Atsižvelgiant į tai, kad skirtumas yra saulės dydžiui. Didumo skalė. Akivaizdūs kai kurių objektų dydžiai

Įvairių dangaus objektų nevienodas ryškumas (arba spindesys) tikriausiai yra pirmas dalykas, kurį žmogus pastebi stebėdamas; todėl seniai dėl to iškilo poreikis įvesti patogią reikšmę, kuri leistų klasifikuoti šviestuvus pagal ryškumą.

Istorija

Pirmą kartą tokia vertė mano pastebėjimams plika akimi naudojo senovės graikų astronomas, pirmojo Europos žvaigždžių katalogo autorius Hiparchas. Jis suskirstė visas savo kataloge esančias žvaigždes pagal ryškumą, ryškiausias priskirdamas 1-ojo dydžio, o silpniausias – 6-ojo dydžio žvaigždes. Ši sistema įsitvirtino vidurys - 19 d- amžiuje buvo patobulinta iki jo moderni išvaizda Anglų astronomas Normanas Pogsonas.

Taigi, mes gavome bematį fizikinį dydį, logaritmiškai susijusį su šviestuvų sukuriamu apšvietimu (faktinis žvaigždžių dydis):

m1-m2 = -2,5*lg(L1/L2)

kur m1 ir m2 yra šviestuvų dydžiai, o L1 ir L2 yra šių objektų sukurtas apšvietimas liuksais (lx yra SI apšvietimo vienetas). Jei kairėje šios lygties pusėje pakeisite reikšmę m1-m2 = 5, atlikę paprastą skaičiavimą pamatysite, kad šiuo atveju apšvietimas yra koreliuojamas kaip 1/100, todėl ryškumo skirtumas yra 5 dydžiai atitinka apšvietimo skirtumą nuo objektų 100 kartų.

Tęsdami šios problemos sprendimą, išgauname 5-ąją šaknį iš 100 ir gauname apšvietimo pokytį, kurio ryškumo skirtumas yra vieno dydžio, apšvietimo pokytis bus 2,512 karto.

Tai yra visas pagrindinis matematinis aparatas, reikalingas orientuotis tam tikroje ryškumo skalėje.

Didumo skalė

Įdiegus šią sistemą, taip pat reikėjo nustatyti dydžių skalės atskaitos tašką. Šiuo tikslu žvaigždės Vega (alpha Lyrae) ryškumas iš pradžių buvo paimtas kaip nulis (0 m). Šiuo metu daugiausia tiksli pradžia Atskaitos taškas yra žvaigždės, kuri yra 0,03 m ryškesnė nei Vega, spindesys. Tačiau akis tokio skirtumo nepastebės, todėl vizualiniams stebėjimams nulinį dydį atitinkantį ryškumą vis tiek galima paimti kaip Vega.

Kitas svarbus dalykas, kurį reikia atsiminti dėl šios skalės, yra tai, kad kuo mažesnis dydis, tuo objektas šviesesnis. Pavyzdžiui, ta pati „Vega“ su savo +0,03 m dydžiu bus beveik 100 kartų ryškesnė už žvaigždę, kurios dydis yra +5 m. Jupiteris, kurio didžiausias ryškumas yra -2,94 m, bus ryškesnis nei Vega:

2,94–0,03 = -2,5*lg (L1 / L2)
L1/L2 = 15,42 karto

Šią problemą galite išspręsti kitu būdu - tiesiog padidindami 2,512 iki galios, lygios objektų dydžių skirtumui:

2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

Didumo klasifikacija

Dabar, pagaliau susidoroję su technine įranga, panagrinėkime astronomijoje naudojamų žvaigždžių dydžių klasifikaciją.

Pirmoji klasifikacija pagrįsta spinduliuotės imtuvo spektriniu jautrumu. Šiuo atžvilgiu žvaigždžių dydis gali būti: vizualinis (į ryškumą atsižvelgiama tik akiai matomo spektro diapazone); bolometrinis (į ryškumą atsižvelgiama visame spektro diapazone, ne tik matomos šviesos, bet ir ultravioletinių, infraraudonųjų ir kitų spektrų derinys); fotografinis (ryškumas atsižvelgiant į jautrumą fotoelementų spektrui).

Tai taip pat apima žvaigždžių dydžius tam tikroje spektro dalyje (pavyzdžiui, mėlynos, geltonos, raudonos ar ultravioletinės spinduliuotės diapazone).

Atitinkamai, vizualinis dydis skirtas įvertinti šviestuvų ryškumą vizualinių stebėjimų metu; bolometrinis – įvertinti bendrą visos žvaigždės spinduliuotės srautą; ir fotografiniai bei siaurajuosčiai kiekiai – šviestuvų spalviniams rodikliams įvertinti bet kurioje fotometrinėje sistemoje.

Tariami ir absoliutūs dydžiai

Antrasis žvaigždžių dydžių klasifikavimo tipas yra pagrįstas priklausomų fizinių parametrų skaičiumi. Šiuo atžvilgiu žvaigždžių dydis gali būti matomas ir absoliutus. Tariamasis dydis yra objekto ryškumas, kurį akis (ar kitas spinduliuotės imtuvas) suvokia tiesiogiai iš dabartinės padėties erdvėje.

Šis ryškumas priklauso nuo dviejų parametrų iš karto – žvaigždės spinduliavimo galios ir atstumo iki jos. Absoliutus dydis priklauso tik nuo spinduliuotės galios ir nepriklauso nuo atstumo iki objekto, nes manoma, kad pastarasis yra bendras tam tikrai objektų klasei.

Absoliutus žvaigždžių dydis apibrėžiamas kaip jų regimasis dydis, jei atstumas iki žvaigždės būtų 10 parsekų (32 616 šviesmečių). Absoliutus objektų dydis saulės sistema apibrėžiamas kaip jų tariamasis dydis, jei jie būtų 1 AU atstumu. nuo Saulės ir stebėtojui rodytų visą jos fazę, o pats stebėtojas taip pat būtų ties 1 AU. (149,6 mln. km) nuo objekto (t. y. Saulės centre).

Absoliutus meteorų dydis apibrėžiamas kaip jų tariamasis dydis, jei jie būtų 100 km atstumu nuo stebėtojo ir zenito taške.

Dydžių taikymas

Šios klasifikacijos gali būti naudojamos kartu. Pavyzdžiui, absoliutus Saulės vizualinis dydis yra M(v) = +4,83. o absoliutus bolometrinis M(bol) = +4,75, nes Saulė šviečia ne tik matomame spektro diapazone. Priklausomai nuo žvaigždės fotosferos (matomo paviršiaus) temperatūros, taip pat nuo jos šviesumo klasės (pagrindinė seka, milžinas, supermilžinas ir kt.).

Yra skirtumų tarp vizualinių ir bolometrinių absoliučių žvaigždės dydžių. Pavyzdžiui, karštos žvaigždės (B ir O spektrinės klasės) daugiausia šviečia ultravioletiniame diapazone, kuris akiai nematomas. Taigi jų bolometrinis spindesys yra daug stipresnis nei vizualinis. Tas pats pasakytina apie vėsias žvaigždes (spektrinės klasės K ir M), kurios šviečia daugiausia infraraudonųjų spindulių diapazone.

Galingiausių žvaigždžių (hipergiantų ir Wolf-Rayet žvaigždžių) absoliutus vizualinis dydis yra -8, -9. Absoliutus bolometrinis rodiklis gali siekti -11, -12 (tai atitinka tariamą Mėnulio pilnaties dydį).

Spinduliuotės galia (šviesumas) yra milijonus kartų didesnė už Saulės spinduliavimo galią. Tariamas vizualinis Saulės dydis iš Žemės orbitos yra -26,74 m; Neptūno orbitos srityje bus -19,36 m. Ryškiausios žvaigždės Sirijaus regimasis dydis yra -1,5 m, o absoliutus šios žvaigždės vizualinis dydis yra +1,44, t.y. Sirijus matomame spektre yra beveik 23 kartus ryškesnis už Saulę.

Veneros planeta danguje visada yra ryškesnė už visas žvaigždes (jos matomas ryškumas svyruoja nuo -3,8 m iki -4,9 m); Jupiteris yra šiek tiek mažiau ryškus (nuo -1,6 m iki -2,94 m); Opozicijų metu Marso regimasis dydis yra apie -2 m arba ryškesnis. Apskritai, dauguma planetų dažniausiai yra ryškiausi dangaus objektai po Saulės ir Mėnulio. Nes šalia Saulės nėra žvaigždžių, turinčių didelį šviesumą.

(žymimas m - iš anglų kalbos. Didumas) - bematis dydis, apibūdinantis dangaus kūno spindesį (iš jo sklindančios šviesos kiekį) žemiškojo stebėtojo požiūriu. Kuo objektas šviesesnis, tuo mažesnis jo regimasis dydis.

Pavadinime esantis žodis „akivaizdus“ tiesiog reiškia, kad dydis stebimas iš Žemės ir yra naudojamas atskirti jį nuo absoliutaus dydžio. Šis pavadinimas taikomas ne tik matomai šviesai. Žmogaus akimi (ar kitu tokio pat spektrinio jautrumo imtuvu) suvokiamas kiekis vadinamas vizualinis.

Didumasžymimas maža raide m kaip viršutinis indeksas prieš skaitinę reikšmę. Pavyzdžiui, 2 m reiškia antrąjį dydį.

Istorija

Žvaigždžių dydžio sąvoką įvedė senovės graikų astronomas Hiparchas II amžiuje prieš Kristų. Visas plika akimi matomas žvaigždes jis paskirstė į šešis dydžius: ryškias žvaigždes pavadino pirmuoju, o tamsias – šeštuoju. Kalbant apie vidutinius dydžius, buvo manoma, kad, tarkime, trečiojo didumo žvaigždės yra tiek pat blausesnės nei antrojo dydžio, kiek ryškesnės už ketvirto dydžio žvaigždes. Šis ryškumo matavimo metodas tapo plačiai paplitęs Klaudijaus Ptolemėjaus žvaigždžių katalogo „Almagest“ dėka.

Ši klasifikavimo skalė buvo naudojama beveik nepakitusi iki XIX amžiaus vidurio. Pirmasis žmogus, kuris žvaigždžių dydį laikė kiekybine, o ne kokybine charakteristika, buvo Friedrichas Argelanderis. Būtent jis pradėjo užtikrintai naudoti žvaigždžių dydžių dešimtaines trupmenas.

1856 m. Normanas Pogsonas įformino dydžio skalę, nustatydamas, kad pirmojo dydžio žvaigždė yra lygiai 100 kartų ryškesnė nei šeštojo dydžio žvaigždė. Kadangi, remiantis Weber-Fechner įstatymu, apšvietimo pokytis tiek pat kartų akimis suvokiamas kaip pasikeitimas ta pačia suma tada vieno dydžio skirtumas atitinka šviesos intensyvumo pokytį ≈ 2.512 karto. Tai neracionalus skaičius kuris vadinamas Pogson numeris.

Taigi, dydžio skalė yra logaritminė: dviejų objektų dydžių skirtumas nustatomas pagal lygtį:

, , — objektų žvaigždžių dydžiai, , — jų sukuriamas apšvietimas.

Ši formulė leidžia nustatyti tik žvaigždžių dydžių skirtumą, bet ne pačius dydžius. Norint su jo pagalba sukonstruoti absoliučią skalę, reikia nustatyti nulinį tašką – apšvietimą, kuris atitinka nulinį dydį (0 m). Iš pradžių Pogsonas naudojo Šiaurės žvaigždę kaip standartą, darydamas prielaidą, kad tai buvo lygiai antrasis dydis. Po to, kai buvo išsiaiškinta, kad Polaris yra kintamoji žvaigždė, skalė buvo pradėta susieti su Vega (kuriai buvo priskirtas nulinis dydis), o tada (kai Vegoje taip pat buvo įtariamas kintamumas) skalės nulinis taškas buvo iš naujo apibrėžtas naudojant keletą kitų. žvaigždės. Tačiau vizualiniams stebėjimams Vega gali ir toliau tarnauti kaip nulinio dydžio standartas, nes jo dydis matomoje šviesoje yra 0,03 m, o tai nesiskiria nuo nulio akimis.

Šiuolaikinė dydžių skalė neapsiriboja šešiais dydžiais arba tik matoma šviesa. Labai ryškių objektų dydis yra neigiamas. Pavyzdžiui, Sirijaus, ryškiausios žvaigždės nakties danguje, regimasis dydis yra -1,47 m. Šiuolaikinės technologijos Tai taip pat leidžia išmatuoti Mėnulio ir Saulės ryškumą: pilnatis jo tariamasis dydis yra –12,6 m, o Saulės – –26,8 m. Orbitinis teleskopas Hablas gali stebėti žvaigždes iki 31,5 m matomame diapazone.

Spektrinė priklausomybė

Žvaigždės dydis priklauso nuo spektro diapazono, kuriame atliekamas stebėjimas, nes bet kurio objekto šviesos srautas skirtinguose diapazonuose yra skirtingas.

• Bolometrinis dydis rodo bendrą objekto spinduliuotės galią, tai yra, bendrą srautą visuose spektro diapazonuose. Matuojama bolometru.

Labiausiai paplitusi fotometrinė sistema, UBV sistema, turi 3 juostas (spektrinius diapazonus, kuriuose atliekami matavimai). Atitinkamai yra:

• ultravioletinis dydis (U)— nustatomas ultravioletinių spindulių diapazone;

• "Mėlynas" dydis (B) — nustatomas mėlynos spalvos diapazone;

• vizualinis dydis (V)— nustatomas matomoje srityje; Spektrinio jautrumo kreivė parenkama taip, kad geriau atitiktų žmogaus regėjimą. Akis jautriausia geltonai žaliai šviesai, kurios bangos ilgis yra apie 555 nm.

Skirtumas (U-B arba B-V) tarp to paties objekto dydžių skirtingos juostos rodo jo spalvą ir yra vadinamas spalvų indeksu. Kuo didesnis spalvos indeksas, tuo objektas raudonesnis.

Yra ir kitų fotometrinių sistemų, kurių kiekviena turi skirtingas juostas ir atitinkamai galima išmatuoti skirtingus kiekius. Pavyzdžiui, senoji fotografijos sistema naudojo šiuos kiekius:

• fotovizualinis dydis (m pv)- patamsėjusio objekto vaizdo matas ant fotografinės plokštelės su oranžiniu filtru;

• fotografijos dydis (m pg)- matuojama ant įprastos fotografinės plokštelės, kuri yra jautri mėlynam ir ultravioletiniam spektro diapazonams.

Akivaizdūs kai kurių objektų dydžiai

Objektas	m
Saulė	-26,73
Pilnatis	-12,92
Iridium Flash (maksimali)	-9,50
Venera (maksimali)	-4,89
Venera (mažiausiai)	-3,50
Jupiteris (maksimalus)	-2,94
Marsas (maksimalus)	-2,91
Gyvsidabris (maksimalus)	-2,45
Jupiteris (mažiausiai)	-1,61
Sirijus (ryškiausia žvaigždė danguje)	-1,47
Canopus (2 ryškiausia žvaigždė danguje)	-0,72
Saturnas (maksimalus)	-0,49
Alpha Centauri kombinuotas ryškumas A, B	-0,27
Arktūras (3 ryškiausia žvaigždė danguje)	0,05
Alpha Centauri A (4 ryškiausia žvaigždė danguje)	-0,01
Vega (5 ryškiausia žvaigždė danguje)	0,03
Saturnas (mažiausiai)	1,47
Marsas (mažiausiai)	1,84
SN 1987A – supernova 1987 m. Didžiajame Magelano debesyje	3,03
Andromedos ūkas	3,44
Blyškios žvaigždės, kurios matomos megamiestuose	3 … + 4
Ganimedas yra Jupiterio palydovas, didžiausias Saulės sistemos palydovas (maksimalus)	4,38
4 Vesta (ryškus asteroidas), daugiausia	5,14
Uranas (maksimalus)	5,32
Trikampio galaktika (M33), matoma plika akimi esant geram dangui	5,72
Gyvsidabris (minimalus)	5,75
Uranas (mažiausiai)	5,95
Raskite mažiausias plika akimi matomas žvaigždes kaimo vietovėse	6,50
Ceres (maksimalus)	6,73
NGC 3031 (M81), matomas plika akimi tobulame danguje	6,90
Raskite mažiausias žvaigždes, matomas plika akimi tobulame danguje (Mauna Kea observatorija, Atakamos dykuma)	7,72
Neptūnas (maksimalus)	7,78
Neptūnas (mažiausiai)	8,01
Titanas yra Saturno palydovas, antras pagal dydį Saulės sistemos palydovas (maksimalus)	8,10
Proksima Kentauro	11,10
Ryškiausias kvazaras	12,60
Plutonas (maksimalus)	13,65
Makemake opozicijoje	16,80
Haumea opozicijoje	17,27
Eris opozicijoje	18,70
Blyškios žvaigždės, matomos CCD detektoriaus vaizde 24 colių teleskopu 30 min.	22
Raskite mažiausią objektą, matomą 8 metrų antžeminiu teleskopu	27
Raskite mažiausią objektą, matomą Hablo kosminiu teleskopu	31,5
Raskite mažiausią objektą, kuris bus pasiekiamas 42 metrų antžeminiu teleskopu	36
Raskite mažiausią objektą, kuris bus pasiekiamas OWL orbitiniam teleskopui (planuojama paleisti 2020 m.)	38

Netgi nuo astronomijos nutolę žmonės žino, kad žvaigždės turi skirtingą ryškumą. Dauguma ryškios žvaigždės yra lengvai matomi per daug eksponuotame miesto danguje, o silpniausi vos matomi idealiomis žiūrėjimo sąlygomis. Norėdami apibūdinti žvaigždžių ir kitų dangaus kūnų (pavyzdžiui, planetų, meteorų, Saulės ir Mėnulio) ryškumą, mokslininkai sukūrė žvaigždžių dydžių skalę.

Koncepcija "žvaigždžių dydis" astronomai naudojo daugiau nei 2000 metų. Jį tikriausiai pirmą kartą pristatė žymus senovės graikų astronomas ir matematikas Hiparchas II amžiuje prieš Kristų. Reguliariai stebėdamas žvaigždėtą dangų iš Rodo salos Egėjo jūroje, Hiparchas vieną dieną išvydo naujos ryškios žvaigždės pasirodymą Skorpiono žvaigždyne. Sužavėtas šio įvykio, astronomas nusprendė sudaryti žvaigždžių katalogą, kad galėtų greitai rasti naujų žvaigždžių, jei tokių atsirastų ateityje. Dėl to astronomas perrašė 1025 žvaigždes: kiekvienai žvaigždei ne tik nurodė koordinates, bet ir suskirstė jas į 6 dydžius.

Labiausiai šviesus Hiparchas priskirtas žvaigždėms pirmažvaigždžių dydžio, o dauguma nuobodu, vos matomas akimis, - šeštas. Šiuo atveju 2-ojo didumo žvaigždės buvo laikomos tiek kartų blyškesnėmis nei 1-ojo dydžio žvaigždės, kiek 3-ojo didumo žvaigždės yra silpnesnės už 2-ojo didumo žvaigždes ir taip toliau: gauta aritmetinė progresija. Hiparcho kataloge buvo 15 pirmojo didumo žvaigždžių, 45 antrojo, 208 trečiojo, 474 ketvirtojo, 217 penktojo ir 49 šeštojo didumo žvaigždės (plius keli ūkai).

Kodėl Hiparchas įvardijo žvaigždžių ryškumo charakteristikas? dydis?

Senovėje žmonės tikėjo, kad žvaigždės yra dangaus sferoje tokiu pat atstumu nuo Žemės, todėl žvaigždžių ryškumo skirtumas buvo paaiškinamas jų skirtumu. tikrieji dydžiai arba dydis.

Taigi pirmojo didumo žvaigždės turėjo būti daug didesnės nei šeštojo didumo žvaigždės.

Pagal Hiparcho įvestą mastelį tokios žvaigždės kaip , Denebas ar Capella turėjo pirmąjį dydį (sutrumpintai kaip 1 m), ir tai buvo didžiausios, „svarbiausios“ žvaigždės. Kibiro žvaigždės Ursa majoras turėjo vidutiniškai 2 m, tai jau buvo „mažesnės“ žvaigždės. Laikui bėgant astronomai suprato, kad žvaigždžių dydis lemia ne tikrąjį žvaigždės dydį, o tik jos spindesį, t. apšvietimas, kurį jis sukuria Žemėje tačiau jie ir toliau naudojo Hiparcho skalę.

Reikia atsiminti, kad dydžių skalė yra atvirkštinė: kuo žvaigždė ryškesnė, tuo jos dydis mažesnis. Ir atvirkščiai, kuo žvaigždė blankesnė, tuo didesnis jos dydis.

Iki XIX amžiaus vidurio mokslo raida reikalavo tiksliau nustatyti šviestuvų ryškumą. Visų pirma paaiškėjo, kad žmogaus regėjimas sukurtas ypatingu būdu: kai apšvietimas keičiasi geometrine progresija, jis mums perteikia pojūčius aritmetine progresija. Paaiškėjo, kad ne 6 6-ojo dydžio žvaigždės sukurs tokį patį apšvietimą kaip 1-osios žvaigždės (kaip buvo manoma anksčiau), o visas šimtas!

1856 m. anglų astronomas Normanas Pogsonas pasiūlė sukurti dydžių skalę, atsižvelgdamas į psichofizinį regėjimo dėsnį. Anot Pogsono, 1-ojo dydžio žvaigždė pagal apibrėžimą sukuria lygiai 100 kartų didesnį apšvietimą nei 6 m žvaigždė. Taigi paaiškėja, kad šiuolaikinė didumo skalė yra logaritminė: 1-ojo dydžio žvaigždė yra maždaug 2,512 karto ryškesnė už 2-ojo dydžio žvaigždę, o tai, savo ruožtu, yra 2,512 karto ryškesnė nei 3-ojo dydžio žvaigždė ir pan.

Žvaigždžių dydis yra bedimensinė dangaus kūno spindesio charakteristika. Šiame paveikslėlyje pavaizduotas garsusis dvigubas spiečius Persėjo žvaigždyne. Ryškiausios žvaigždės nuotraukoje yra 6 balo, blankiausios – apie 17 magnitudės. Pagal Pogsono formulę ryškiausios žvaigždės nuotraukoje yra 25 000 kartų ryškesnės už vos matomas. © Naujoji miško observatorija

Bet kam pranešti? Ką reikėtų laikyti nuliniu tašku?

Kaip žinote, astronomija yra tikslus mokslas, todėl bet koks fizinė savybė turi būti matuojamas tam tikrais kiekiais. Taigi jėga matuojama niutonais, energija – džauliais. Šia prasme žvaigždžių dydis yra bedimensinė dangaus kūnų spindesio charakteristika. Pogsonas pasiūlė apskaičiuoti blizgesį Šiaurės žvaigždė lygiai lygiai 2 m (kaip pagal Celsijų vandens užšalimo tašką laikė 0°), ir pagal jį nustatykite likusių žvaigždžių dydžius. Tačiau vėliau paaiškėjo, kad Poliarinės žvaigždės spindesys nėra pastovus, ir tada Vega buvo priimta kaip standartas. Šiandien 0 m yra aiškiai apibrėžtas apšvietimas, lygus energetinei vertei E=2,48*10^-8 W/m².

Tiesą sakant, tiksliai apšvietimas ir yra nustatomas astronomų stebėjimų metu ir tik tada jis specialiai paverčiamas žvaigždžių dydžiais.

Jie tai daro ne tik todėl, kad „tai labiau įprasta“, bet ir todėl, kad dydis pasirodė esąs labai patogi sąvoka. Matuoti apšvietimą vatais kvadratiniam metrui yra labai sudėtinga: Saulės vertė yra didelė, o silpnoms teleskopinėms žvaigždėms ji yra labai maža. Tuo pačiu daug lengviau valdyti žvaigždžių dydžius (būtent todėl, kad tai logaritminė skalė). Taigi, Saulės spindesys yra -26,73 m, o silpniausių objektų, kurių vaizdus galima gauti naudojant Hablo teleskopą, spindesys yra maždaug 31,50 m. Kaip matote, skirtumas yra tik 58 „žingsniai“.

Iš pradžių dydis buvo naudojamas kaip optiškai (tai yra vizualiai arba fotografiškai) stebimų žvaigždžių ryškumo rodiklis. Vėliau skalė buvo išplėsta iki ultravioletinių ir infraraudonųjų spindulių diapazonų. Akivaizdu, kad žvaigždės skirtingais bangos ilgiais spinduliuoja netolygiai, todėl dangaus kūno dydis priklauso nuo spinduliuotės imtuvo spektrinio jautrumo.

Vizualinis dydžio mv atitinka žmogaus akies spektrinį jautrumą (maksimalus būna, kai bangos ilgis lambda = 555 µm).

Fotovizualinis dydžio V(arba geltona) praktiškai sutampa su vizualiniu, o šiuo metu būtent fotovizualinių dydžių skalėje žvaigždžių ir kitų dangaus kūnų ryškumas nurodomas astronomijos entuziastams skirtuose kataloguose.

Fotografinis dydžio B(arba mėlyna) nustatoma matuojant žvaigždės ryškumą naudojant mėlyniems spinduliams jautrią fotografijos plokštę arba naudojant fotodaugintuvo vamzdelį su mėlynu filtru.

Galiausiai, bolometrinis dydžio simbolis atitinka bendrą žvaigždės spinduliavimo galią visuose spektro diapazonuose. Pavyzdžiui, bolometrinis Saulės dydis yra tik šiek tiek mažesnis už regimąjį dydį, nes beveik visa žvaigždės spinduliuotė yra matomame diapazone. Kita vertus, bolometrinis garsas. vadovavo raudonieji nykštukai yra daug mažesni už jų regimąjį dydį. dydis, nes didžioji spinduliuotės energijos dalis yra infraraudonųjų spindulių diapazone. Ta pati situacija pastebima ir karštose O ir B spektrinių tipų žvaigždėse, kurios daugiausia spinduliuoja ultravioletiniais spinduliais.

Didumo skalė. Brėžinys: Didžioji Visata

Iki šiol kalbėdami apie žvaigždžių dydį turėjome omenyje matomas dydis , t.y., tas, kuris fiksuojamas tiesiogiai stebint dangaus kūną. Tariamas dydis reiškia „pastebimas“, „regimasis“ ir nieko nesako apie tai, koks yra dydis. tikrasis dangaus kūno šviesumas. Pavyzdžiui, Venera danguje atrodo daug ryškesnė už bet kurią žvaigždę; maksimalus jo ryškumas siekia -4,67 m. Tačiau tai nereiškia, kad planeta „skleidžia“ daugiau šviesos nei žvaigždės; Didelis Veneros spindesys paaiškinamas jos artumu Žemei.

Norėdami palyginti tikruosius šviesos energijos srautus, sklindančius iš dangaus kūnų, astronomai juos paprastai nustato 10 parsekų atstumu nuo Žemės. Absoliutus dydis (M) rodo koks jo matomas dydis? dangaus kūnas tuo atveju, jei atstumas iki jo buvo 10 parsekų.

Tariami kai kurių dangaus kūnų dydžiai

Saulė: -26,73
Mėnulis (pilnatis): -12,74
Venera (maksimaliu ryškumu): -4,67
Jupiteris (maksimaliu ryškumu): -2,91
Sirijus: -1,44
Vega: 0,03
Blausiausios žvaigždės, matomos plika akimi: apie 6.0
Saulė iš 100 šviesmečių: 7,30
„Proxima Centauri“: 11,05
Ryškiausias kvazaras: 12,9
Silpniausi objektai, nufotografuoti Hablo teleskopu: 31,5

Netgi nuo astronomijos nutolę žmonės žino, kad žvaigždės turi skirtingą ryškumą. Ryškiausios žvaigždės lengvai matomos per daug eksponuotame miesto danguje, o silpniausios žvaigždės yra vos matomos idealiomis žiūrėjimo sąlygomis.

Norėdami apibūdinti žvaigždžių ir kitų dangaus kūnų (pavyzdžiui, planetų, meteorų, Saulės ir Mėnulio) ryškumą, mokslininkai sukūrė žvaigždžių dydžių skalę.

Tariamas dydis(m; dažnai vadinamas tiesiog „dydžiu“) nurodo spinduliavimo srautą šalia stebėtojo, t.y., stebimą dangaus šaltinio ryškumą, kuris priklauso ne tik nuo tikrosios objekto spinduliuotės galios, bet ir nuo atstumo iki jo.

Tai bematis astronominis dydis, apibūdinantis apšvietimą, kurį sukuria šalia stebėtojo esantis dangaus objektas.

Apšvietimas- šviesos kiekis, lygus šviesos srauto, patenkančio į nedidelį paviršiaus plotą, ir jo ploto santykiui.
Apšvietimo matavimo vienetas Tarptautinė sistema Vienetas (SI) yra liuksas (1 liuksas = 1 liumenas kvadratiniam metrui), o CGS vienetas (centimetras-gramas-sekundė) yra foto (vienas foto lygus 10 000 liuksų).

Apšvietimas yra tiesiogiai proporcingas šviesos šaltinio šviesos intensyvumui. Šaltiniui tolstant nuo apšviečiamo paviršiaus, jo apšvietimas mažėja atvirkščiai proporcingai atstumo kvadratui (atvirkštinio kvadrato dėsnis).

Subjektyviai matomas žvaigždžių dydis suvokiamas kaip ryškumas (taškiniams šaltiniams) arba ryškumas (išplėstiniams šaltiniams).

Šiuo atveju vieno šaltinio ryškumas nurodomas lyginant jį su kito, kaip standartiniu, ryškumu. Tokie standartai dažniausiai tarnauja kaip specialiai parinktos fiksuotos žvaigždės.

Didumas pirmą kartą buvo įvestas kaip indikatorius matomas blizgesysžvaigždžių optiniame diapazone, bet vėliau išsiplėtė ir į kitus spinduliavimo diapazonus: infraraudonųjų, ultravioletinių.

Taigi tariamasis dydis m arba ryškumas yra šviesos E matas, kurį šaltinis sukuria paviršiuje, statmenai jo spinduliams stebėjimo vietoje.

Istoriškai viskas prasidėjo daugiau nei prieš 2000 metų, kai senovės graikų astronomas ir matematikas Hiparchas(II a. pr. Kr.) suskirstė akimis matomas žvaigždes į 6 dydžius.

Labiausiai ryškios žvaigždės Hiparchas paskyrė pirmąjį dydį, o blausiausia, vos matoma akimi – šeštą, o likusią dalį paskirstė tolygiai tarp tarpinių dydžių. Be to, Hiparchas padarė padalijimą į žvaigždžių dydžius taip, kad 1-ojo didumo žvaigždės atrodytų tiek pat ryškesnės nei 2-ojo didumo žvaigždės, kiek ryškesnės už 3-ojo didumo žvaigždes ir tt. Tai yra, nuo gradacijos iki gradacijos žvaigždės pasikeitė vienu ir tuo pačiu dydžiu.

Kaip vėliau paaiškėjo, tokio masto ryšys su tikru fiziniai kiekiai logaritminis, nes tiek pat kartų ryškumo pokytis akis suvokiamas kaip tokio paties dydžio pokytis - empirinis psichofiziologinis Weberio-Fechnerio dėsnis, pagal kurią jutimo intensyvumas yra tiesiogiai proporcingas dirgiklio intensyvumo logaritmui.

Taip yra dėl žmogaus suvokimo ypatumų, pavyzdžiui, jei sietynoje paeiliui užsidega 1, 2, 4, 8, 16 vienodų lempučių, tada mums atrodo, kad apšvietimas kambaryje nuolat didėja vienodai. suma. Tai reiškia, kad įjungtų lempučių skaičius turėtų padidėti tiek pat kartų (pavyzdyje - du kartus), kad mums atrodytų, kad ryškumo padidėjimas yra pastovus.

Pojūčio E stiprumo logaritminė priklausomybė nuo fizinio dirgiklio P intensyvumo išreiškiama formule:

E = k log P + a, (1)

kur k ir a yra tam tikros konstantos, kurias nustato tam tikra jutimo sistema.

viduryje – XIX a. Anglų astronomas Normanas Pogsonas įformino dydžio skalę, kuri atsižvelgė į psichofiziologinį regėjimo dėsnį.

Remiantis realius rezultatus pastebėjimus, jis postulavo, kad

PIRMO DYDŽIO ŽVAIGŽDĖ YRA LYGIAI 100 KARTŲ ryškesnė UŽ ŠEŠTO DIDELIO ŽVAIGŽDĘ.

Šiuo atveju, pagal (1) išraišką, tariamasis dydis nustatomas pagal lygybę:

m = -2,5 log E + a, (2)

2,5 – Pogsono koeficientas, minuso ženklas – duoklė istorinei tradicijai (ryškesnės žvaigždės turi mažesnį, įskaitant neigiamą, dydį);
a – dydžių skalės nulinis taškas, nustatytas tarptautiniu susitarimu, susijusiu su matavimo skalės bazinio taško pasirinkimu.

Jei E 1 ir E 2 atitinka dydžius m 1 ir m 2, tada iš (2) išplaukia, kad:

E 2 /E 1 = 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)

Sumažinus dydį vienu m1 – m2 = 1, apšvietimas E padidėja maždaug 2,512 karto. Kai m 1 - m 2 = 5, o tai atitinka intervalą nuo 1 iki 6 dydžio, apšvietimo pokytis bus E 2 / E 1 = 100.

Pogsono formulė klasikinis vaizdas nustato ryšį tarp tariamų žvaigždžių dydžių:

m 2 – m 1 = –2,5 (logE 2 – logE 1) (4)

Ši formulė leidžia nustatyti žvaigždžių dydžių skirtumą, bet ne pačius dydžius.

Norėdami jį naudoti absoliučiai skalei sudaryti, turite nustatyti nulinis taškas– ryškumas, atitinkantis nulinį dydį (0 m). Iš pradžių Vegos spindesys buvo laikomas 0 m. Tada nulinis taškas buvo apibrėžtas iš naujo, tačiau vizualiniams stebėjimams Vega vis tiek gali tarnauti kaip nulinio matomo dydžio etalonas (pagal šiuolaikinę sistemą UBV sistemos V juostoje jo dydis yra +0,03 m, o tai nesiskiria nuo nulio į akį).

Paprastai nulinis dydžio skalės taškas imamas sąlyginai remiantis žvaigždžių rinkiniu, kurio kruopšti fotometrija buvo atlikta įvairiais metodais.

Taip pat gerai apibrėžtas apšvietimas laikomas 0 m, lygiu energetinei vertei E = 2,48 * 10 -8 W/m². Tiesą sakant, tai yra apšvietimas, kurį astronomai nustato stebėjimų metu, ir tik tada jis specialiai konvertuojamas į žvaigždžių dydžius.

Jie tai daro ne tik todėl, kad „tai labiau įprasta“, bet ir todėl, kad dydis pasirodė esąs labai patogi sąvoka.

dydis pasirodė labai patogi sąvoka

Matuoti apšvietimą vatais kvadratiniam metrui yra labai sudėtinga: Saulės vertė yra didelė, o silpnoms teleskopinėms žvaigždėms ji yra labai maža. Tuo pačiu metu daug lengviau dirbti su žvaigždžių dydžiais, nes logaritminė skalė yra ypač patogi norint rodyti labai didelius dydžių diapazonus.

Pogsono formalizavimas vėliau tapo standartiniu žvaigždžių dydžio įvertinimo metodu.

Tiesa, šiuolaikiniai mastai jau neapsiriboja šešiais dydžiais ar tik matoma šviesa. Labai ryškūs objektai gali turėti neigiamą dydį. Pavyzdžiui, Sirijus, ryškiausia žvaigždė dangaus sfera, jo dydis yra minus 1,47 m. Šiuolaikinis mastelis taip pat leidžia gauti Mėnulio ir Saulės reikšmes: pilnatis yra -12,6 m, o Saulė - -26,8 m. Hablo orbitinis teleskopas gali stebėti objektus, kurių ryškumas yra maždaug iki 31,5 m.

Didumo skalė
(mastas yra atvirkštinis: mažesnės reikšmės atitinka šviesesnius objektus)

Tariami kai kurių dangaus kūnų dydžiai

Sekmadienis: -26.73
Mėnulis (pilnatis): -12.74
Venera (esant maksimaliam ryškumui): -4,67
Jupiteris (esant maksimaliam ryškumui): -2,91
Sirijus: -1.44
Vega: 0,03
Blyškiausios plika akimi matomos žvaigždės: apie 6,0
Saulė iš 100 šviesmečių: 7.30
„Proxima Centauri“: 11.05
Ryškiausias kvazaras: 12.9
Blausiausi objektai, nufotografuoti Hablo teleskopu: 31.5

Kiekviena iš šių žvaigždžių turi tam tikrą dydį, leidžiantį jas pamatyti

Žvaigždžių dydis yra skaitinis bematis dydis, apibūdinantis žvaigždės ar kito kosminio kūno ryškumą matomos srities atžvilgiu. Kitaip tariant, ši vertė atspindi sumą elektromagnetines bangas, kūnas, kuriuos registruoja stebėtojas. Todėl ši vertė priklauso nuo stebimo objekto savybių ir atstumo nuo stebėtojo iki jo. Terminas apima tik matomą, infraraudonųjų ir ultravioletinių spindulių spektrą elektromagnetinė spinduliuotė.

Terminas „blizgesys“ taip pat vartojamas taškiniams šviesos šaltiniams, o „ryškumas“ – išplėstiniams.

Senovės graikų mokslininkas, gyvenęs Turkijoje II amžiuje prieš Kristų. e., laikomas vienu įtakingiausių antikos astronomų. Jis sudarė tūrinį, pirmąjį Europoje, aprašantį daugiau nei tūkstančio dangaus kūnų vietas. Hiparchas taip pat pristatė tokią charakteristiką kaip žvaigždžių dydis. Stebėdamas žvaigždes plika akimi, astronomas nusprendė jas suskirstyti pagal šviesumą į šešis dydžius, kur pirmasis dydis yra ryškiausias objektas, o šeštas – blankiausias.

19 amžiuje britų astronomas Normanas Pogsonas patobulino žvaigždžių dydžių matavimo skalę. Jis išplėtė jo verčių diapazoną ir įvedė logaritminę priklausomybę. Tai yra, padidėjus dydžiui vienu, objekto ryškumas sumažėja 2,512 karto. Tada 1-ojo dydžio (1 m) žvaigždė yra šimtą kartų ryškesnė už 6-ojo (6 m) žvaigždę.

Didumo standartas

Nulinio dydžio dangaus kūno standartas iš pradžių buvo laikomas ryškiausio taško šviesumu. Kiek vėliau buvo pasakyta plačiau tikslus apibrėžimas nulinio dydžio objektas – jo apšvietimas turi būti 2,54·10 −6 liuksų, o šviesos srautas matomame diapazone turi būti 10 6 kvantai/(cm²·s).

Tariamas dydis

Aukščiau aprašyta charakteristika, kurią apibrėžė Nikėjos Hiparchas, vėliau pradėta vadinti „matoma“ arba „vaizdine“. Tai reiškia, kad jį galima stebėti ir žmogaus akimis matomame diapazone, ir naudojant įvairių instrumentų kaip teleskopas, įskaitant ultravioletinių ir infraraudonųjų spindulių diapazonus. Žvaigždyno dydis yra 2 m. Tačiau žinome, kad Vega su nuliu dydžiu (0 m) nėra ryškiausia žvaigždė danguje (penkta pagal ryškumą, trečia stebėtojams iš NVS). Todėl ryškesnės žvaigždės gali turėti neigiamą dydį, pavyzdžiui (-1,5 m). Taip pat šiandien žinoma, kad tarp dangaus kūnų gali būti ne tik žvaigždžių, bet ir kūnų, atspindinčių žvaigždžių šviesą – planetų, kometų ar asteroidų. Bendras dydis –12,7 m.

Absoliutus dydis ir šviesumas

Kad būtų galima palyginti tikrąjį ryškumą kosminiai kūnai, buvo sukurta tokia charakteristika kaip absoliutus dydis. Pagal jį apskaičiuojama tariamojo objekto dydžio vertė, jei šis objektas būtų 10 (32,62) atstumu nuo Žemės. Šiuo atveju, lyginant skirtingas žvaigždes, nėra jokios priklausomybės nuo atstumo iki stebėtojo.

Erdvės objektų absoliutus dydis naudoja skirtingą atstumą nuo kūno iki stebėtojo. Būtent 1 astronominis vienetas, o teoriškai stebėtojas turėtų būti Saulės centre.

Modernesnis ir naudingesnis dydis astronomijoje tapo „šviesumu“. Ši charakteristika lemia bendrą kosminio kūno spinduliuotę per tam tikrą laikotarpį. Jai apskaičiuoti naudojamas absoliutus dydis.

Spektrinė priklausomybė

Kaip minėta anksčiau, dydį galima išmatuoti įvairių tipų elektromagnetinės spinduliuotės, todėl turi skirtingos reikšmės kiekvienam spektro diapazonui. Norėdami gauti bet kurio nuotrauką kosminis objektas Astronomai gali naudoti , kurie yra jautresni aukšto dažnio matomos šviesos daliai, o žvaigždės vaizde atrodo mėlynos. Šis dydis vadinamas „fotografiniu“, m Pv. Norint gauti vertę, artimą vizualiai („fotovizualinė“, m P), fotografinė plokštelė padengiama specialia ortochromatine emulsija ir naudojamas geltonas filtras.

Mokslininkai sukūrė vadinamąją fotometrinių diapazonų sistemą, kurios dėka galima nustatyti pagrindines kosminių kūnų charakteristikas, tokias kaip: paviršiaus temperatūra, šviesos atspindžio laipsnis (albedas, ne žvaigždėms), šviesos sugerties laipsnis ir kt. . Tam daromos šviestuvo nuotraukos įvairiuose elektromagnetinės spinduliuotės spektruose ir vėlesnis rezultatų palyginimas. Populiariausi fotografavimo filtrai yra ultravioletiniai, mėlyni (fotografijos dydis) ir geltoni (artimi fotovizualiniam diapazonui).

Nuotrauka, kurioje užfiksuotos visų elektromagnetinių bangų diapazonų energijos, nustato vadinamąjį bolometrinį dydį (mb). Jo pagalba, žinodami atstumą ir tarpžvaigždinės absorbcijos laipsnį, astronomai apskaičiuoja kosminio kūno šviesumą.

Kai kurių objektų dydžiai

• Saulė = −26,7 m
• Pilnatis = −12,7 m
• Iridžio blykstė = −9,5 m. Iridium yra 66 palydovų sistema, kuri skrieja aplink Žemę ir skirta perduoti balso ir kitus duomenis. Periodiškai šviečia kiekvieno iš trijų pagrindinių aparatų paviršius saulės šviesa link Žemės, sukuriant ryškiausią sklandų blyksnį danguje iki 10 sekundžių.