För blotta ögat med ett teleskop framträder stjärnhimlen som en spridning av lysande punkter, har olika ljusstyrka. Stjärnans skenbara ljusstyrka, eller snarare, den belysningen, som skapas av strålningen från en stjärna på mottagarens yta (till exempel, på ögats näthinna, på det känsliga lagret av den fotografiska plattan osv.. P . ), astronomer uppskattar med någon numerisk parameter, kallas skenbar magnitud m. Skalan av synliga magnituder är baserad på den experimentella Weber-Fechner-lagen: om E är belysningen av ett område, dE är förändringen i belysningen av detta område, och dP är förändringen i känslan av ljus, då är följande relation är giltig:

d P~d E/E (1)

de där. förändringen i visuell känsla beror inte bara på förändringen i belysningen, utan på förhållandet mellan förändringen i belysningen och belysningen. Weber-Fechner-lagen kan formuleras på följande sätt:

Om irritationen ökar i geometrisk progression, ändras känslan i aritmetisk progression.

Från (1) följer:

P ~ lgE. (2)

Relation (2) ligger till grund för sambandet med den fotometriska fysiska skalan för att bedöma belysningsstyrka, ljusstyrka och intensitet.

Ljusstyrkan ("briljans") för astronomiska objekt (både utsträckta och punktliknande) mäts på en "stjärnmagnitud"-skala. Termen "stjärnmagnitude" är en hyllning till bestrålning, d.v.s. Ju ljusare det observerade (punkt)objektet är, desto större ser det ut för betraktaren. Strängt taget är "bestrålning" avvikelsen av den observerade kroppens synliga dimensioner bortom gränserna för dess faktiska (vinkel) storlek.

Skenbar magnitud m är ett numeriskt uttryck för den visuella förnimmelsen när man observerar strålande astronomiska objekt. Sedan, i enlighet med Weber-Fechner-lagen (1):

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

Utövandet av astronomiska observationer har visat att förhållandet mellan m och lgE är linjärt, d.v.s.

m = a + b x IgE. (4)

Ögat är en relativ mottagare av strålning, dvs. den kan endast bedöma en källas fotometriska egenskaper i jämförelse med en annan strålningskälla. När vi sedan observerar två stjärnor har vi:

m 1 = a + b × lgE 1,

m 2 = a + b × lgE 2,

eller

Mi - m2 = b x (logEi - logE2) = b x log(Ei/E2). (5)

På 1800-talet Efter att ha studerat de möjliga värdena för koefficienten "b", föreslog Pogson att överväga b = -2,512. Uttryck (5) kan skrivas om som:

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

eller

log(Ei/E2) = 0,4 x (m2 - m1). (7)

Formel (7) är Pogsons formel.

Låt oss ta som belysningsenhet E belysningen från en stjärna vars skenbara magnitud m = 0 m. Sedan från (6) får vi kopplingen mellan E och m:

m = - 2,512 × logE. (8)

Skenbar storlekm är decimallogaritmen för belysningen E som skapas av ljuskällan vid observationspunkten på ett plan vinkelrätt mot strålningsriktningen, multiplicerat med -2,512.

Om E = 1, då från (4): a = m, dvs. a är den skenbara magnitudenheten för belysning.

Så, om det observerade ljuset skapar belysning E = vid strålningsmottagaren, då a = -14 m 18 (utan att ta hänsyn till atmosfären) eller a = -13 m 89 (med hänsyn till atmosfären, d.v.s. "extraatmosfärisk" belysningsenhetens värde).

Den skenbara magnitudskalan kalibreras enligt följande, Vad , om ljusstyrkan hos två stjärnor (belysningsstyrka, som skapas av dessa signaler vid strålningsmottagaren) skiljer sig med 2. 512 gånger, då skiljer sig deras skenbara magnituder med en, och den ljusare har ett mindre värde på m. Skenbara magnituder m kan vara negativa eller positiva, heltal eller bråk. De ljusaste objekten på himlen har en negativ skenbar magnitud: till exempel för solen m ⊙ = -26 m .5 . De svagaste föremålen, som kan observeras med de största teleskopen, utrustad med de känsligaste strålningsmottagarna, har m =+25 m ÷+30 m. Av Pogson-relationen följer det, att solens skenbara ljusstyrka är ungefär 10 22 gånger större än ljusstyrkan hos stjärnor som är tillgängliga till gränsen för de största teleskopen.

Den skenbara magnitudskalan introducerades av Hipparchus ( II V. FÖRE KRISTUS.). Den skenbara magnituden m är inte på något sätt relaterad till det synliga, inte heller med stjärnans faktiska storlek (diameter). Dessutom, jämföra två stjärnors skenbara magnituder, vi kan inte säga något om skillnaderna i verkligheten för dessa stjärnor. Stjärnor skiljer sig från varandra i diameter och, därav , genom att utstråla ytarea, genom yttemperatur, till sist , kan vara på olika avstånd från observatören. En cool dvärg med försumbar strålningskraft, men ligger nära solen, kan ha samma skenbara ljusstyrka, som en het jätte, långt ifrån oss på stort avstånd. Detta innebär , den kunskapen avstånd till stjärnor ochär av grundläggande betydelse för att uppskatta de faktiska fysiska parametrarna för stjärnor och, därav , att förstå fysiska processer, händer i stjärnornas värld.

Magnitud

© Kunskap är makt

Ptolemaios och Almagest

Det första försöket att sammanställa en katalog över stjärnor, baserad på principen om deras grad av ljusstyrka, gjordes av den grekiska astronomen Hipparchus från Nicaea på 200-talet f.Kr. Bland hans många verk (tyvärr är nästan alla förlorade) dök upp "Stjärnkatalog", som innehåller en beskrivning av 850 stjärnor klassificerade efter koordinater och ljusstyrka. Uppgifterna som samlades in av Hipparchus, som dessutom upptäckte fenomenet precession, utarbetades och vidareutvecklades tack vare Claudius Ptolemaios från Alexandria (Egypten) på 200-talet. AD Han skapade ett grundläggande opus "Almagest" i tretton böcker. Ptolemaios samlade all dåtidens astronomiska kunskap, klassificerade den och presenterade den i en tillgänglig och begriplig form. The Almagest inkluderade också Stjärnkatalogen. Den baserades på observationer som Hipparchus gjorde för fyra århundraden sedan. Men Ptolemaios "Star Catalog" innehöll redan ungefär tusen fler stjärnor.

Ptolemaios katalog användes nästan överallt i ett årtusende. Han delade in stjärnor i sex klasser efter graden av ljusstyrka: de ljusaste tilldelades den första klassen, de mindre ljusa - till den andra, och så vidare. Den sjätte klassen inkluderar stjärnor som knappt är synliga för blotta ögat. Termen "himlakropparnas ljusstyrka" eller "stjärnans magnitud" används fortfarande idag för att bestämma mått på briljans hos himlakroppar, inte bara stjärnor utan också nebulosor, galaxer och andra himlafenomen.

Stjärnans ljusstyrka och visuell magnitud

När du tittar på stjärnhimlen kan du märka att stjärnorna varierar i sin ljusstyrka eller i sin uppenbara briljans. De ljusaste stjärnorna kallas stjärnor i 1:a magnitud; de stjärnor som är 2,5 gånger svagare i ljusstyrka än stjärnor i 1:a magnituden har 2:a magnituden. De av dem klassificeras som stjärnor i tredje magnitud. som är 2,5 gånger svagare än stjärnor i 2:a magnituden osv. De svagaste stjärnorna som är synliga för blotta ögat klassificeras som stjärnor av 6:e magnituden. Man måste komma ihåg att namnet "stjärnans magnitud" inte indikerar storleken på stjärnorna, utan bara deras skenbara ljusstyrka.

Totalt finns det 20 av de ljusaste stjärnorna på himlen, som brukar sägas vara stjärnor av första magnituden. Men det betyder inte att de har samma ljusstyrka. Faktum är att vissa av dem är något ljusare än 1:a magnituden, andra är något svagare, och bara en av dem är en stjärna av exakt 1:a magnituden. Samma situation gäller för stjärnor av 2:a, 3:e och efterföljande magnituden. Därför, för att mer exakt indikera ljusstyrkan hos en viss stjärna, använder de bråktalsvärden. Så till exempel de stjärnor som i sin ljusstyrka ligger mitt mellan stjärnor av 1:a och 2:a magnituden anses tillhöra 1,5:e magnituden. Det finns stjärnor med magnituden 1,6; 2,3; 3,4; 5,5 osv. Flera särskilt ljusa stjärnor är synliga på himlen, som i sin briljans överstiger briljansen för stjärnor av 1:a magnituden. För dessa stjärnor, noll och negativa magnituder. Så till exempel har den ljusaste stjärnan på himlens norra halvklot - Vega - en magnitud på 0,03 (0,04) magnitud, och den ljusaste stjärnan - Sirius - har en magnitud på minus 1,47 (1,46) på södra halvklotet den ljusaste stjärnan är Canopus(Canopus ligger i stjärnbilden Carina. Med en skenbar magnitud på minus 0,72 har Canopus den högsta ljusstyrkan av någon stjärna inom 700 ljusår från solen. Som jämförelse är Sirius bara 22 gånger ljusare än vår sol, men det är mycket närmare oss än Canopus. För många stjärnor bland solens närmaste grannar är Canopus den ljusaste stjärnan på deras himmel.)

Storlek i modern vetenskap

I mitten av 1800-talet. engelsk astronom Norman Pogson förbättrade metoden för att klassificera stjärnor baserat på principen om ljusstyrka, som hade funnits sedan Hipparchus och Ptolemaios tider. Pogson tog hänsyn till att skillnaden i ljusstyrka mellan de två klasserna är 2,5 (till exempel är ljusstyrkan för en tredjeklassstjärna 2,5 gånger större än den för en fjärdeklassstjärna). Pogson introducerade en ny skala enligt vilken skillnaden mellan stjärnor i den första och sjätte klassen är 100 till 1 (en skillnad på 5 magnituder motsvarar en förändring av stjärnornas ljusstyrka med en faktor 100). Således är skillnaden i termer av ljusstyrka mellan varje klass inte 2,5, utan 2,512 till 1.

Systemet som utvecklats av den engelske astronomen gjorde det möjligt att behålla den befintliga skalan (indelning i sex klasser), men gav den maximal matematisk noggrannhet. Först valdes Polarstjärnan som nollpunkt för systemet med stjärnstorlekar; dess magnitud, i enlighet med det ptolemaiska systemet, bestämdes till 2,12. Senare, när det blev klart att Nordstjärnan är en variabel stjärna, tilldelades stjärnor med konstanta egenskaper villkorligt rollen som nollpunkten. När tekniken och utrustningen förbättrades kunde forskare bestämma stjärnstorlekar med större noggrannhet: till tiondelar och senare till hundradelar av enheter.

Förhållandet mellan skenbara stjärnstorlekar uttrycks av Pogsons formel: m 2 -m 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .

Antal n stjärnor med en visuell magnitud större än L

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

Relativ och absolut magnitud

Stjärnans magnitud, mätt med speciella instrument monterade i ett teleskop (fotometrar), indikerar hur mycket ljus från en stjärna som når en observatör på jorden. Ljus färdas avståndet från stjärnan till oss, och följaktligen, ju längre bort stjärnan är, desto svagare verkar den. Det faktum att stjärnor varierar i ljusstyrka ger med andra ord ännu inte fullständig information om stjärnan. En mycket ljus stjärna kan ha stor ljusstyrka, men vara väldigt långt borta och därför ha en mycket stor magnitud. För att jämföra stjärnornas ljusstyrka, oavsett deras avstånd från jorden, introducerades konceptet "absolut magnitud". För att bestämma den absoluta magnituden måste du veta avståndet till stjärnan. Den absoluta magnituden M kännetecknar ljusstyrkan hos en stjärna på ett avstånd av 10 parsec från observatören. (1 parsec = 3,26 ljusår.). Förhållandet mellan absolut magnitud M, skenbar magnitud m och avstånd till stjärnan R i parsec: M = m + 5 – 5 log R.

För relativt nära stjärnor, långt borta på ett avstånd som inte överstiger flera tiotals parsecs, bestäms avståndet av parallax på ett sätt som har varit känt i tvåhundra år. I det här fallet mäts försumbara vinkelförskjutningar av stjärnor när de observeras från olika punkter i jordens omloppsbana, det vill säga vid olika tider på året. Parallaxerna för även de närmaste stjärnorna är mindre än 1". Begreppet parallax är förknippat med namnet på en av grundenheterna inom astronomi - parsec. Parsec är avståndet till en imaginär stjärna, vars årliga parallax är lika med 1".

Kära besökare!

Ditt arbete är inaktiverat JavaScript. Vänligen aktivera skript i din webbläsare, så kommer webbplatsens fulla funktionalitet att öppnas för dig!

Låt oss fortsätta vår algebraiska utflykt till de himmelska kropparna. I den skala som används för att bedöma stjärnors ljusstyrka kan de förutom fixstjärnor; hitta en plats för dig själv och andra armaturer - planeter, solen, månen. Vi kommer att prata specifikt om planeternas ljusstyrka; Här anger vi också solens och månens storlek. Solens stjärnstorlek uttrycks med talet minus 26,8 och full1) månen - minus 12,6. Varför båda siffrorna är negativa bör läsaren tycka är tydligt efter allt som sagts tidigare. Men kanske kommer han att bli förbryllad över den otillräckligt stora skillnaden mellan solens och månens storlek: den första är "bara dubbelt så stor som den andra."

Låt oss dock inte glömma att beteckningen magnitud i huvudsak är en viss logaritm (baserad på 2,5). Och precis som det är omöjligt att, när man jämför tal, dividera deras logaritmer med varandra, är det meningslöst, när man jämför stjärnstorlekar, att dividera ett tal med ett annat. Följande beräkning visar resultatet av en korrekt jämförelse.

Om solens magnitud är "minus 26,8" betyder det att solen är ljusare än en stjärna av den första magnituden

2.527,8 gånger. Månen är ljusare än en stjärna av första magnituden

2.513,6 gånger.

Det betyder att solens ljusstyrka är större än fullmånens ljusstyrka vid

2,5 27,8 2,5 14,2 gånger. 2,5 13,6

Efter att ha beräknat detta värde (med logaritmtabeller) får vi 447 000. Detta är därför det korrekta förhållandet mellan solens och månens ljusstyrkor: dagsljuset i klart väder lyser upp jorden 447 000 gånger starkare än fullmånen på en molnfri natt.

Med tanke på att mängden värme som sänds ut av Månen är proportionell mot mängden ljus den sprider – och detta är förmodligen nära sanningen – måste vi erkänna att Månen sänder oss 447 000 gånger mindre värme än solen. Det är känt att varje kvadratcentimeter vid gränsen till jordens atmosfär får från solen cirka 2 små kalorier värme per minut. Det betyder att månen inte skickar mer än 225 000:e av en liten kalori till 1 cm2 av jorden varje minut (det vill säga den kan värma 1 g vatten på 1 minut med 225 000:e grad). Detta visar hur ogrundade alla försök att tillskriva månskenet någon påverkan på jordens väder är2).

1) Under de första och sista kvartalen är månens magnitud minus 9.

2) Frågan om månen kan påverka vädret genom sin gravitation kommer att diskuteras i slutet av boken (se "Månen och vädret").

Den utbredda uppfattningen att moln ofta smälter under påverkan av fullmånens strålar är en grov missuppfattning, förklarad av det faktum att försvinnandet av moln på natten (på grund av andra skäl) blir märkbart endast under månsken.

Låt oss nu lämna månen och beräkna hur många gånger solen är ljusare än den mest lysande stjärnan på hela himlen - Sirius. Genom att resonera på samma sätt som tidigare får vi förhållandet mellan deras briljans:

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

d.v.s. Solen är 10 miljarder gånger ljusare än Sirius.

Följande beräkning är också mycket intressant: hur många gånger är belysningen från fullmånen starkare än den totala belysningen av hela stjärnhimlen, det vill säga alla stjärnor som är synliga för blotta ögat på en himmelshalva? Vi har redan beräknat att stjärnor från den första till den sjätte magnituden, inklusive, lyser tillsammans så mycket som hundra stjärnor av den första magnituden. Problemet handlar därför om att beräkna hur många gånger månen är ljusare än hundra stjärnor av den första magnituden.

Detta förhållande är lika

2,5 13,6

100 2700.

Så, på en klar månlös natt får vi från stjärnhimlen bara 2700:e av ljuset som fullmånen sänder, och 2700x447 000, det vill säga 1200 miljoner gånger mindre än vad solen ger på en molnfri dag.

Låt oss också tillägga att storleken på den normala internationella

"ljus" på ett avstånd av 1 m är lika med minus 14,2, vilket betyder att ett ljus på det angivna avståndet lyser starkare än fullmånen med 2,514,2-12,6, dvs fyra gånger.

Det kan också vara intressant att notera att strålkastaren från en flygplansfyr med en styrka på 2 miljarder ljus skulle vara synlig från månens avstånd som en stjärna med 4½:e magnitud, d.v.s. kunde urskiljas med blotta ögat.

Stjärnornas och solens sanna briljans

Alla glansuppskattningar vi har gjort hittills har endast hänvisat till deras skenbara ljusstyrka. De givna siffrorna uttrycker ljusstyrkan hos armaturerna på de avstånd där var och en av dem faktiskt är placerad. Men vi vet väl att stjärnorna inte är lika långt från oss; Stjärnornas synliga ljusstyrka berättar därför både om deras verkliga ljusstyrka och om deras avstånd från oss – eller snarare, om varken den ena eller den andra, förrän vi separerar båda faktorerna. Under tiden är det viktigt att veta vad den jämförande ljusstyrkan eller, som de säger, "ljusstyrkan" för olika stjärnor skulle vara om de var på samma avstånd från oss.

Genom att ställa frågan på detta sätt introducerar astronomer begreppet stjärnors "absoluta" magnitud. En stjärnas absoluta magnitud är den som stjärnan skulle ha om den befann sig på avstånd från oss.

stående 10 "parsecs". Parsec är ett speciellt längdmått som används för stjärnavstånd; Vi kommer att prata om dess ursprung separat senare, här kommer vi bara att säga att en parsec är cirka 30 800 000 000 000 km. Det är inte svårt att beräkna stjärnans absoluta magnitud om man känner till stjärnans avstånd och tar hänsyn till att ljusstyrkan ska minska i proportion till avståndets kvadrat1).

Vi kommer att introducera läsaren för resultaten av endast två sådana beräkningar: för Sirius och för vår sol. Sirius absoluta magnitud är +1,3, solen är +4,8. Detta betyder att från ett avstånd av 30 800 000 000 000 km skulle Sirius lysa för oss som en stjärna med 1,3 magnitud, och vår sol skulle vara 4,8 magnitud, dvs. svagare än Sirius i

2,5 3,8 2,53,5 25 gånger,

2,50,3

även om solens synliga briljans är 10 000 000 000 gånger större än Sirius briljans.

Vi är övertygade om att solen är långt ifrån den ljusaste stjärnan på himlen. Vi bör dock inte betrakta vår sol som en fullständig pygmé bland stjärnorna runt den: dess ljusstyrka är fortfarande över genomsnittet. Enligt stjärnstatistik är medelljusstyrkan för stjärnor som omger solen upp till ett avstånd på 10 parsec stjärnor av den nionde absoluta magnituden. Eftersom solens absoluta magnitud är 4,8 är den ljusare än genomsnittet för "grannstjärnorna", i

	2,58	2,54,2	50 gånger.
	2,53,8

Även om solen är 25 gånger absolut svagare än Sirius, är solen fortfarande 50 gånger ljusare än de genomsnittliga stjärnorna runt den.

Den ljusaste stjärnan som är känd

Den högsta ljusstyrkan innehas av en stjärna med åttonde magnituden otillgänglig för blotta ögat i stjärnbilden Doradus, betecknad

1) Beräkningen kan utföras med följande formel, vars ursprung kommer att bli tydligt för läsaren när han lite senare blir mer bekant med "parsec" och "parallax":

Här är M stjärnans absoluta magnitud, m är dess skenbara magnitud, π är stjärnans parallax i

sekunder. Konsekutiva transformationer är som följer: 2,5M = 2,5m 100π 2,

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

M = m + 5 + 5 log π.

För Sirius, till exempel, m = –1,6π = 0",38. Därför dess absoluta värde

M = –1,6 + 5 + 5 log 0,38 = 1,3.

med den latinska bokstaven S. Stjärnbilden Dorado ligger på himlens södra halvklot och är inte synlig i vår hemisfärs tempererade zon. Stjärnan i fråga är en del av vårt närliggande stjärnsystem, det lilla magellanska molnet, vars avstånd från oss uppskattas vara cirka 12 000 gånger större än avståndet till Sirius. På så långt avstånd måste en stjärna ha en helt exceptionell ljusstyrka för att uppträda även av den åttonde magnituden. Sirius, som kastades lika djupt ut i rymden, skulle lysa som en stjärna med 17:e magnitud, det vill säga den skulle knappt vara synlig genom det kraftfullaste teleskopet.

Vilken ljusstyrka har denna underbara stjärna? Beräkningen ger följande resultat: minus det åttonde värdet. Det betyder att vår stjärna är absolut: 400 000 gånger (ungefär) ljusare än solen! Med en sådan exceptionell ljusstyrka skulle denna stjärna, om den placerades på avståndet från Sirius, verka nio magnituder ljusare än den, d.v.s. skulle ha ungefär samma ljusstyrka som månen i kvartsfasen! En stjärna som från Sirius avstånd kunde översvämma jorden med så starkt ljus har en obestridlig rätt att betraktas som den ljusaste stjärnan vi känner till.

Storleken på planeterna på den jordiska och främmande himlen

Låt oss nu återgå till den mentala resan till andra planeter (som vi gjorde i avsnittet "Alien Skies") och mer exakt utvärdera briljansen hos stjärnorna som lyser där. Först och främst indikerar vi planeternas stjärnstorlekar vid deras maximala ljusstyrka på jordens himmel. Här är skylten.

På jordens himmel:

Venus ...................................		Saturnus ...................................
Mars ...................................		Uranus ...................................
Jupiter...........................		Neptunus ...................................
Kvicksilver...................

När vi tittar igenom den ser vi att Venus är ljusare än Jupiter med nästan två magnituder, dvs 2,52 = 6,25 gånger och Sirius 2,5-2,7 = 13 gånger

(Sirius magnitud är 1,6). Från samma tavla framgår det tydligt att den svaga planeten Saturnus fortfarande är ljusare än alla fixstjärnor utom Sirius och Canopus. Här finner vi en förklaring till att planeterna (Venus, Jupiter) ibland är synliga för blotta ögat under dagen, medan stjärnor i dagsljus är helt otillgängliga för blotta ögat.

Om du tittar på stjärnhimlen märker du direkt att stjärnorna skiljer sig skarpt i sin ljusstyrka - vissa lyser väldigt starkt, de är lätta att märka, andra är svåra att urskilja med blotta ögat.

Till och med den forntida astronomen Hipparchus föreslog att man skulle särskilja stjärnornas ljusstyrka. Stjärnorna delades in i sex grupper: den första inkluderar de ljusaste - dessa är stjärnor av den första magnituden (förkortad - 1m, från latinets magnitudo - magnitud), svagare stjärnor - den andra magnituden (2m) och så vidare till den sjätte gruppen - knappt synliga för blotta ögat stjärnor. Stjärnans magnitud kännetecknar en stjärnas briljans, det vill säga den belysning som stjärnan skapar på jorden. Briljansen hos en 1 m stjärna är 100 gånger större än briljansen hos en 6 m stjärna.

Till en början bestämdes stjärnornas ljusstyrka felaktigt, med ögat; senare, med tillkomsten av nya optiska instrument, började ljusstyrkan bestämmas mer exakt och mindre ljusstarka stjärnor med magnituder större än 6. (Det mest kraftfulla ryska teleskopet - en 6-meters reflektor - låter dig observera stjärnor upp till 24:e magnitud.)

Med ökande mätnoggrannhet och tillkomsten av fotoelektriska fotometrar ökade noggrannheten för att mäta stjärnornas ljusstyrka. Stjärnstorlekar började betecknas med bråktal. De ljusaste stjärnorna, såväl som planeter, har noll eller till och med negativ magnitud. Till exempel har månen vid fullmåne en magnitud på -12,5 och solen har en magnitud på -26,7.

År 1850 härledde den engelske astronomen N. Posson formeln:

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

där E1 och E2 är ljusstyrkorna som skapas av stjärnor på jorden, och m1 och m2 är deras magnituder. Med andra ord, en stjärna, till exempel, av den första magnituden är 2,5 gånger ljusare än en stjärna av den andra magnituden och 2,52 = 6,25 gånger ljusare än en stjärna av den tredje magnituden.

Storleksvärdet är dock inte tillräckligt för att karakterisera ett objekts ljusstyrka, för detta är det nödvändigt att veta avståndet till stjärnan.

Avståndet till ett föremål kan bestämmas utan att fysiskt nå det. Du måste mäta riktningen mot detta objekt från båda ändarna av ett känt segment (bas), och sedan beräkna dimensionerna på triangeln som bildas av ändarna på segmentet och det avlägsna objektet. Denna metod kallas triangulering.

Ju större underlag desto mer exakt mätresultat. Avstånden till stjärnorna är så stora att längden på basen måste överstiga jordklotet, annars blir mätfelet stort. Lyckligtvis reser observatören med planeten runt solen i ett år, och om han gör två observationer av samma stjärna med ett intervall på flera månader visar det sig att han ser den från olika punkter i jordens omloppsbana - och detta är redan en anständig grund. Riktningen mot stjärnan kommer att ändras: den kommer att förskjutas något mot bakgrunden av mer avlägsna stjärnor. Denna förskjutning kallas parallax, och vinkeln med vilken stjärnan har förskjutits på himlasfären kallas parallax. En stjärnas årliga parallax är den vinkel vid vilken den genomsnittliga radien för jordens omloppsbana var synlig från den, vinkelrätt mot stjärnans riktning.

Begreppet parallax är förknippat med namnet på en av de grundläggande avståndsenheterna inom astronomi - parsec. Detta är avståndet till en imaginär stjärna vars årliga parallax skulle vara exakt 1". Den årliga parallaxen för varje stjärna är relaterad till avståndet till den med en enkel formel:

där r är avståndet i parsec, P är den årliga parallaxen i sekunder.

Nu har avstånden till många tusen stjärnor bestämts med hjälp av parallaxmetoden.

Nu, genom att veta avståndet till stjärnan, kan du bestämma dess ljusstyrka - mängden energi som den faktiskt avger. Den kännetecknas av sin absoluta storlek.

Absolut magnitud (M) är den magnitud som en stjärna skulle ha på ett avstånd av 10 parsecs (32,6 ljusår) från en observatör. Genom att känna till den skenbara magnituden och avståndet till stjärnan kan du hitta dess absoluta magnitud:

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

Den stjärna som ligger närmast solen, Proxima Centauri, en liten svag röd dvärg, har en skenbar magnitud på m=-11,3 och en absolut magnitud på M=+15,7. Trots sin närhet till jorden kan en sådan stjärna bara ses med ett kraftfullt teleskop. Ännu svagare stjärna nr 359 enligt Wolf-katalogen: m=13,5; M=16,6. Vår sol lyser 50 000 gånger starkare än Wolf 359. Stjärnan doradus (på södra halvklotet) har bara den 8:e skenbara magnituden och är inte synlig för blotta ögat, men dess absoluta magnitud är M = -10,6; den är en miljon gånger ljusare än solen. Om den var på samma avstånd från oss som Proxima Centauri skulle den lysa starkare än månen vid fullmåne.

För solen M=4,9. På ett avstånd av 10 parsecs kommer solen att vara synlig som en svag stjärna, knappt synlig för blotta ögat.

Magnitud

En dimensionslös fysisk kvantitet som kännetecknar , skapad av ett himlaobjekt nära betraktaren. Subjektivt uppfattas dess betydelse som (y) eller (y). I det här fallet indikeras ljusstyrkan för en källa genom att jämföra den med ljusstyrkan för en annan, taget som standard. Sådana standarder fungerar vanligtvis som speciellt utvalda fixstjärnor. Magnitude introducerades först som en indikator på den skenbara ljusstyrkan hos optiska stjärnor, men utökades senare till andra emissionsområden: , . Storleksskalan är logaritmisk, liksom decibelskalan. På magnitudskalan motsvarar en skillnad på 5 enheter en 100-faldig skillnad i ljusflödet från de uppmätta och referenskällorna. Således motsvarar en skillnad på 1 magnitud ett ljusflödesförhållande på 100 1/5 = 2,512 gånger. Betecknar magnitud med en latinsk bokstav "m"(av latin magnitudo, magnitud) i form av ett övre kursivt index till höger om talet. Storleksskalans riktning är omvänd, d.v.s. Ju högre värde, desto svagare är objektets glans. Till exempel, en stjärna av 2:a magnituden (2 m) är 2,512 gånger ljusare än en stjärna med tredje magnituden (3 m) och 2,512 x 2,512 = 6,310 gånger ljusare än en stjärna med fjärde magnituden (4 m).

Skenbar storlek (m; ofta kallad "magnitude") indikerar strålningsflödet nära observatören, dvs. den observerade ljusstyrkan hos en himmelsk källa, som inte bara beror på objektets faktiska strålningskraft utan också på avståndet till det. Skalan av synliga magnituder går tillbaka till Hipparchus stjärnkatalog (före 161 c. 126 f.Kr.), där alla stjärnor som var synliga för ögat först delades in i 6 ljusstyrkeklasser. Stjärnorna i Ursa Major's Dipper har en magnitud på cirka 2 m, Vega har ungefär 0 m. Speciellt ljusa armaturer har ett negativt magnitudvärde: Sirius har cirka -1,5 m(dvs ljusflödet från den är 4 gånger större än från Vega), och Venus ljusstyrka når i vissa ögonblick nästan -5 m(dvs ljusflödet är nästan 100 gånger större än från Vega). Vi betonar att den skenbara magnituden kan mätas både med blotta ögat och med ett teleskop; både i spektrumets visuella omfång och i andra (fotografiska, UV, IR). I det här fallet betyder "synlig" (engelska apparent) "observerbar", "uppenbar" och är inte specifikt relaterad till det mänskliga ögat (se:).

Absolut magnitud(M) indikerar vilken skenbar magnitud armaturen skulle ha om avståndet till det var 10 och frånvarande. Således tillåter den absoluta magnituden, i motsats till den synliga, en att jämföra de sanna ljusstyrkorna hos himlaobjekt (i ett givet spektralområde).

När det gäller spektralområden finns det många system av stjärnstorlekar som skiljer sig åt i valet av ett specifikt mätområde. När det observeras med ögat (nakna eller genom ett teleskop), mäts det visuell magnitud(m v). Baserat på bilden av en stjärna på en vanlig fotografisk platta, erhållen utan ytterligare filter, mäts den fotografisk magnitud(mP). Eftersom den fotografiska emulsionen är känslig för blå strålar och okänslig för röda, verkar blå stjärnor ljusare på den fotografiska plattan (än det ser ut för ögat). Men med hjälp av en fotografisk platta, med hjälp av ortokromatisk och gul, den så kallade fotovisuell magnitudskala(m P v), som praktiskt taget sammanfaller med den visuella. Genom att jämföra ljusstyrkan hos en källa uppmätt i olika spektralområden kan man ta reda på dess färg, uppskatta yttemperaturen (om det är en stjärna) eller (om det är en planet), bestämma graden av interstellär absorption av ljus och annat viktiga egenskaper. Därför har standardutvecklats, främst bestämt av valet av ljusfilter. Den mest populära är trefärgad: ultraviolett (Ultraviolett), blå (blå) och gul (visuell). Samtidigt är det gula området mycket nära det fotovisuella (B m P v), och blå - till fotografisk (B m P).

Liknande artiklar