună, primim de pe cerul înstelat doar 2700 din lumina pe care o trimite luna plină și 2700 x 447.000, adică de 1200 de milioane de ori mai puțin decât o dă soarele într-o zi fără nori.
magnitudinea
Caracterizarea mărimii fizice fără dimensiuni, creată de un obiect ceresc în apropierea observatorului. Subiectiv, sensul său este perceput ca (y) sau (y). În acest caz, luminozitatea unei surse este indicată prin compararea acesteia cu luminozitatea alteia, luată ca standard. Astfel de standarde sunt de obicei stele nevariabile special selectate. Mărimea a fost introdusă mai întâi ca un indicator al luminozității aparente a stelelor optice, dar mai târziu a fost extinsă la alte domenii de radiație:,. Scara de magnitudine este logaritmică, la fel ca scara decibelilor. La scara de mărime, o diferență de 5 unități corespunde unei diferențe de 100 de ori a fluxurilor de lumină de la sursele măsurate și de referință. Astfel, o diferență de 1 magnitudine corespunde unui raport al fluxurilor de lumină de 100 1/5 = 2,512 ori. Desemnați mărimea literei latine "m"(din latină magnitudo, valoare) ca superscript cu caractere cursive la dreapta numărului. Direcția scării de mărime este inversată, adică. cu cât valoarea este mai mare, cu atât strălucirea obiectului este mai slabă. De exemplu, o stea de magnitudinea a 2-a (2 m) este de 2,512 ori mai strălucitoare decât o stea de magnitudinea a treia (3 m) și 2,512 x 2,512 = 6,310 ori mai strălucitoare decât o stea de magnitudinea a patra (4 m).Amploarea aparentă (m; adesea denumit pur și simplu „magnitudine”) indică fluxul de radiație în apropierea observatorului, adică luminozitatea observată a unei surse cerești, care depinde nu numai de puterea reală de radiație a obiectului, ci și de distanța până la acesta. Scara magnitudinilor aparente provine din catalogul stelar al lui Hipparchus (până în 161 ca. 126 î.Hr.), în care toate stelele vizibile ochiului au fost mai întâi împărțite în 6 clase în funcție de luminozitate. Stelele Găleții Ursului Mare au o strălucire de aproximativ 2 m, Vega are aproximativ 0 m. Pentru corpurile de iluminat deosebit de luminoase, valoarea amplitudinii este negativă: pentru Sirius, aproximativ -1,5 m(adică fluxul de lumină din ea este de 4 ori mai mare decât de la Vega), iar luminozitatea lui Venus în unele momente aproape ajunge la -5 m(adică fluxul de lumină este de aproape 100 de ori mai mare decât de la Vega). Subliniem că mărimea aparentă a stelelor poate fi măsurată atât cu ochiul liber, cât și cu ajutorul telescopului; atât în domeniul vizual al spectrului, cât și în altele (fotografic, UV, IR). În acest caz, „aparent” (în engleză apparent) înseamnă „observat”, „aparent” și nu are legătură în mod specific cu ochiul uman (vezi:).
Mărimea absolută(M) indică ce magnitudine aparentă stelară ar avea luminarul dacă distanța până la acesta ar fi de 10 și nu ar exista . Astfel, magnitudinea stelară absolută, spre deosebire de cea vizibilă, permite să se compare luminozitățile adevărate ale obiectelor cerești (într-un interval dat al spectrului).
În ceea ce privește intervalele spectrale, există multe sisteme de mărimi care diferă în alegerea unui interval de măsurare specific. Când este observată cu ochiul (cu ochiul liber sau cu telescopul), se măsoară amploarea vizuală(m v). Din imaginea unei stele pe o placă fotografică convențională, obținută fără filtre suplimentare de lumină, amploarea fotografică(mP). Deoarece emulsia fotografică este sensibilă la lumina albastră și insensibilă la lumina roșie, stelele albastre apar mai strălucitoare (decât pare ochiului) pe placa fotografică. Totuși, cu ajutorul unei plăci fotografice, folosind ortocromatic și galben, se obține așa-numitul scara de magnitudine fotovizuală(m P v), care aproape coincide cu cea vizuală. Comparând luminozitatea unei surse măsurată în diferite game ale spectrului, se poate afla culoarea acesteia, se poate estima temperatura suprafeței (dacă este o stea) sau (dacă este o planetă), se poate determina gradul de absorbție interstelară a luminii. , și alte caracteristici importante. Prin urmare, au fost dezvoltate cele standard, determinate în principal de selecția filtrelor de lumină. Cel mai popular tricolor: ultraviolet (Ultraviolet), albastru (albastru) și galben (vizual). În același timp, intervalul galben este foarte apropiat de cel fotovizual (B m P v), și albastru până la fotografic (B m P).
