Magnitudinea
Magnitudinea stelei ( strălucirea ) este o caracteristică numerică adimensională a luminozității unui obiect, notată cu litera m (din latină magnitudo - „magnitudine, mărime”). De obicei, conceptul este aplicat corpurilor cerești. Mărimea caracterizează fluxul de energie de la stea în cauză (energia tuturor fotonilor pe secundă) pe unitate de suprafață. Astfel, magnitudinea stelară aparentă depinde de caracteristicile fizice ale obiectului însuși (adică luminozitatea ) și de distanța până la acesta. Cu cât valoarea mărimii este mai mică, cu atât obiectul este mai luminos. Conceptul de magnitudine este folosit pentru a măsura fluxul de energie în domeniile vizibil, infraroșu și ultraviolet. Puterea de penetrare a telescoapelor și astrografelor este măsurată în mărimi stelare .
Definiție
Chiar și în secolul II î.Hr. e. Vechiul astronom grec Hipparchus a împărțit toate stelele în șase mărimi. El a numit cele mai strălucitoare stele de prima magnitudine, cele mai slabe stele de a șasea magnitudine și le-a distribuit uniform pe restul între mărimile intermediare.
După cum s-a dovedit mai târziu, legătura unei astfel de scale cu cantitățile fizice reale este logaritmică, deoarece o modificare a luminozității de același număr de ori este percepută de ochi ca o modificare în aceeași cantitate ( legea Weber-Fechner ). Prin urmare, în 1856, Norman Pogson a propus următoarea formalizare a scalei de magnitudine, care a devenit general acceptată [1] [2] :
unde m sunt mărimile obiectelor, L sunt iluminarea obiectelor. O astfel de definiție corespunde unei scăderi de 100 de ori a fluxului luminos cu o creștere a mărimii cu 5 unități .
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 punctul zero - luminozitatea, care corespunde mărimii zero (0 m ). Mai întâi, luminozitatea lui Vega a fost luată ca 0 m . Apoi punctul nul a fost redefinit, dar pentru observațiile vizuale Vega poate servi în continuare ca un standard de magnitudine stelară aparentă zero (conform sistemului modern, în banda V a sistemului UBV , luminozitatea sa este de +0,03 m , ceea ce nu se poate distinge de zero cu ochiul).
Conform măsurătorilor moderne, o stea cu magnitudine aparentă zero în afara atmosferei pământului creează o iluminare de 2,54⋅10 −6 lux . Fluxul luminos de la o astfel de stea este aproximativ egal cu 10 3 fotoni / (cm² s Å ) în lumină verde (banda V a sistemului UBV) sau 10 6 fotoni / (cm² s) în întreaga gamă de lumină vizibilă.
Următoarele proprietăți ajută la utilizarea magnitudinilor stelare aparente în practică:
- O creștere a fluxului luminos de 100 de ori corespunde unei scăderi a mărimii stelare aparente cu exact 5 unități .
- O scădere a mărimii cu o unitate înseamnă o creștere a fluxului luminos de 100 1/5 ≈ 2.512 ori .
În zilele noastre, conceptul de mărime este folosit nu numai pentru stele, ci și pentru alte obiecte, de exemplu, pentru Lună și planete . Mărimea celor mai strălucitoare obiecte este negativă. De exemplu, luminozitatea Lunii în faza plină ajunge la −12,7 m , iar luminozitatea Soarelui este de −26,7 m .
Magnitudinea aparentă și absolută
Conceptul de mărime absolută ( M ) este utilizat pe scară largă. Aceasta este mărimea obiectului pe care ar avea-o dacă ar fi la 10 parsecs distanță de observator. Valoarea absolută, spre deosebire de cea vizibilă, face posibilă compararea luminozității diferitelor stele, deoarece nu depinde de distanța până la acestea.
Mărimea stelară observată de pe Pământ se numește aparentă ( m ). Acest nume este folosit pentru a o deosebi de absolut și este folosit chiar și pentru cantitățile măsurate în ultraviolet, infraroșu sau în alt domeniu de radiație care nu este perceput de ochi (o cantitate măsurată în domeniul vizibil se numește vizual ) [2] . Mărimea bolometrică absolută a Soarelui este de +4,8 m , iar magnitudinea aparentă este -26,7 m .
O modificare a distanței până la un obiect provoacă o modificare a mărimii sale aparente (presupunând că luminozitatea sa este constantă), deoarece iluminarea pe care o produce este proporțională cu pătratul reciproc al distanței:
De exemplu, dacă luăm 10 pc pentru r 2 (distanța la care valoarea absolută a lui M , prin definiție, coincide cu cea vizibilă) și notăm m 1 = m ( r 1 ) , atunci
ceea ce permite, cunoscând valorile a două dintre cele trei variabile (magnitudinea aparentă m 1 , mărimea absolută M , distanța r 1 ) din această ecuație, să se determine valoarea celei de-a treia:
Diferența μ \ u003d m 1 - M în ultima formulă se numește modul de distanță :
Dependența spectrală
Mărimea depinde de sensibilitatea spectrală a receptorului de radiație ( ochi , detector fotoelectric, placă fotografică etc.)
- Mărimea bolometrică indică puterea radiantă totală a unei stele (adică puterea radiantă la toate lungimile de undă). Pentru a-l măsura, se folosește un dispozitiv special - un bolometru . Relevanța acestei valori se datorează faptului că unele stele (foarte calde și foarte reci) radiază predominant nu în spectrul vizibil.
Cu toate acestea, cel mai adesea, mărimile stelare sunt măsurate în anumite intervale de lungimi de undă. Pentru aceasta, au fost dezvoltate sisteme fotometrice , fiecare dintre ele având un set de benzi care acoperă diferite game de lungimi de undă. În cadrul fiecărei benzi, sensibilitatea este maximă pentru o anumită lungime de undă și scade treptat odată cu distanța față de aceasta.
Cel mai comun sistem fotometric este sistemul UBV , care constă din trei benzi care acoperă diferite intervale de lungimi de undă. În ea, pentru fiecare obiect, pot fi măsurate 3 mărimi stelare:
- Mărimea vizuală ( V ) este mărimea filtrului V, a cărei transmisie maximă este apropiată de sensibilitatea maximă a ochiului uman ( 555 nm ).
- Magnitudinea „albastru” ( B ) caracterizează luminozitatea unui obiect în regiunea albastră a spectrului; sensibilitate maximă la o lungime de undă de aproximativ 445 nm .
- Magnitudinea ultravioletei ( U ) are un maxim în regiunea ultravioletă la o lungime de undă de aproximativ 350 nm .
Diferențele de mărime ale unui obiect în diferite intervale (pentru sistemul UBV acestea sunt U − B și B − V ) sunt indicatori ai culorii obiectului: cu cât sunt mai mari, cu atât obiectul este mai roșu. Sistemul fotometric UBV este definit în așa fel încât indicii de culoare ai stelelor A0V să fie egali cu zero.
Există și alte sisteme fotometrice, fiecare dintre ele își poate determina propriul set de mărimi stelare.
- Mărimea fotografică - este determinată pentru sensibilitatea spectrală a unei emulsii fotografice nesensibilizate cu o sensibilitate maximă la o lungime de undă de 425 nm ; prin definiție coincide cu magnitudinea vizuală pentru stelele A0V și luminozitatea (6,0 ± 0,5) m . Împreună cu magnitudinea fotovizuală, a fost folosită în sistemul de mărime fotografică învechit.
Mărimile stelelor ale unor obiecte
| Un obiect | m |
|---|---|
| Soare | −26,7 ( de 400.000 de ori mai strălucitor decât o lună plină) |
| luna la luna plina | −12,74 |
| Flash „Iridium” (maximum) | −9,5 |
| Supernova 1054 (maximum) | −6,0 |
| Venus (maximum) | −4,67 |
| Stația Spațială Internațională (maximum) | −4 |
| Pământ (când este privit de la Soare) | −3,84 |
| Jupiter (maximum) | −2,94 |
| Marte (maximum) | −2,91 |
| Mercur (maximum) | −2,45 |
| Saturn (cu inele; maxim) | −0,24 |
| Stelele Carului Mare | +2 |
| Galaxia Andromeda | +3,44 |
| lunile galileene ale lui Jupiter | +5...6 |
| Uranus | +5,5 |
| Cele mai slabe stele vizibile cu ochiul liber |
+6 până la +7,72 |
| Neptun | +7,8 |
| Proxima Centauri | +11.1 |
| Cel mai strălucitor quasar | +12,6 |
| Cel mai slab obiect capturat de un telescop la sol de 8 metri |
+27 |
| Cel mai slab obiect fotografiat de telescopul spațial Hubble |
+31,5 |
| Un obiect | Constelaţie | m |
|---|---|---|
| Sirius | Caine mare | −1,47 |
| Canopus | Chilă | −0,72 |
| α Centauri | Centaurus | −0,27 |
| Arcturus | Cizme | −0,04 |
| Vega | Lyra | +0,03 |
| Capelă | Auriga | +0,08 |
| Rigel | Orion | +0,12 |
| Procion | Caine mic | +0,38 |
| Achernar | eridanus | +0,46 |
| Betelgeuse | Orion | +0,50 |
| Altair | Vultur | +0,75 |
| Aldebaran | Taurul | +0,85 |
| Antares | Scorpion | +1,09 |
| Pollux | Gemenii | +1,15 |
| Fomalhaut | Peștele de Sud | +1,16 |
| Deneb | Lebădă | +1,25 |
| Regulus | un leu | +1,35 |
| Locația observatorului | m |
|---|---|
| Direct pe suprafața Soarelui (total de pe întregul disc) | −38,4 |
| Icar ( periheliu ) | −30,4 |
| Mercur (periheliu) | −29,3 |
| Venus (periheliu) | −27,4 |
| Pământ | −26,7 |
| Marte ( afeliu ) | −25,6 |
| Jupiter (afeliu) | −23,0 |
| Saturn (afeliu) | −21,7 |
| Uranus (afeliu) | −20,2 |
| Neptun (Aphelion) | −19,3 |
| Pluto (Aphelion) | −18.2 |
| 631 a. e. | −12,7 (luminozitatea lunii pline) |
| Sedna (afeliu) | −11,8 |
| 2006 SQ 372 (afeliu) | −10,0 |
| Cometa Hyakutake (Aphelion) | −8.3 |
| 0,456 St. al anului | −4,4 (luminozitatea lui Venus) |
| Alpha Centauri | +0,5 |
| Sirius | +2,0 |
| 55 St. ani | +6,0 (pragul de vizibilitate cu ochiul liber) |
| Rigel | +12,0 |
| nebuloasa Andromeda | +29,3 |
| 3C 273 (cel mai luminos quasar) | +44,2 |
| UDFj-39546284 (cel mai îndepărtat obiect astronomic din 2011, inclusiv redshift) | +49,8 |
Vezi și
- Clasele de luminozitate a stelelor
- Lista celor mai strălucitoare stele
- Indice de culoare
- Fotometrie
- Sistem fotometric
Note
- ↑ Surdin V. G. Stars. - Ed. al 2-lea, rev. si suplimentare - M. : Fizmatlit, 2009. - P. 63. - (Astronomie și astrofizică). - ISBN 978-5-9221-1116-4 .
- ↑ 1 2 Surdin V. G. . Magnitudinea stelei . Glosar Astronet.ru . Astronet . Data accesului: 16 septembrie 2012. Arhivat din original la 28 noiembrie 2010.
- ↑ Calculat pe baza faptului că magnitudinea la o distanță de 1 UA. este −26,7 m , ceea ce corespunde mărimii absolute a Soarelui +4,87 m .
Link -uri
- Mironov A. V. Fotometrie de precizie . Astronet . Preluat la 28 august 2012. Arhivat din original la 9 noiembrie 2012.
- Determinarea mărimii stelare în imagine . „Astroturist” Consultat la 20 noiembrie 2009. Arhivat din original la 11 mai 2012.
 Dicționare și enciclopedii |
|---|