Amploarea aparentă

Magnitudinea stelară aparentă (notată m ) - o măsură a luminozității unui corp ceresc (mai precis, iluminarea creată de acest corp) din punctul de vedere al unui observator pământesc. Este obișnuit să se folosească valoarea corectată la valoarea pe care ar avea-o în absența unei atmosfere . Cu cât un obiect este mai luminos, cu atât este mai mică magnitudinea lui .

Specificația „aparent” indică doar că această magnitudine este observată de pe Pământ; această clarificare este necesară pentru a o deosebi de mărimea absolută (care este o caracteristică a sursei în sine, și nu condițiile observării acesteia). Nu se referă la domeniul vizibil : cantitățile vizibile sunt măsurate și în infraroșu sau în alt domeniu. Valoarea măsurată în domeniul vizibil se numește vizual [1] .

În spectrul vizibil, cea mai strălucitoare stea de pe cerul nopții în afara sistemului solar, Sirius , are o magnitudine aparentă de -1,46 m .

Cea mai apropiată stea de noi, Soarele, are o magnitudine aparentă de -26,74 m

O sursă care emite în domeniul vizibil și care produce o iluminare de 1 lux (de exemplu, o sursă cu o intensitate luminoasă de 1 candela situată la o distanță de 1 m) are o magnitudine aparentă de −14,20 m [2] [3] .

Istorie

Vizibil cu
ochiul
liber [4]

Valoarea aparentă
Luminozitatea
relativă la
Vega
Număr de stele
mai strălucitoare decât această magnitudine aparentă
[ 5]
da −1,0 250% unu
0,0 100 % patru
1.0 40% cincisprezece
2.0 16 % 48
3.0 6,3% 171
4.0 2,5% 513
5.0 1,0% 1602
6.0 0,40% 4800
6.5 0,25% 9096 [6]
Nu 7.0 0,16% 14 000
8.0 0,063% 42 000
9,0 0,025% 121 000
10.0 0,010% 340 000

Scara folosită pentru a indica magnitudinea își are originea în Grecia elenistică și a fost folosită pentru a împărți stelele vizibile cu ochiul liber în șase magnitudini . Cele mai strălucitoare stele de pe cerul nopții sunt de prima magnitudine ( m = 1), iar cele mai slabe sunt de a șasea magnitudine ( m = 6), care este limita percepției vizuale umane (fără ajutorul instrumentelor optice). Fiecare valoare întreagă a fost considerată a avea de două ori luminozitatea valorii următoare (adică a fost utilizată o scară logaritmică ), deși acest raport a fost subiectiv din cauza lipsei fotodetectorilor . Această scară destul de grosieră pentru luminozitatea stelelor a fost popularizată de Ptolemeu în Almagestul său și, în general, se crede că a fost inventată de Hiparh . Acest lucru este imposibil de dovedit sau de infirmat, deoarece catalogul original de stele al lui Hipparchus a fost pierdut. Singurul text care a supraviețuit al lui Hiparh însuși (un comentariu la Aratus ) arată că el nu avea un sistem de descriere numerică a luminozității: el folosește întotdeauna termeni precum „mare” sau „mic”, „luminos” sau „slab” sau chiar așa. descrieri ca „văzute pe o lună plină” [7] .

În 1856, Norman Robert Pogson a dat o definiție mai formală, definind o stea de prima magnitudine ca o stea care este de 100 de ori mai strălucitoare decât o stea de a șasea magnitudine, postulând astfel scara logaritmică încă folosită astăzi. Aceasta înseamnă că o stea cu magnitudinea m este de aproximativ 2,512 ori mai strălucitoare decât o stea cu magnitudinea m + 1 . Această cifră corespunde celei de-a cincea rădăcini a lui 100 și este cunoscută sub numele de coeficientul Pogson [8] . Punctul zero al scării Pogson a fost determinat inițial luând magnitudinea stelară aparentă a Stelei Polare la exact 2,00 m . Mai târziu, astronomii au descoperit că Polaris era o stea variabilă și a variat ușor în luminozitate, așa că au trecut la Vega ca punct de referință standard, postulând luminozitatea lui Vega ca definiție a magnitudinii zero pentru orice lungime de undă dată.

În afară de ajustările minore, luminozitatea lui Vega încă servește ca definiție a magnitudinii zero pentru porțiunile vizibile și în infraroșu apropiat ale spectrului, unde distribuția sa spectrală a energiei este apropiată de cea a unui corp negru la 11.000 K. Cu toate acestea, odată cu apariția astronomiei în infraroșu , s-a descoperit că emisia lui Vega include un exces de radiație infraroșie , probabil din cauza discului circumstelar , care este compus din praf la temperaturi ridicate (dar mult mai rece decât suprafața stelei). La lungimi de undă mai scurte (de exemplu, vizibile) la aceste temperaturi, există o emisie mică de praf. Pentru a extinde corect scara de magnitudine la intervalul infraroșu al spectrului, această caracteristică a lui Vega nu ar trebui să afecteze definiția scării de magnitudine. Prin urmare, scara de magnitudine a fost extrapolată la toate lungimile de undă pe baza curbei de radiație a corpului negru pentru o suprafață ideală a stelei la o temperatură de 11.000 K , nepoluată de radiațiile din vecinătatea ei. Pe baza acestui model , se poate calcula iradierea spectrală (exprimată de obicei în jans ) pentru un punct corespunzător mărimii zero în funcție de lungimea de undă [9] . Sunt indicate ușoare abateri între sistemele care utilizează instrumente de măsurare dezvoltate independent pentru a permite compararea corectă a datelor obținute de diferiți astronomi, dar de o importanță practică mai mare este determinarea amplitudinii nu la o singură lungime de undă, ci în raport cu răspunsul filtrelor spectrale standard utilizate în fotometrie , în diferite game de lungimi de undă.

Valori limită pentru observarea vizuală la mărire mare [10]
Diametrul
telescopului
(mm)
limita de magnitudine
_ _

35 11.3
60 12.3
102 13.3
152 14.1
203 14.7
305 15.4
406 15.7
508 16.4

În sistemele moderne de mărime, luminozitatea pe o gamă foarte largă este determinată conform unei definiții logaritmice, detaliată mai jos, folosind un standard dat. În practică, astfel de magnitudini stelare aparente nu depășesc 30 (pentru posibilele valori observate). Vega este mai strălucitoare decât patru stele de pe cerul nopții la lungimi de undă vizibile (și mai mult la lungimi de undă în infraroșu), precum și planetele strălucitoare Venus, Marte și Jupiter și ar trebui descrisă în termeni negativi . De exemplu, Sirius , cea mai strălucitoare stea din sfera cerească , are o magnitudine de -1,4 m în domeniul vizibil. Valorile negative pentru alte obiecte astronomice foarte luminoase pot fi găsite în tabelul din dreapta.

Astronomii au dezvoltat alte sisteme de puncte de referință fotometrice ca alternative la sistemul bazat pe luminozitate Vega. Cel mai utilizat sistem de mărime este AB [11] , în care punctele zero fotometrice se bazează pe un spectru de referință ipotetic având un flux constant pe un interval de frecvență , mai degrabă decât să folosească un spectru stelar sau o curbă de corp negru ca referință. Punctul zero al mărimii AB este determinat astfel încât mărimile obiectului bazate pe AB și Vega să fie aproximativ egale în banda filtrului V.

Diferența de mărime

Dacă mărimile aparente ale obiectelor 1 și 2 sunt egale cu m 1 și m 2 , atunci diferența lor este definită ca

unde L 1 , L 2  - iluminare de la aceste obiecte. Această relație este cunoscută sub numele de ecuația Pogson. Se poate scrie și sub altă formă [2] :

sau


Astfel, o diferență de 5 mărimi corespunde unui raport de iluminare de 100 de ori , iar o diferență de o magnitudine corespunde la 100 1/5  ≈ 2,512 ori .

Din ecuația Pogson, se poate obține iluminarea în lux creată de o sursă cu o magnitudine aparentă cunoscută m 1 în domeniul vizibil. Deoarece iluminarea L 2 = 1 lux creează o sursă cu magnitudinea aparentă m 2 = −14,20 m , atunci [2]

lux.

Inversând formula, obținem mărimea stelară aparentă a obiectului care creează iluminarea L 1 , exprimată în lux:

Exemple

Magnitudinea stelară aparentă a Lunii pline este de −12,7 m ; luminozitatea Soarelui este de −26,7 m .

Diferența dintre mărimile Lunii ( ) și Soarelui ( ):

Raportul de iluminare de la Soare și Lună:

Astfel, Soarele este de aproximativ 400.000 de ori mai strălucitor decât Luna plină.

Iluminarea creată de stele cu o magnitudine aparență de 1,0 m și 6,0 m în domeniul vizibil este de 8,3 × 10 −7 lux și , respectiv, 8,3 × 10 −9 lux [2] .

Mărimea totală

Mărimea stelară aparentă totală ( m s ) a două corpuri cerești strâns distanțate cu magnitudini stelare aparente m 1 și m 2 se calculează prin conversia m 1 și m 2 în iluminare, adunând iluminările și apoi transformându-le invers într-o formă logaritmică: [ 12]

Prin același principiu, se poate calcula mărimea totală a stelelor a sistemelor care au niveluri de multiplicitate mai mari .

Note

  1. Surdin V. G. . Magnitudinea stelei . Glosar Astronet.ru . Astronet . Data accesului: 28 februarie 2015. Arhivat din original la 28 noiembrie 2010.
  2. 1 2 3 4 Dufay J. Introducere în astrofizică : Stelele  . - Dover Publications, 2012. - P. 3. - ISBN 9780486607719 .
  3. McLean IS Electronic Imaging in Astronomy: Detectors and  Instrumentation . - Springer, 2008. - P. 529. - ISBN 978-3-540-76582-0 .
  4. Vmag<6,5 . Baza de date astronomică SIMBAD. Consultat la 25 iunie 2010. Arhivat din original la 12 martie 2020.
  5. Magnitudine . Observatorul Național Solar – Vârful Sacramento. Preluat la 23 august 2006. Arhivat din original la 6 februarie 2008.
  6. „Catalogul stelelor strălucitoare”
  7. Hoffmann, S., Hipparchs Himmelsglobus, Springer, Wiesbaden/ New York, 2017
  8. Pogson, N. (1856). „Mărimile a treizeci și șase de planete minore pentru prima zi a fiecărei luni a anului 1857” . MNRAS . 17 . Cod biblic : 1856MNRAS..17 ...12P . DOI : 10.1093/mnras/17.1.12 . Arhivat din original pe 2007-07-03 . Consultat 2006-06-16 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
  9. www.astro.utoronto.ca .
  10. Nord, Gerald. Observarea stelelor variabile, Novae și Supernove  / Gerald North, Nick James. - Cambridge University Press, 2014. - P. 24. - ISBN 9781107636125 . Arhivat pe 24 august 2021 la Wayback Machine
  11. Oke, JB (15 martie 1983). „Stele standard secundare pentru spectrofotometrie absolută” . Jurnalul Astrofizic . 266 : 713-717. Cod biblic : 1983ApJ ...266..713O . DOI : 10.1086/160817 .
  12. Aritmetica  mărimii . Subiect săptămânal . Caglow. Consultat la 30 ianuarie 2012. Arhivat din original la 11 decembrie 2018.

Link -uri