Távcsővel szabad szemmel a csillagos égbolt fényes pontok szóródásaként jelenik meg, eltérő fényerővel. A csillag látszólagos fénye, vagy inkább, azt a megvilágítást, amelyet egy csillag sugárzása hoz létre a vevő felületén (pl, a retinán, a fotólemez érzékeny rétegére stb.. P . ), a csillagászok valamilyen numerikus paraméter alapján becsülik meg, m látszólagos nagyságnak nevezzük. A látható nagyságok skálája a kísérleti Weber-Fechner törvényen alapul: ha E egy terület megvilágítása, dE e terület megvilágításának változása, dP pedig a fényérzet változása, akkor a következő összefüggés érvényes:

d P~d E/E (1)

azok. a vizuális érzékelés változása nem egyszerűen a megvilágítás változásától függ, hanem a megvilágítás változásának a megvilágításhoz viszonyított arányától. A Weber-Fechner törvény a következőképpen fogalmazható meg:

Ha az irritáció fokozódik geometriai progresszió, akkor az érzés aritmetikai sorozatban változik.

Az (1)-ből a következő:

P ~ lgE. (2)

A (2) kapcsolat a megvilágítás, a fényerő és az intenzitás értékelésére szolgáló fotometriai fizikai skálával való kapcsolat alapja.

A csillagászati objektumok (kinyúlt és pontszerű) fényességét ("ragyogását") a "csillagmagasság" skálán mérik. A „csillagnagyság” kifejezés a besugárzás előtti tisztelgés, azaz. Minél világosabb a megfigyelt (pontos) objektum, annál nagyobbnak tűnik a megfigyelő számára. Szigorúan véve a „besugárzás” a megfigyelt test látható dimenzióinak a tényleges (szög)méretének határain túli eltérése.

Az m látszólagos magnitúdó a sugárzó csillagászati objektumok megfigyelésekor tapasztalható vizuális érzet számszerű kifejeződése. Ezután a Weber-Fechner törvénynek megfelelően (1):

Dm ~ dE/E, m ~ logE. (3)

A csillagászati megfigyelések gyakorlata azt mutatta, hogy m és lgE kapcsolata lineáris, azaz.

m = a + b × lgE. (4)

A szem a sugárzás relatív vevője, azaz. egy forrás fotometriai jellemzőit csak egy másik sugárforrással összehasonlítva képes értékelni. Aztán, amikor két csillagot figyelünk meg, a következőket kapjuk:

m 1 = a + b × lgE 1,

m 2 = a + b × lgE 2,

vagy

M 1 - m 2 = b × (logE 1 - logE 2) = b × log(E 1 /E 2). (5)

A 19. században A „b” együttható lehetséges értékeinek tanulmányozása után Pogson azt javasolta, hogy vegye figyelembe b = -2,512. Az (5) kifejezés a következőképpen írható át:

m 1 - m 2 = -2,512 × log(E 1 /E 2), (6)

vagy

log(E 1 /E 2) = 0,4 × (m 2 - m 1). (7)

A (7) képlet a Pogson-képlet.

Vegyük az E megvilágítás mértékegységének az m = 0 m látszólagos magnitúdójú csillag megvilágítását. Ekkor a (6)-ból megkapjuk az E és m közötti kapcsolatot:

m = -2,512 × logE. (8)

Látszólagos nagyságrendm a világítótest által a megfigyelési pontban létrehozott E megvilágítás decimális logaritmusa a sugárzás irányára merőleges síkon, megszorozva -2,512-vel.

Ha E = 1, akkor (4-ből): a = m, azaz. a a megvilágítás látszólagos mértékegysége.

Tehát, ha a megfigyelt lámpatest E = megvilágítást hoz létre a sugárzás vevőjénél, akkor a = -14 m 18 (a légkör figyelembevétele nélkül) vagy a = -13 m 89 (az atmoszférát figyelembe véve, azaz „atmoszférán kívüli” a megvilágítási egység értéke) .

A látszólagos magnitúdóskála a következőképpen van kalibrálva, Mit , ha két csillag fényereje (megvilágítás, e jelek által a sugárzási vevőnél létrehozott) 2-vel különböznek. 512 alkalommal, akkor látszólagos nagyságuk eggyel különbözik, a fényesebbé pedig kisebb m értéke. Az m látszólagos magnitúdók lehetnek negatívak vagy pozitívak, egész számok vagy törtek. Az égbolt legfényesebb tárgyainak negatív látható nagysága: például a Naphoz m ⊙ = -26 m .5 . A leggyengébb tárgyak, amely a legnagyobb teleszkópok segítségével figyelhető meg, a legérzékenyebb sugárvevőkkel felszerelt, m =+25 m ÷+30 m. A Pogson-relációból az következik, hogy a Nap látszólagos fényessége megközelítőleg 10 22-szer nagyobb, mint a legnagyobb teleszkópok határáig elérhető csillagok fényessége.

A látszólagos magnitúdó skálát Hipparkhosz vezette be ( II V. IDŐSZÁMÍTÁSUNK ELŐTT.). A látszólagos m nagyság semmilyen kapcsolatban nem áll a láthatóval, sem a csillag tényleges méretével (átmérőjével). Ráadásul, két csillag látszólagos magnitúdójának összehasonlítása, semmit sem mondhatunk e csillagok valóságbeli különbségeiről. A csillagok átmérőjükben különböznek egymástól és, ennélfogva , felület kisugárzásával, felületi hőmérséklet szerint, végül , különböző távolságra lehet a megfigyelőtől. Hűvös törpe elhanyagolható sugárzási teljesítménnyel, hanem a Nap közelében található, ugyanolyan látszólagos fényerővel rendelkezhet, mint egy forró óriás, távol tőlünk nagy távolságra. Ez azt jelenti, azt a tudást távolságok a csillagok és alapvető fontosságú a csillagok tényleges fizikai paramétereinek becsléséhez és, ennélfogva , a fizikai folyamatok megértéséhez, történik a sztárok világában.

Nagyságrend

© A tudás hatalom

Ptolemaiosz és az Almageszt

Az első kísérletet a csillagok katalógusának összeállítására a fényességi fok elve alapján a nikaei Hipparkhosz görög csillagász tette a Kr. e. 2. században. Számos műve között (sajnos szinte mindegyik elveszett) megjelent "Sztárkatalógus", amely 850 csillag leírását tartalmazza koordináták és fényerő szerint osztályozva. A precesszió jelenségét is felfedező Hipparkhosz által gyűjtött adatok az alexandriai (Egyiptom) Claudius Ptolemaiosznak köszönhetően dolgozták ki és fejlesztették tovább a 2. században. HIRDETÉS Alapvető opust alkotott "Almagest" tizenhárom könyvben. Ptolemaiosz minden akkori csillagászati ismeretet összegyűjtött, osztályozott és hozzáférhető és érthető formában mutatta be. Az Almagest tartalmazta a csillagkatalógust is. Hipparkhosz négy évszázaddal ezelőtti megfigyelésein alapult. De Ptolemaiosz „csillagkatalógusa” már körülbelül ezerrel több csillagot tartalmazott.

Ptolemaiosz katalógusát egy évezredig szinte mindenhol használták. A csillagokat hat osztályba osztotta a fényesség mértéke szerint: a legfényesebbeket az első osztályba, a kevésbé fényeseket a másodikba és így tovább. A hatodik osztályba olyan csillagok tartoznak, amelyek szabad szemmel alig láthatók. Az „égitestek fényessége” vagy a „csillagmagasság” kifejezést ma is használják az égitestek fényességének mértékének meghatározására, nemcsak a csillagok, hanem a ködök, galaxisok és más égi jelenségek esetében is.

A csillag fényereje és vizuális nagysága

A csillagos égboltra nézve észreveheti, hogy a csillagok fényességük vagy látszólagos ragyogásuk változó. A legfényesebb csillagokat 1. magnitúdós csillagoknak nevezzük; azok a csillagok, amelyek fényessége 2,5-szer halványabb, mint az 1. magnitúdójú csillagok, 2. magnitúdóval rendelkeznek. Ezek közülük a 3. magnitúdójú csillagok közé tartoznak. amelyek 2,5-szer gyengébbek a 2. magnitúdójú csillagoknál stb. A szabad szemmel látható leghalványabb csillagok a 6. magnitúdójú csillagok közé tartoznak. Emlékeztetni kell arra, hogy a „csillagmagasság” elnevezés nem a csillagok méretét, hanem csak a látszólagos fényességét jelzi.

Összesen 20 legfényesebb csillag van az égen, amelyeket általában az első magnitúdójú csillagoknak mondanak. De ez nem jelenti azt, hogy ugyanolyan fényerővel rendelkeznek. Valójában egyesek valamivel fényesebbek az 1. magnitúdónál, mások valamivel halványabbak, és csak az egyikük pontosan 1. magnitúdójú csillag. Ugyanez vonatkozik a 2., 3. és az azt követő magnitúdójú csillagokra is. Ezért egy adott csillag fényességének pontosabb jelzésére használják tört mennyiségek. Így például azokat a csillagokat, amelyek fényességükben középen vannak az 1. és 2. magnitúdójú csillagok között, az 1,5 magnitúdóhoz tartozónak tekintjük. Vannak 1,6 magnitúdós csillagok; 2,3; 3,4; 5.5 stb. Az égen több különösen fényes csillag látható, amelyek fényességükben meghaladják az 1. magnitúdójú csillagok fényességét. Ezeknél a csillagoknál a nulla és negatív nagyságrendek. Így például az égbolt északi féltekéjének legfényesebb csillagának - Vega - magnitúdója 0,03 (0,04) magnitúdó, a legfényesebb csillag - Szíriusz - pedig mínusz 1,47 (1,46) magnitúdójú a déli féltekén. a legfényesebb a csillag Canopus(A Canopus a Carina csillagképben található. Mínusz 0,72-es látszólagos magnitúdójával a Canopus a legmagasabb fényerővel rendelkezik a Naptól számított 700 fényéven belül a csillagok közül. Összehasonlításképpen a Szíriusz csak 22-szer fényesebb a mi Napunknál, de sokkal közelebb van hozzánk, mint a Canopus. A Nap legközelebbi szomszédai közül sok csillag számára a Canopus a legfényesebb csillag az égen.)

Nagyságrend a modern tudományban

század közepén. angol csillagász Norman Pogson továbbfejlesztette a csillagok osztályozásának módszerét a fényesség elve alapján, amely Hipparkhosz és Ptolemaiosz óta létezett. Pogson figyelembe vette, hogy a két osztály fényereje közötti különbség 2,5 (például egy harmadik osztályú csillag fényereje 2,5-szer nagyobb, mint egy negyedik osztályú csillagé). Pogson bevezetett egy új skálát, amely szerint az első és a hatodik osztályba tartozó csillagok közötti különbség 100:1 (5 magnitúdós különbség a csillagok fényességében bekövetkező 100-szoros változásnak felel meg). Így az egyes osztályok között a fényerő különbsége nem 2,5, hanem 2,512-1.

Az angol csillagász által kidolgozott rendszer lehetővé tette a meglévő skála (hat osztályra osztás) megtartását, de maximális matematikai pontosságot adott neki. Először a Sarkcsillagot választották a csillagok magnitúdós rendszerének nullpontjának, magnitúdóját a Ptolemaioszi rendszer szerint 2,12-ben határozták meg. Később, amikor kiderült, hogy a Sarkcsillag változócsillag, az állandó karakterisztikával rendelkező csillagokat feltételesen hozzárendelték a nullapont szerepéhez. A technológia és a berendezések fejlődésével a tudósok nagyobb pontossággal tudták meghatározni a csillagok magnitúdóit: tized, később pedig századegységre.

A látszólagos csillagnagyságok közötti kapcsolatot a Pogson-képlet fejezi ki: m 2 -m 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .

Az L-nél nagyobb vizuális magnitúdójú csillagok n száma

L	n	L	n	L	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Relatív és abszolút nagyságrend

A csillagok magnitúdója, amelyet távcsőbe szerelt speciális műszerekkel (fotométerekkel) mérnek, azt jelzi, hogy egy csillagból mennyi fény jut el a földi megfigyelőhöz. A fény megteszi a távolságot a csillagtól hozzánk, és ennek megfelelően minél távolabb van a csillag, annál halványabbnak tűnik. Más szóval, az a tény, hogy a csillagok fényereje változó, még nem ad teljes körű információt a csillagról. Egy nagyon fényes csillag nagy fényerővel rendelkezhet, de nagyon távol lehet, és ezért nagyon nagy magnitúdója lehet. A csillagok fényességének összehasonlítására, függetlenül a Földtől való távolságuktól, bevezették a koncepciót "abszolút nagyságrend". Az abszolút magnitúdó meghatározásához ismernie kell a csillag távolságát. Az M abszolút magnitúdó egy csillag fényességét jellemzi a megfigyelőtől 10 parszek távolságra. (1 parszek = 3,26 fényév.). Az M abszolút magnitúdó, az m látszólagos magnitúdó és az R csillag távolsága közötti kapcsolat parszekben: M = m + 5 – 5 log R.

A viszonylag közeli, több tíz parszeket meg nem haladó távolságra lévő csillagok esetében a távolságot kétszáz éve ismert módon parallaxis határozza meg. Ebben az esetben a csillagok elhanyagolható szögelmozdulásait mérik, amikor a Föld keringésének különböző pontjairól, vagyis az év különböző időszakaiban figyelik őket. Még a legközelebbi csillagok parallaxisa is kisebb, mint 1". A parallaxis fogalma a csillagászat egyik alapegységének nevéhez fűződik - parszek. A parszek egy képzeletbeli csillag távolsága, amelynek éves parallaxisa egyenlő 1"

Kedves látogatók!

A munkája le van tiltva JavaScript. Kérjük, engedélyezze a szkripteket a böngészőjében, és megnyílik az oldal teljes funkcionalitása!

Folytassuk algebrai kirándulásunkat az égitestekhez. A csillagok fényességének értékelésére használt skálán az állócsillagokon kívül; találjon helyet magának és más világítótesteknek - bolygóknak, Napnak, Holdnak. Konkrétan a bolygók fényességéről fogunk beszélni; Itt jelezzük a Nap és a Hold magnitúdóját is. A Nap csillagmagasságát a mínusz 26,8, a telihold pedig mínusz 12,6 értékkel fejezi ki. Az olvasónak el kell gondolkodnia azon, hogy miért negatív mindkét szám, minden korábban elmondottak után világos. De talán megzavarja a Nap és a Hold magnitúdóinak nem kellően nagy különbsége: az első „csak kétszer akkora, mint a második”.

Ne felejtsük el azonban, hogy a nagyság megjelölése lényegében egy bizonyos logaritmus (2,5 alapján). És ahogy a számok összehasonlításakor lehetetlen elosztani logaritmusukat egymással, úgy a csillagok magnitúdóinak összehasonlításakor nincs értelme elosztani egy számot a másikkal. A következő számítás a helyes összehasonlítás eredményét mutatja.

Ha a Nap magnitúdója „mínusz 26,8”, akkor ez azt jelenti, hogy a Nap fényesebb, mint egy csillag első nagyságrendű

2527,8-szor. A Hold fényesebb, mint egy első magnitúdójú csillag

2513,6 alkalommal.

Ez azt jelenti, hogy a Nap fényessége nagyobb, mint a telihold fényessége

2,5 27,8 2,5 14,2-szer. 2,5 13,6

Ezt az értéket kiszámolva (logaritmustáblázatok segítségével) 447 000-et kapunk. Ez tehát a Nap és a Hold fényességének megfelelő aránya: a nappali fény tiszta időben 447 000-szer erősebben világítja meg a Földet, mint a telihold. felhőtlen éjszaka.

Tekintettel arra, hogy a Hold által kibocsátott hőmennyiség arányos az általa szórt fény mennyiségével - és ez valószínűleg közel áll az igazsághoz -, el kell ismernünk, hogy a Hold 447 000-szer kevesebb hőt küld nekünk, mint a Nap. Ismeretes, hogy a Föld légkörének határán minden négyzetcentiméter körülbelül 2 kis kalória hőt kap a Naptól percenként. Ez azt jelenti, hogy a Hold percenként legfeljebb 225 000-ed kis kalóriát küld a Föld 1 cm2-ére (azaz 1 g vizet 1 perc alatt 225 000 fokkal képes felmelegíteni). Ez azt mutatja, hogy mennyire alaptalanok minden olyan kísérlet, amely a föld időjárására gyakorolt hatást a holdfénynek tulajdonítaná2).

1) Az első és az utolsó negyedben a Hold magnitúdója mínusz 9.

2) Azt a kérdést, hogy a Hold képes-e befolyásolni az időjárást a gravitációján keresztül, a könyv végén tárgyaljuk (lásd „A Hold és az időjárás”).

Az a széles körben elterjedt hiedelem, hogy a felhők gyakran olvadnak a telihold sugarainak hatására, durva tévhit, ami azzal magyarázható, hogy a felhők éjszakai eltűnése (más okok miatt) csak holdfényben válik észrevehetővé.

Most hagyjuk el a Holdat, és számoljuk ki, hogy a Nap hányszor fényesebb, mint az egész égbolt legragyogóbb csillaga, a Szíriusz. Ugyanúgy érvelve, mint korábban, megkapjuk a ragyogásuk arányát:

2,5 27,8	2,5 25,2
2,52,6

azaz a Nap 10 milliárdszor fényesebb a Szíriusznál.

A következő számítás is nagyon érdekes: a telihold által adott megvilágítás hányszor nagyobb, mint a teljes megvilágítás csillagos égbolt, azaz az összes szabad szemmel látható csillag egy égi féltekén? Már kiszámoltuk, hogy az elsőtől a hatodik magnitúdóig terjedő csillagok együtt ragyognak, mint száz első magnitúdójú csillag. A probléma tehát abból adódik, hogy kiszámoljuk, hányszor fényesebb a Hold száz első magnitúdójú csillagnál.

Ez az arány egyenlő

2,5 13,6

100 2700.

Tehát tiszta hold nélküli éjszakán a telihold által sugárzott fénynek csak 2700-át kapjuk a telihold fényének, vagyis 1200 milliószor kevesebbet, mint amennyit a Nap ad egy felhőtlen napon.

Tegyük hozzá azt is, hogy a normál nemzetközi nagysága

A „gyertyák” 1 m távolságban egyenlő mínusz 14,2-vel, ami azt jelenti, hogy a megadott távolságban lévő gyertya 2,514,2-12,6-szor, azaz négyszer világít erősebben, mint a telihold.

Érdekes lehet azt is megjegyezni, hogy egy repülőgép jelzőfénye 2 milliárd gyertya erejével a Hold távolságából 4½ magnitúdós csillagként látható, azaz szabad szemmel is megkülönböztethető.

A csillagok és a Nap igazi ragyogása

A fényességre vonatkozó összes eddigi becslésünk csak a látszólagos fényességére vonatkozott. A megadott számok a világítótestek fényességét fejezik ki olyan távolságban, amelyen mindegyik ténylegesen található. De jól tudjuk, hogy a csillagok nincsenek egyformán távol tőlünk; A csillagok látható fényessége tehát mind a valódi fényességükről, mind a tőlünk való távolságukról árulkodik – helyesebben sem az egyikről, sem a másikról, amíg el nem választjuk a két tényezőt. Mindeközben fontos tudni, hogy milyen lenne a különböző csillagok összehasonlító fényessége vagy – ahogy mondani szokás – „fényessége”, ha azonos távolságra lennének tőlünk.

Ezzel a kérdéssel a csillagászok bevezetik a csillagok „abszolút” magnitúdójának fogalmát. Egy csillag abszolút magnitúdója az, amivel a csillag rendelkezne, ha tőlünk távolabb helyezkedne el.

álló 10 "parszek". A Parsec egy speciális hosszmérték, amelyet csillagtávolságra használnak; Eredetéről később külön szólunk, itt csak annyit mondunk, hogy egy parszek kb 30 800 000 000 000 km. Nem nehéz kiszámítani a csillag abszolút magnitúdóját, ha ismeri a csillag távolságát, és figyelembe veszi, hogy a fényességnek a távolság négyzetével arányosan kell csökkennie1).

Csupán két ilyen számítás eredményével ismertetjük meg az olvasót: a Szíriuszra és a Napunkra. A Szíriusz abszolút magnitúdója +1,3, a Napé +4,8. Ez azt jelenti, hogy 30 800 000 000 000 km-es távolságból a Szíriusz 1,3 magnitúdós csillagként világítana nekünk, a Napunk pedig 4,8 magnitúdójú, azaz gyengébb lenne, mint a Szíriusz

2,5 3,8 2,53,5 25 alkalommal,

2,50,3

bár a Nap látható ragyogása 10 000 000 000-szer nagyobb, mint a Szíriusz ragyogása.

Meggyőződésünk, hogy a Nap messze van az égbolt legfényesebb csillagától. Napunkat azonban ne tekintsük komplett törpenak a körülötte lévő csillagok között: fényereje még mindig átlagon felüli. A csillagstatisztika szerint a Napot 10 parszek távolságig körülvevő csillagok átlagos fényessége a kilencedik abszolút magnitúdójú csillagok. Mivel a Nap abszolút magnitúdója 4,8, fényesebb, mint a „szomszédos” csillagok átlaga.

2,58	2,54,2	50 alkalommal.
2,53,8

Bár 25-ször abszolút halványabb, mint a Szíriusz, a Nap még mindig 50-szer fényesebb, mint a körülötte lévő átlagos csillagok.

Az ismert legfényesebb csillag

A legnagyobb fényerővel egy nyolcadik magnitúdójú, szabad szemmel megközelíthetetlen csillag rendelkezik a Doradus csillagképben.

1) A számítás a következő képlettel végezhető el, amelynek eredete akkor válik világossá az olvasó számára, amikor egy kicsit később jobban megismeri a „parsec” és a „parallax” fogalmát:

Itt M a csillag abszolút magnitúdója, m a látszólagos magnitúdója, π a csillag parallaxisa

másodpercig. A szekvenciális transzformációk a következők: 2,5M = 2,5m 100π 2,

M lg 2,5 = m lg 2,5 + 2 + 2 lg π, 0,4 M = 0,4 m +2 + 2 lg π,

M = m + 5 + 5 log π .

A Sirius esetében például m = –1,6π = 0",38. Ezért az abszolút értéke

M = –l,6 + 5 + 5 log 0,38 = 1,3.

latin S betűvel. A Dorado csillagkép az égbolt déli féltekén található, féltekénk mérsékelt égövében nem látható. A szóban forgó csillag a szomszédos csillagrendszerünk, a Kis Magellán-felhő része, amelynek távolsága tőlünk a becslések szerint körülbelül 12 000-szer nagyobb, mint a Szíriusz távolsága. Ilyen nagy távolságban egy csillagnak abszolút kivételes fényerővel kell rendelkeznie ahhoz, hogy akár a nyolcadik magnitúdójú is megjelenjen. Az űrbe ugyanolyan mélyre dobott Szíriusz 17-es magnitúdójú csillagként ragyogna, vagyis a legerősebb távcsövön keresztül alig lenne látható.

Mi ennek a csodálatos csillagnak a fényessége? A számítás a következő eredményt adja: mínusz a nyolcadik érték. Ez azt jelenti, hogy csillagunk abszolút: 400 000-szer (körülbelül) fényesebb, mint a Nap! Ilyen kivételes fényességgel ez a csillag, ha a Szíriusz távolságára kerül, kilenc magnitúdóval fényesebbnek tűnne nála, azaz megközelítőleg a Hold fényessége lenne a negyedfázisban! Annak a csillagnak, amely a Szíriusz távolságából ilyen erős fénnyel áraszthatja el a Földet, tagadhatatlan joga van arra, hogy az általunk ismert legfényesebb csillagnak tekintsék.

A bolygók nagysága a földi és az idegen égbolton

Térjünk most vissza a mentális utazáshoz más bolygókra (amelyet az „Alien Skies” részben tettünk meg), és értékeljük pontosabban az ott ragyogó csillagok ragyogását. Mindenekelőtt a bolygók csillagmagasságait adjuk meg maximális fényességüknél a földi égbolton. Itt a jel.

A Föld egén:

Vénusz.............................		Szaturnusz..............................
Mars..................................		Uránusz..................................
Jupiter...........................		Neptun.............................
Higany......................

Végignézve azt látjuk, hogy a Vénusz közel két magnitúdóval fényesebb, mint a Jupiter, azaz 2,52 = 6,25-szer, a Szíriusz pedig 2,5-2,7 = 13-szor

(a Szíriusz magnitúdója 1,6). Ugyanabból a táblából jól látható, hogy a Szaturnusz halvány bolygója még mindig fényesebb, mint az összes állócsillag, kivéve a Szíriusz és a Canopus. Itt találunk magyarázatot arra, hogy a bolygók (Vénusz, Jupiter) időnként szabad szemmel láthatók, míg a csillagok nappali fényben szabad szemmel teljesen elérhetetlenek.

Ha megnézi a csillagos eget, azonnal észreveszi, hogy a csillagok erősen különböznek egymástól - egyesek nagyon fényesen ragyognak, könnyen észrevehetők, mások szabad szemmel nehezen megkülönböztethetők.

Már az ókori csillagász, Hipparkhosz is javasolta a csillagok fényességének megkülönböztetését. A csillagokat hat csoportra osztották: az elsőbe tartoznak a legfényesebbek - ezek az első nagyságú csillagok (rövidítve - 1 m, a latin magnitudo - magnitúdó), a gyengébb csillagok - a második magnitúdó (2 m) és így tovább a hatodik csoportig. - szabad szemmel alig látható csillagok. A csillag magnitúdója a csillag ragyogását jellemzi, vagyis azt a megvilágítást, amelyet a csillag teremt a Földön. Egy 1 méteres csillag ragyogása 100-szor nagyobb, mint egy 6 méteres csillagé.

Kezdetben a csillagok fényességét pontatlanul, szemmel határozták meg; később, az új optikai műszerek megjelenésével a fényerőt pontosabban kezdték meghatározni, és ismertté váltak a 6-nál nagyobb magnitúdójú, kevésbé fényes csillagok. (A legerősebb orosz teleszkóp - egy 6 méteres reflektor - lehetővé teszi a csillagok megfigyelését a 24. nagyságrend.)

A mérések pontosságának növekedésével és a fotoelektromos fotométerek megjelenésével a csillagok fényességének mérési pontossága nőtt. Elkezdték kijelölni a csillagok magnitúdóit törtszámok. A legfényesebb csillagok, valamint a bolygók magnitúdója nulla vagy akár negatív is. Például a Hold teliholdkor -12,5, a Nap magnitúdója -26,7.

1850-ben N. Posson angol csillagász levezette a képletet:

E1/E2=(5v100)m3-m1?2,512m2-m1

ahol E1 és E2 a Földön lévő csillagok által létrehozott megvilágítás, m1 és m2 pedig a magnitúdójuk. Más szavakkal, például egy első magnitúdójú csillag 2,5-szer fényesebb, mint egy második magnitúdójú, és 2,52 = 6,25-szer fényesebb, mint egy harmadik magnitúdójú csillag.

A magnitúdóérték azonban nem elegendő egy objektum fényességének jellemzésére, ehhez ismerni kell a csillag távolságát.

Egy tárgy távolsága meghatározható anélkül, hogy fizikailag elérnénk. Egy ismert szegmens (bázis) mindkét végéről meg kell mérni az irányt ehhez az objektumhoz, majd ki kell számítani a szakasz és a távoli objektum végei által alkotott háromszög méreteit. Ezt a módszert háromszögelésnek nevezik.

Minél nagyobb az alap, annál pontosabb a mérési eredmény. A csillagok távolsága olyan nagy, hogy az alap hosszának meg kell haladnia a földgömb méretét, különben a mérési hiba nagy lesz. Szerencsére a megfigyelő egy évig a Nap körül utazik a bolygóval, és ha több hónapos időközönként két megfigyelést végez ugyanarról a csillagról, akkor kiderül, hogy a Föld pályájának különböző pontjairól nézi – és ez már tisztességes alap . A csillag iránya megváltozik: kissé eltolódik a távolabbi csillagok hátteréhez képest. Ezt az elmozdulást parallaxisnak nevezzük, és azt a szöget, amellyel a csillag eltolódott az égi gömbön, parallaxisnak. Egy csillag éves parallaxisa az a szög, amelynél a Föld pályájának átlagos sugara látható volt róla, merőleges a csillag irányára.

A parallaxis fogalma a csillagászatban a távolság egyik alapegységének - parsec - nevéhez fűződik. Ez a távolság egy képzeletbeli csillagtól, amelynek éves parallaxisa pontosan 1" lenne. Bármely csillag éves parallaxisa egy egyszerű képlettel van összefüggésben a távolsággal:

ahol r a távolság parszekben, P az éves parallaxis másodpercben.

Most több ezer csillag távolságát határozták meg a parallaxis módszerrel.

Most, hogy ismeri a csillag távolságát, meghatározhatja annak fényességét - az általa ténylegesen kibocsátott energia mennyiségét. Abszolút nagysága jellemzi.

Az abszolút magnitúdó (M) az a magnitúdó, amely egy csillagnak 10 parszek (32,6 fényév) távolságra lenne a megfigyelőtől. A látszólagos nagyság és a csillag távolságának ismeretében megtalálhatja az abszolút nagyságát:

M=m + 5-5 * lg(r)

A Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri, egy apró halvány vörös törpe látszólagos magnitúdója m=-11,3, abszolút magnitúdója M=+15,7. A Földhöz való közelsége ellenére egy ilyen csillagot csak erős távcsővel lehet látni. A Wolf-katalógus szerint még halványabb 359. sz. csillag: m=13,5; M=16,6. A mi Napunk 50 000-szer fényesebben süt, mint a Wolf 359. A doradus csillagnak (a déli féltekén) csak a 8. látszólagos magnitúdója van, és szabad szemmel nem látható, de abszolút magnitúdója M = -10,6; milliószor fényesebb a Napnál. Ha ugyanolyan távolságra lenne tőlünk, mint a Proxima Centauri, fényesebben ragyogna, mint a Hold teliholdkor.

A Napnál M=4,9. 10 parszek távolságban a nap halvány csillagként lesz látható, szabad szemmel alig látható.

Nagyságrend

Mérettelen fizikai mennyiség, jellemző , amelyet egy égi objektum hozott létre a megfigyelő közelében. Szubjektíven a jelentése (y) vagy (y). Ebben az esetben az egyik forrás fényerejét egy másik, szabványnak vett forrás fényerejének összehasonlításával jelzi. Az ilyen szabványok általában speciálisan kiválasztott állócsillagként szolgálnak. A magnitúdót először az optikai csillagok látszólagos fényességének jelzőjeként vezették be, de később kiterjesztették más emissziós tartományokra is: , . A magnitúdóskála logaritmikus, akárcsak a decibel skála. A magnitúdó skálán az 5 egységnyi különbség a mért és a referenciaforrásból származó fényáramok 100-szoros különbségének felel meg. Így 1 magnitúdós eltérés 100 1/5 = 2,512-szeres fényáram aránynak felel meg. A nagyságrendet latin betűvel jelöli "m"(a latin magnitudo, magnitude szóból) felső dőlt index formájában a számtól jobbra. A magnitúdóskála iránya fordított, azaz. Minél magasabb az érték, annál gyengébb a tárgy fénye. Például egy 2. magnitúdójú csillag (2 m) 2,512-szer fényesebb, mint egy 3. magnitúdós csillag (3 m) és 2,512 x 2,512 = 6,310-szer fényesebb, mint egy 4. magnitúdós csillag (4 m).

Látszólagos nagyságrend (m; gyakran egyszerűen „nagyságnak” nevezik) a sugárzás fluxusát jelzi a megfigyelő közelében, azaz. egy égi forrás megfigyelt fényessége, amely nemcsak az objektum tényleges sugárzási teljesítményétől, hanem a hozzá való távolságtól is függ. A látható magnitúdók skálája Hipparkhosz csillagkatalógusából származik (Kr. e. 161 c. 126 előtt), amelyben először az összes szemmel látható csillagot 6 fényességi osztályba sorolták. Az Ursa Major's Dipper csillagainak magnitúdója körülbelül 2 m, Vega körülbelül 0 m. A különösen fényes lámpatestek negatív magnitúdóértékkel rendelkeznek: a Sirius körülbelül -1,5 m(azaz a belőle érkező fényáram 4-szer nagyobb, mint a Vegából), és a Vénusz fényereje egyes pillanatokban majdnem eléri a -5-öt m(azaz a fényáram majdnem 100-szor nagyobb, mint a Vegától). Hangsúlyozzuk, hogy a látszólagos nagyság szabad szemmel és távcsővel is mérhető; mind a spektrum látási tartományában, mind a többiben (fotó, UV, IR). Ebben az esetben a „visible” (angolul látszólagos) azt jelenti, hogy „megfigyelhető”, „látszó”, és nem kapcsolódik kifejezetten az emberi szemhez (lásd:).

Abszolút nagyságrend(M) azt jelzi, hogy mekkora látszólagos magnitúdója lenne a lámpatestnek, ha a távolság 10 lenne, és nem lenne jelen. Így az abszolút nagyság, ellentétben a láthatóval, lehetővé teszi az égi objektumok valós fényességeinek összehasonlítását (adott spektrális tartományban).

Ami a spektrális tartományokat illeti, sok csillagnagyságú rendszer létezik, amelyek egy adott mérési tartomány kiválasztásában különböznek egymástól. Ha szemmel (meztelenül vagy teleszkópon keresztül) megfigyeljük, akkor megmérjük vizuális nagyságrend(m v). Megmérik a csillag képe alapján, amelyet további szűrők nélkül kapnak egy szokásos fényképezőlapon fényképes nagyságrendű(mP). Mivel a fényképészeti emulzió érzékeny a kék sugarakra és érzéketlen a vörösre, a kék csillagok fényesebben jelennek meg a fényképezőlapon (mint amilyennek a szemnek látszik). Azonban fényképes lemez segítségével, ortokromatikus és sárga színt alkalmazva, az ún fotovizuális magnitúdóskála(m P v), ami gyakorlatilag egybeesik a vizuálisval. Egy forrás különböző spektrális tartományokban mért fényerejének összehasonlításával megtudható a színe, megbecsülhető a felszíni hőmérséklet (ha csillagról van szó) vagy (ha bolygóról van szó), meghatározható a csillagközi fényelnyelés mértéke és egyéb fontos jellemzőit. Ezért szabványosakat fejlesztettek ki, amelyeket elsősorban a fényszűrők kiválasztása határoz meg. A legnépszerűbb a háromszínű: ultraibolya (ultraibolya), kék (kék) és sárga (vizuális). Ugyanakkor a sárga tartomány nagyon közel áll a fotovizuálishoz (B m P v), a kék pedig a fényképészeti (B m P).