Glede na to, da je razlika v magnitudi sonca. Magnitudna lestvica. Navidezne velikosti nekaterih predmetov

Neenaka svetlost (ali sijaj) različnih objektov na nebu je verjetno prva stvar, ki jo človek opazi pri opazovanju; zato se je v zvezi s tem že davno pojavila potreba po uvedbi priročne vrednosti, ki bi omogočila razvrščanje svetilk po svetlosti.

Zgodba

Prvič takšna vrednost po mojih opažanjih s prostim očesom uporabljal starogrški astronom, avtor prvega evropskega zvezdnega kataloga, Hiparh. Vse zvezde v svojem katalogu je razvrstil po svetlosti, pri čemer je najsvetlejše označil za zvezde 1. magnitude, najbolj zatemnjene pa za zvezde 6. magnitude. Ta sistem se je uveljavil in v sredi 19 stoletja je bil izboljšan v svoj moderen videz Angleški astronom Norman Pogson.

Tako smo dobili brezdimenzionalno fizikalno količino, logaritemsko povezano z osvetlitvijo, ki jo ustvarijo svetila (dejanska zvezdna magnituda):

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

kjer sta m1 in m2 velikosti svetilk, L1 in L2 pa sta osvetlitev v luksih (lx je enota SI za osvetlitev), ki jo ustvarijo ti predmeti. Če nadomestite vrednost m1-m2 = 5 na levi strani te enačbe, boste po preprostem izračunu ugotovili, da je osvetlitev v tem primeru korelirana kot 1/100, tako da razlika v svetlosti 5 magnitude ustreza razliki v osvetlitvi od predmetov 100 enkrat.

Nadaljujemo z reševanjem tega problema, izvlečemo 5. koren iz 100 in dobimo spremembo osvetlitve z razliko v svetlosti ene magnitude, sprememba osvetlitve bo 2,512-krat.

To je ves osnovni matematični aparat, potreben za orientacijo v dani lestvici svetlosti.

Magnitudna lestvica

Z uvedbo tega sistema je bilo treba določiti tudi izhodišče za magnitudno lestvico. V ta namen je bila svetlost zvezde Vega (alfa Lyrae) sprva vzeta za ničelno magnitudo (0m). Trenutno najbolj točen začetek Referenčna točka je sijaj zvezde, ki je 0,03 m svetlejša od Vege. Vendar oko ne bo opazilo takšne razlike, tako da za vizualna opazovanja lahko svetlost, ki ustreza ničelni magnitudi, še vedno vzamemo za Vega.

Druga pomembna stvar, ki si jo morate zapomniti v zvezi s to lestvico, je, da nižja kot je magnituda, svetlejši je predmet. Na primer, ista Vega z magnitudo +0,03m bo skoraj 100-krat svetlejša od zvezde z magnitudo +5m. Jupiter bo s svojo največjo svetlostjo -2,94 m svetlejši od Vege pri:

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

To težavo lahko rešite na drug način - preprosto tako, da 2,512 dvignete na moč, ki je enaka razliki v velikostih predmetov:

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

Klasifikacija velikosti

Zdaj, ko smo se končno ukvarjali s strojno opremo, razmislimo o klasifikaciji zvezdnih magnitud, ki se uporablja v astronomiji.

Prva razvrstitev temelji na spektralni občutljivosti sprejemnika sevanja. V zvezi s tem je lahko zvezdna magnituda: vizualna (svetlost se upošteva le v območju spektra, vidnega očesu); bolometrična (svetlost se upošteva v celotnem obsegu spektra, ne le v vidni svetlobi, temveč tudi v ultravijoličnem, infrardečem in drugih spektrih skupaj); fotografski (svetlost ob upoštevanju občutljivosti na spekter fotocelic).

To vključuje tudi zvezdne magnitude v določenem delu spektra (na primer v območju modre svetlobe, rumenega, rdečega ali ultravijoličnega sevanja).

V skladu s tem je vizualna magnituda namenjena oceni svetlosti svetil med vizualnim opazovanjem; bolometrični - za oceno skupnega toka vsega sevanja zvezde; ter fotografske in ozkopasovne količine - za ocenjevanje barvnih indikatorjev svetilk v katerem koli fotometričnem sistemu.

Navidezne in absolutne magnitude

Druga vrsta klasifikacije zvezdnih magnitud temelji na številu odvisnih fizičnih parametrov. V zvezi s tem je lahko zvezdna magnituda vidna in absolutna. Navidezna magnituda je svetlost predmeta, ki ga oko (ali drug sprejemnik sevanja) zazna neposredno z njegovega trenutnega položaja v prostoru.

Ta svetlost je odvisna od dveh parametrov hkrati - moči sevanja svetilke in razdalje do njega. Absolutna magnituda je odvisna samo od moči sevanja in ni odvisna od razdalje do objekta, saj se slednja predpostavlja kot splošna za določen razred objektov.

Absolutna magnituda zvezd je opredeljena kot njihova navidezna magnituda, če je razdalja do zvezde 10 parsekov (32,616 svetlobnih let). Absolutna velikost za predmete sončni sistem je definirana kot njihova navidezna magnituda, če bi bili na razdalji 1 AU. od Sonca in bi opazovalcu pokazal svojo polno fazo, opazovalec sam pa bi bil tudi na 1 AU. (149,6 milijona km) od objekta (tj. v središču Sonca).

Absolutna magnituda meteorjev je opredeljena kot njihova navidezna magnituda, če so se nahajali na razdalji 100 km od opazovalca in v točki zenita.

Uporaba velikosti

Te klasifikacije se lahko uporabljajo skupaj. Na primer, absolutna vidna magnituda Sonca je M(v) = +4,83. in absolutna bolometrija M(bol) = +4,75, saj Sonce ne sije le v vidnem območju spektra. Odvisno od temperature fotosfere (vidne površine) zvezde, pa tudi od njenega razreda svetilnosti (glavno zaporedje, velikan, supergiant itd.).

Obstajajo razlike med vizualno in bolometrično absolutno magnitudo zvezde. Na primer, vroče zvezde (spektralni razredi B in O) sijejo predvsem v ultravijoličnem območju, ki je očesu nevidno. Tako je njihov bolometrični sijaj veliko močnejši od vizualnega. Enako velja za hladne zvezde (spektralna razreda K in M), ki sijejo pretežno v infrardečem območju.

Absolutna vizualna magnituda najmočnejših zvezd (hipergigantov in Wolf-Rayetovih zvezd) je reda -8, -9. Absolutna bolometrija lahko doseže -11, -12 (kar ustreza navidezni magnitudi polne Lune).

Moč sevanja (luminoznost) je milijonkrat večja od moči sevanja Sonca. Navidezna vizualna magnituda Sonca iz Zemljine orbite je -26,74 m; v območju Neptunove orbite bo -19,36m. Navidezna vizualna magnituda najsvetlejše zvezde Sirius je -1,5m, absolutna vizualna magnituda te zvezde pa +1,44, tj. Sirius je v vidnem spektru skoraj 23-krat svetlejši od Sonca.

Planet Venera na nebu je vedno svetlejši od vseh zvezd (njegova vidna svetlost se giblje od -3,8m do -4,9m); Jupiter je nekoliko manj svetel (od -1,6m do -2,94m); Med opozicijami ima Mars navidezno magnitudo približno -2m ali več. Na splošno je večina planetov najsvetlejši predmeti na nebu večino časa za Soncem in Luno. Ker v bližini Sonca ni zvezd z velikim sijem.

(označeno z m - iz angleščine. Magnituda) - brezdimenzijska količina, ki označuje sijaj nebesnega telesa (količina svetlobe, ki prihaja iz njega) z vidika zemeljskega opazovalca. Svetlejši kot je predmet, manjša je njegova navidezna magnituda.

Beseda "navidezna" v imenu preprosto pomeni, da je magnituda opazovana z Zemlje, in se uporablja za razlikovanje od absolutne magnitude. To ime se ne nanaša le na vidno svetlobo. Količina, ki jo zazna človeško oko (ali drug sprejemnik z enako spektralno občutljivostjo), se imenuje vizualni.

Magnituda označena z malo črko m kot nadnapis pred številsko vrednostjo. Na primer, 2 m pomeni drugo magnitudo.

Zgodba

Koncept zvezdne magnitude je uvedel starogrški astronom Hiparh v 2. stoletju pr. Vse s prostim očesom vidne zvezde je razdelil na šest magnitud: svetle zvezde je imenoval prva magnituda, temne zvezde pa šesta. Za vmesne magnitude je veljalo, da so recimo zvezde tretje magnitude prav tako temnejše od zvezd druge, kolikor so svetlejše od zvezd četrte. Ta metoda merjenja svetlosti je postala razširjena po zaslugi Almagesta, zvezdnega kataloga Klavdija Ptolemaja.

Ta klasifikacijska lestvica se je skoraj nespremenjena uporabljala do sredine 19. stoletja. Prvi, ki je zvezdno magnitudo obravnaval kot kvantitativno in ne kvalitativno značilnost, je bil Friedrich Argelander. On je bil tisti, ki je začel samozavestno uporabljati decimalne ulomke zvezdnih magnitud.

1856 Norman Pogson je formaliziral lestvico magnitude in ugotovil, da je zvezda prve magnitude natančno 100-krat svetlejša od zvezde šeste magnitude. Ker je v skladu z Weber-Fechnerjevim zakonom sprememba osvetlitve enako število krat ki jih oko zazna kot spremembo za enak znesek potem razlika ene magnitude ustreza spremembi jakosti svetlobe ≈ 2,512-krat. to iracionalno število ki se imenuje Pogsonova številka.

Magnitudna lestvica je torej logaritemska: razlika v magnitudah dveh predmetov je določena z enačbo:

, , — zvezdne magnitude predmetov, , — osvetlitev, ki jo ustvarijo.

Ta formula omogoča določitev le razlike v zvezdnih magnitudah, ne pa samih magnitud. Da bi z njegovo pomočjo zgradili absolutno lestvico, je treba nastaviti ničelno točko - osvetlitev, ki ustreza ničelni magnitudi (0 m). Sprva je Pogson za standard uporabljal zvezdo Severnico, pri čemer je predvideval, da je ravno druga magnituda. Potem ko je bilo odkrito, da je Polaris spremenljiva zvezda, so lestvico začeli vezati na Vego (ki ji je bila dodeljena ničelna magnituda), nato pa (ko so sumili na spremenljivost tudi pri Vegi) je bila ničelna točka lestvice na novo definirana z uporabo več drugih zvezde. Za vizualna opazovanja pa lahko Vega še naprej služi kot standard ničelne magnitude, saj je njena magnituda v vidni svetlobi 0,03 m, kar se na oko ne razlikuje od nič.

Sodobna lestvica magnitude ni omejena na šest magnitud ali samo vidna svetloba. Magnituda zelo svetlih predmetov je negativna. Na primer, Sirius, najsvetlejša zvezda na nočnem nebu, ima navidezno magnitudo -1,47 m. Sodobna tehnologija Omogoča tudi merjenje svetlosti Lune in Sonca: polna luna ima navidezno magnitudo -12,6 m, Sonce pa -26,8 m. Orbitalni teleskop Hubble lahko opazuje zvezde do 31,5 m v vidnem območju.

Spektralna odvisnost

Magnituda zvezde je odvisna od spektralnega območja, v katerem se izvaja opazovanje, saj je svetlobni tok katerega koli predmeta v različnih območjih drugačen.

• Bolometrična velikost prikazuje skupno moč sevanja objekta, to je skupni tok v vseh spektralnih območjih. Merjeno z bolometrom.

Najpogostejši fotometrični sistem, sistem UBV, ima 3 pasove (spektralna območja, v katerih se izvajajo meritve). V skladu s tem obstajajo:

• ultravijolična magnituda (U)— določeno v ultravijoličnem območju;

• "Modra" magnituda (B) — določeno v modrem območju;

• vizualna velikost (V)— določena v vidnem območju; Krivulja spektralne občutljivosti je izbrana tako, da se bolje ujema s človeškim vidom. Oko je najbolj občutljivo na rumeno-zeleno svetlobo z valovno dolžino približno 555 nm.

Razlika (U-B ali B-V) med magnitudami istega predmeta v različne steze kaže njeno barvo in se imenuje barvni indeks. Višji kot je barvni indeks, bolj rdeč je predmet.

Obstajajo tudi drugi fotometrični sistemi, od katerih ima vsak drugačne pasove in zato je mogoče izmeriti različne količine. Na primer, stari fotografski sistem je uporabljal naslednje količine:

• fotovizualna velikost (m pv)- merilo zatemnjene slike predmeta na fotografski plošči z oranžnim filtrom;

• fotografska velikost (m str)- merjeno na običajni fotografski plošči, ki je občutljiva na modro in ultravijolično območje spektra.

Navidezne velikosti nekaterih predmetov

Objekt	m
sonce	-26,73
Polna luna	-12,92
Iridium Flash (največ)	-9,50
Venera (največ)	-4,89
Venera (najmanj)	-3,50
Jupiter (največ)	-2,94
Mars (največ)	-2,91
živo srebro (največ)	-2,45
Jupiter (najmanj)	-1,61
Sirius (najsvetlejša zvezda na nebu)	-1,47
Canopus (2. najsvetlejša zvezda na nebu)	-0,72
Saturn (največ)	-0,49
Alpha Centauri kombinirana svetlost A, B	-0,27
Arktur (3. najsvetlejša zvezda na nebu)	0,05
Alfa Kentavra A (4. najsvetlejša zvezda na nebu)	-0,01
Vega (5. najsvetlejša zvezda na nebu)	0,03
Saturn (najmanj)	1,47
Mars (najmanj)	1,84
SN 1987A - supernova 1987 v Velikem Magellanovem oblaku	3,03
Andromedina meglica	3,44
Šibke zvezde, ki so vidne v velemestih	3 … + 4
Ganimed je Jupitrov satelit, največji satelit Osončja (največ)	4,38
4 Vesta (svetel asteroid), največ	5,14
Uran (največ)	5,32
Galaksija Trikotnik (M33), vidna s prostim očesom pri dobrem nebu	5,72
živo srebro (najmanj)	5,75
Uran (najmanj)	5,95
Poiščite najmanjše zvezde, vidne s prostim očesom podeželska območja	6,50
Ceres (največ)	6,73
NGC 3031 (M81), vidna s prostim očesom pod popolnim nebom	6,90
Poiščite najmanjše zvezde, vidne s prostim očesom na popolnem nebu (observatorij Mauna Kea, puščava Atacama)	7,72
Neptun (največ)	7,78
Neptun (najmanj)	8,01
Titan je Saturnov satelit, 2. največji satelit Osončja (največ)	8,10
Proksima Kentavra	11,10
Najsvetlejši kvazar	12,60
Pluton (največ)	13,65
Makemake v opoziciji	16,80
Haumea v opoziciji	17,27
Eris v opoziciji	18,70
Šibke zvezde, vidne na sliki detektorja CCD na 24-palčnem teleskopu pri 30 minutah.	22
Poiščite najmanjši predmet, viden z 8-metrskim zemeljskim teleskopom	27
Poiščite najmanjši predmet, ki ga vidi vesoljski teleskop Hubble	31,5
Poiščite najmanjši predmet, ki bo dostopen 42-metrskemu zemeljskemu teleskopu	36
Poiščite najmanjši predmet, ki bo dostopen orbitalnemu teleskopu OWL (izstrelitev načrtovana 2020)	38

Tudi ljudje, ki so daleč od astronomije, vedo, da imajo zvezde različne svetlosti. večina svetle zvezde so dobro vidne na preosvetljenem mestnem nebu, najbolj šibke pa so v idealnih pogojih gledanja komaj vidne. Za opredelitev svetlosti zvezd in drugih nebesnih teles (na primer planetov, meteorjev, Sonca in Lune) so znanstveniki razvili lestvico zvezdnih magnitud.

Koncept "zvezdna veličina" uporabljajo astronomi že več kot 2000 let. Verjetno ga je prvi uvedel slavni starogrški astronom in matematik Hiparh v 2. stoletju pr. Ko je Hiparh redno opazoval zvezdno nebo z otoka Rodos v Egejskem morju, je nekega dne bil priča pojavu nove svetle zvezde v ozvezdju Škorpijona. Pod vtisom tega dogodka se je astronom odločil sestaviti katalog zvezd, da bi hitro našel nove zvezde, če bi se katera v prihodnosti pojavila. Kot rezultat je astronom prepisal 1025 zvezd: vsaki zvezdi ni dal le koordinat, ampak jih je tudi razdelil na 6 magnitud.

Najbolj svetlo Hiparh pripisan zvezdam prvi zvezdna veličina in večina dolgočasno, komaj vidna očesu, - šesti. V tem primeru so bile zvezde 2. magnitude obravnavane kot večkrat šibkejše od zvezd 1., saj so zvezde 3. magnitude šibkejše od zvezd 2. in tako naprej: pridobljena je bila aritmetična progresija. Hiparhov katalog je vključeval 15 zvezd prve magnitude, 45 zvezd druge, 208 tretjih, 474 četrte, 217 pete in 49 zvezd šeste magnitude (plus več meglic).

Zakaj je Hiparh poimenoval značilnosti svetlosti zvezd? velikost?

V starih časih so ljudje verjeli, da se zvezde nahajajo na nebesni sferi na enaki razdalji od Zemlje, zato so razliko v svetlosti zvezd razlagali z razliko v njihovi dejanske velikosti ali velikosti.

Zato so morale biti zvezde prve magnitude veliko večje od zvezd šeste magnitude.

Po lestvici, ki jo je uvedel Hiparh, so imele zvezde, kot so , Deneb ali Capella, prvo magnitudo (okrajšano 1 m) in to so bile največje, »pomembne« zvezde. Vedro zvezde Veliki medved imela povprečno 2 m, so bile to že “manjše” zvezde. Sčasoma so astronomi spoznali, da zvezdna magnituda ne določa prave velikosti zvezde, temveč le njen sijaj, tj. osvetlitev, ki jo ustvarja na Zemlji, vendar so še naprej uporabljali Hiparhovo lestvico.

Ne smemo pozabiti, da je lestvica magnitude inverzna: svetlejša je zvezda, manjša je njena magnituda. Nasprotno, temnejša ko je zvezda, večja je njena magnituda.

Do sredine 19. stoletja je razvoj znanosti zahteval natančnejše določanje svetlosti svetilk. Zlasti se je izkazalo, da človeški vid je zasnovan na poseben način: ko se osvetlitev spreminja v geometrijski progresiji, nam prenaša občutke v aritmetični progresiji. Izkazalo se je, da ne bo 6 zvezd 6. magnitude ustvarilo enake osvetlitve kot zvezda 1. (kot je bilo prej domnevano), ampak cela sto!

Leta 1856 je angleški astronom Norman Pogson predlagal izdelavo lestvice magnitude ob upoštevanju psihofizičnega zakona vida. Po Pogsonu je zvezda 1. magnitude po definiciji proizvedla natanko 100-krat večjo osvetlitev kot zvezda 6m. Tako se izkaže, da je sodobna lestvica magnitude logaritemska: zvezda 1. magnitude je približno 2,512-krat svetlejša od zvezde 2. magnitude, ta pa je 2,512-krat svetlejša od zvezde 3. magnitude itd.

Zvezdna magnituda je brezrazsežna značilnost sijaja nebesnega telesa. Ta slika prikazuje znamenito dvojno kopico v ozvezdju Perzej. Najsvetlejše zvezde na fotografiji so 6. magnitude, najšibkejše pa približno 17. magnitude. Po Pogsonovi formuli so najsvetlejše zvezde na fotografiji 25.000-krat svetlejše od komaj vidnih. © Observatorij New Forest

Toda zakaj poročati? Kaj je treba vzeti kot ničelno točko?

Kot veste, je astronomija natančna znanost in zato katera koli fizična lastnost je treba meriti v določenih količinah. Torej, sila se meri v newtonih, energija - v joulih. V tem smislu je zvezdna magnituda brezrazsežna značilnost sijaja nebesnih teles. Pogson je predlagal izračun sijaja Severnica enak natanko 2 m (tako kot je Celzij vzel ledišče vode za 0°), in na podlagi tega določi magnitude preostalih zvezd. Kasneje pa se je izkazalo, da sijaj Polarne zvezde ni konstanten, nato pa so Vega vzeli za standard. Danes se 0 m šteje za točno določeno osvetljenost, ki je enaka energijski vrednosti E=2,48*10^-8 W/m².

Pravzaprav točno osvetlitev in jo določijo astronomi med opazovanjem in jo šele nato posebej pretvorijo v zvezdne magnitude.

To ne počnejo samo zato, ker je "to pogostejše", ampak tudi zato, ker se je magnituda izkazala za zelo priročen koncept. Merjenje osvetlitve v vatih na kvadratni meter je izjemno okorno: za Sonce je vrednost velika, za šibke teleskopske zvezde pa zelo majhna. Hkrati je veliko lažje operirati z zvezdnimi veličinami (prav zato, ker gre za logaritemsko lestvico). Tako je sijaj Sonca -26,73 m, sijaj najšibkejših predmetov, katerih slike lahko dobite s teleskopom Hubble, pa približno 31,50 m. Kot lahko vidite, je razlika le 58 "korakov".

Na začetku je bila magnituda uporabljena kot pokazatelj svetlosti zvezd, ki so bile opazovane optično (to je vizualno ali fotografsko). Kasneje se je lestvica razširila na ultravijolično in infrardeče sevanje. Jasno je, da zvezde neenakomerno sevajo na različnih valovnih dolžinah, zato je velikost nebesnega telesa odvisna od spektralne občutljivosti sprejemnika sevanja.

Vizualno velikost mv ustreza spektralni občutljivosti človeškega očesa (največja se pojavi pri valovni dolžini lambda = 555 µm).

Fotovizualno velikost V(oziroma rumena) praktično sovpada z vizualno, trenutno pa je na lestvici fotovizualnih magnitud navedena svetlost zvezd in drugih nebesnih teles v katalogih, namenjenih ljubiteljem astronomije.

Fotografsko velikost B(ali modro) se določi z merjenjem svetlosti zvezde s fotografsko ploščo, občutljivo na modre žarke, ali s pomočjo fotopomnoževalne cevi z modrim filtrom.

končno, bolometrični velikost mbol ustreza skupni moči sevanja zvezde v vseh spektralnih območjih. Na primer, bolometrična magnituda Sonca je le malo manjša od vizualne magnitude, saj je skoraj vse sevanje zvezde v vidnem območju. Po drugi strani pa bolometrični zvok. vodil rdeče pritlikavke so veliko manjše od njihove vizualne velikosti. magnitude, saj je večina energije sevanja v infrardečem območju. Enako stanje opazimo pri vročih zvezdah spektralnih razredov O in B, ki sevajo predvsem v ultravijoličnem.

Magnitudna lestvica. Risba: Veliko vesolje

Do zdaj smo, ko smo govorili o zvezdni magnitudi, mislili navidezna magnituda , torej tisto, ki se posname neposredno ob opazovanju nebesnega telesa. Navidezna magnituda pomeni "opazen", "navidezen" in ne pove ničesar o čem realni sij nebesnega telesa. Na primer, Venera na nebu je videti veliko svetlejša od katere koli zvezde; njegova največja svetlost doseže -4,67 m. Vendar to ne pomeni, da planet "oddaja" več svetlobe kot zvezde; Velik sijaj Venere je razložen z njeno bližino Zemlje.

Za primerjavo dejanskih tokov svetlobne energije, ki prihaja iz nebesnih teles, jih astronomi običajno postavijo na standardno razdaljo 10 parsekov od Zemlje. Absolutna magnituda (M) kaže kakšno navidezno velikost bi imel? nebesno telo v primeru, da je bila razdalja do nje 10 parsecov.

Navidezne magnitude nekaterih nebesnih teles

sonce: -26,73
Luna (polna luna): -12,74
Venera (pri največji svetlosti): -4,67
Jupiter (pri največji svetlosti): -2,91
Sirius: -1,44
Vega: 0,03
Najslabše zvezde, vidne s prostim očesom: približno 6,0
Sonce oddaljeno 100 svetlobnih let: 7,30
Proxima Centauri: 11,05
Najsvetlejši kvazar: 12,9
Najšibkejši objekti, ki jih je fotografiral teleskop Hubble: 31,5

Tudi ljudje, ki so daleč od astronomije, vedo, da imajo zvezde različne svetlosti. Najsvetlejše zvezde so zlahka vidne na preosvetljenem mestnem nebu, medtem ko so najšibkejše zvezde komaj vidne v idealnih pogojih gledanja.

Za opredelitev svetlosti zvezd in drugih nebesnih teles (na primer planetov, meteorjev, Sonca in Lune) so znanstveniki razvili lestvico zvezdnih magnitud.

Navidezna velikost(m; pogosto imenovan preprosto "magnituda") označuje tok sevanja v bližini opazovalca, tj. opazovano svetlost nebesnega vira, ki ni odvisna le od dejanske moči sevanja predmeta, ampak tudi od razdalje do njega.

To je brezdimenzijska astronomska količina, ki označuje osvetlitev, ki jo ustvari nebesno telo v bližini opazovalca.

Osvetlitev– svetlobna količina, ki je enaka razmerju med svetlobnim tokom, ki vpada na majhno površino, in njeno površino.
Enota za merjenje osvetljenosti v Mednarodni sistem Enota (SI) je luks (1 luks = 1 lumen na kvadratni meter), enota CGS (centimeter-gram-sekunda) pa je phot (en phot je enak 10.000 luksov).

Osvetlitev je neposredno sorazmerna s svetlobno jakostjo svetlobnega vira. Ko se vir oddaljuje od osvetljene površine, se njegova osvetljenost zmanjšuje v obratnem sorazmerju s kvadratom razdalje (inverzni kvadratni zakon).

Subjektivno vidno zvezdno magnitudo zaznavamo kot svetlost (pri točkastih virih) ali svetlost (pri razširjenih virih).

V tem primeru je svetlost enega vira označena s primerjavo s svetlostjo drugega, vzetega kot standard. Takšni standardi običajno služijo kot posebej izbrane fiksne zvezde.

Magnituda je bila najprej predstavljena kot indikator viden sijaj zvezd v optičnem območju, kasneje pa se je razširilo še na druga območja sevanja: infrardeče, ultravijolično.

Tako je navidezna magnituda m ali svetlost merilo osvetlitve E, ki jo ustvari vir na površini, pravokotni na njegove žarke na mestu opazovanja.

Zgodovinsko gledano se je vse začelo pred več kot 2000 leti, ko je starogrški astronom in matematik Hiparh(2. st. pr. n. št.) razdelil z očesom vidne zvezde na 6 magnitud.

Najbolj svetle zvezde Hiparh je dodelil prvo magnitudo, z najbolj zatemnjeno, komaj vidno očesu pa šesto, ostale pa je enakomerno porazdelil med vmesne magnitude. Poleg tega je Hiparh naredil razdelitev na zvezdne magnitude, tako da so se zvezde 1. magnitude zdele toliko svetlejše od zvezd 2. magnitude, kot so se zdele svetlejše od zvezd 3. magnitude itd. zvezde, spremenjene za eno in isto velikost.

Kot se je kasneje izkazalo, je povezava takšnega obsega z resničnim fizikalne količine logaritemsko, saj enako število sprememb svetlosti oko zazna kot spremembo enake količine - empirični psihofiziološki zakon Weber-Fechner, po katerem je intenzivnost občutka premo sorazmerna z logaritmom jakosti dražljaja.

To je posledica posebnosti človeškega zaznavanja, na primer, če v lestencu zaporedno prižgejo 1, 2, 4, 8, 16 enakih žarnic, se nam zdi, da se osvetlitev v prostoru nenehno povečuje za enako. znesek. To pomeni, da bi se moralo število prižganih žarnic povečati za enako število krat (v primeru dvakrat), tako da se nam zdi, da je povečanje svetlosti konstantno.

Logaritemsko odvisnost moči občutka E od fizične intenzivnosti dražljaja P izrazimo s formulo:

E = k log P + a, (1)

kjer sta k in a določeni konstanti, ki ju določa dani senzorični sistem.

Sredi 19. stol. Angleški astronom Norman Pogson je formaliziral magnitudno lestvico, ki je upoštevala psihofiziološki zakon vida.

Na podlagi pravi rezultati opažanj, je domneval, da

ZVEZDA PRVE MAGNITUDE JE TOČNO 100-KRAT SVETLEJŠA OD ZVEZDE ŠESTE MAGNITUDE.

V tem primeru je v skladu z izrazom (1) navidezna magnituda določena z enakostjo:

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

2,5 – Pogsonov koeficient, znak minus – poklon zgodovinski tradiciji (svetlejše zvezde imajo nižjo, tudi negativno magnitudo);
a je ničelna točka magnitudne lestvice, določena z mednarodnim sporazumom v zvezi z izbiro osnovne točke merilne lestvice.

Če E 1 in E 2 ustrezata velikosti m 1 in m 2, potem iz (2) sledi, da:

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

Zmanjšanje magnitude za en m1 - m2 = 1 vodi do povečanja osvetlitve E za približno 2,512-krat. Ko je m 1 - m 2 = 5, kar ustreza razponu od 1. do 6. magnitude, bo sprememba osvetlitve E 2 / E 1 = 100.

Pogsonova formula v svoji klasična oblika vzpostavlja razmerje med navideznimi zvezdnimi magnitudami:

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

Ta formula vam omogoča določitev razlike v zvezdnih magnitudah, ne pa samih magnitud.

Če ga želite uporabiti za izdelavo absolutne lestvice, morate nastaviti ničelna točka– svetlost, ki ustreza ničelni magnitudi (0 m). Sprva je bil sijaj Vege vzet za 0 m. Nato je bila ničelna točka na novo definirana, vendar za vizualna opazovanja lahko Vega še vedno služi kot standard ničelne vidne magnitude (po sodobnem sistemu je v pasu V sistema UBV njena magnituda +0,03 m, ki se ne razlikuje od nič). na oko).

Običajno se ničelna točka lestvice magnitude vzame pogojno na podlagi niza zvezd, katerih skrbna fotometrija je bila izvedena z različnimi metodami.

Prav tako je dobro definirana osvetlitev vzeta kot 0 m, kar je enako energijski vrednosti E = 2,48 * 10 -8 W/m². Pravzaprav je osvetlitev tista, ki jo astronomi določijo med opazovanjem in jo šele nato posebej pretvorijo v zvezdne magnitude.

To ne počnejo samo zato, ker je "to pogostejše", ampak tudi zato, ker se je magnituda izkazala za zelo priročen koncept.

magnituda se je izkazala za zelo priročen koncept

Merjenje osvetlitve v vatih na kvadratni meter je izjemno okorno: za Sonce je vrednost velika, za šibke teleskopske zvezde pa zelo majhna. Hkrati je veliko lažje operirati z zvezdnimi magnitudami, saj je logaritemska lestvica izjemno priročna za prikaz zelo velikih razponov vrednosti magnitude.

Pogsonova formalizacija je pozneje postala standardna metoda za ocenjevanje zvezdne magnitude.

Res je, sodobno merilo ni več omejeno na šest magnitud ali le na vidno svetlobo. Zelo svetli predmeti imajo lahko negativno magnitudo. Na primer Sirius, najsvetlejša zvezda nebesna krogla, ima magnitudo minus 1,47 m. Sodobna lestvica nam omogoča tudi pridobitev vrednosti za Luno in Sonce: polna luna ima magnitudo -12,6 m, Sonce pa -26,8 m. Orbitalni teleskop Hubble lahko opazuje predmete, katerih svetlost je približno 31,5 m.

Magnitudna lestvica
(lestvica je obrnjena: nižje vrednosti ustrezajo svetlejšim predmetom)

Navidezne magnitude nekaterih nebesnih teles

Ned: -26.73
Luna (polna luna): -12.74
Venera (pri največji svetlosti): -4,67
Jupiter (pri največji svetlosti): -2,91
Sirius: -1,44
Vega: 0,03
Najslabše zvezde, vidne s prostim očesom: približno 6,0
Sonce oddaljeno 100 svetlobnih let: 7.30
Proksima Kentavra: 11.05
Najsvetlejši kvazar: 12.9
Najšibkejši objekti, ki jih je fotografiral teleskop Hubble: 31,5

Vsaka od teh zvezd ima določeno magnitudo, ki omogoča, da jih vidimo

Zvezdna magnituda je numerična brezrazsežna količina, ki označuje svetlost zvezde ali drugega kozmičnega telesa glede na vidno območje. Z drugimi besedami, ta vrednost odraža znesek elektromagnetni valovi, telesa, ki jih registrira opazovalec. Zato je ta vrednost odvisna od lastnosti opazovanega predmeta in oddaljenosti od opazovalca do njega. Izraz zajema samo vidni, infrardeči in ultravijolični spekter elektromagnetno sevanje.

Izraz "sijaj" se uporablja tudi za točkovne vire svetlobe, "svetlost" pa za razširjene.

Starogrški znanstvenik, ki je živel v Turčiji v 2. stoletju pr. e., velja za enega najvplivnejših astronomov antike. Sestavil je volumetričnega, prvega v Evropi, ki opisuje lege več kot tisoč nebesnih teles. Hiparh je uvedel tudi takšno značilnost, kot je zvezdna magnituda. Ko je zvezde opazoval s prostim očesom, se je astronom odločil, da jih po svetlosti razdeli na šest magnitud, kjer je prva magnituda najsvetlejši objekt, šesta pa najbolj zatemnjen.

V 19. stoletju je britanski astronom Norman Pogson izboljšal lestvico za merjenje zvezdnih magnitud. Razširil je obseg njegovih vrednosti in uvedel logaritemsko odvisnost. To pomeni, da se s povečanjem magnitude za eno svetlost predmeta zmanjša za 2,512-krat. Potem je zvezda 1. magnitude (1 m) stokrat svetlejša od zvezde 6. magnitude (6 m).

Standard velikosti

Standard nebesnega telesa z ničelno magnitudo je bil sprva vzet za svetlost najsvetlejše točke v . Nekoliko kasneje je bilo navedeno več natančna definicija objekt z ničelno magnitudo - njegova osvetljenost mora biti 2,54·10 −6 luksov, svetlobni tok v vidnem območju pa 10 6 kvantov/(cm²·s).

Navidezna velikost

Zgoraj opisana značilnost, ki jo je definiral Hiparh iz Niceje, se je kasneje začela imenovati "vidna" ali "vidna". To pomeni, da ga je mogoče opazovati tako s človeškim očesom v vidnem območju kot z uporabo različne instrumente kot teleskop, vključno z ultravijoličnim in infrardečim območjem. Magnituda ozvezdja je 2 m. Vemo pa, da Vega z ničelno magnitudo (0 m) ni najsvetlejša zvezda na nebu (peta po svetlosti, tretja za opazovalce iz CIS). Zato imajo lahko svetlejše zvezde negativno magnitudo, na primer (-1,5 m). Danes je tudi znano, da so med nebesnimi telesi lahko ne samo zvezde, ampak tudi telesa, ki odbijajo svetlobo zvezd - planeti, kometi ali asteroidi. Skupna magnituda je −12,7 m.

Absolutna magnituda in svetilnost

Da bi lahko primerjali pravo svetlost kozmična telesa, je bila razvita takšna značilnost, kot je absolutna velikost. V skladu z njim se izračuna vrednost navidezne magnitude predmeta, če se ta objekt nahaja 10 (32,62) od Zemlje. V tem primeru pri primerjavi različnih zvezd ni odvisnosti od razdalje do opazovalca.

Absolutna magnituda vesoljskih teles uporablja različno razdaljo od telesa do opazovalca. In sicer 1 astronomsko enoto, medtem ko bi po teoriji opazovalec moral biti v središču Sonca.

Sodobnejša in uporabnejša količina v astronomiji je postala "svetilnost". Ta lastnost določa celotno sevanje, ki ga oddaja kozmično telo v določenem časovnem obdobju. Za izračun se uporablja absolutna magnituda.

Spektralna odvisnost

Kot smo že omenili, je mogoče izmeriti velikost različne vrste elektromagnetnega sevanja, zato ima različne pomene za vsako območje spektra. Za pridobitev slike katerega koli vesoljski objekt Astronomi lahko uporabijo , ki so bolj občutljivi na visokofrekvenčni del vidne svetlobe, zvezde pa so na sliki videti modre. Ta velikost se imenuje "fotografska", m Pv. Za pridobitev vrednosti, ki je blizu vizualni ("fotovizualni", m P), je fotografska plošča prevlečena s posebno ortokromatsko emulzijo in uporabljen je rumen filter.

Znanstveniki so sestavili tako imenovani fotometrični sistem razpona, zahvaljujoč kateremu je mogoče določiti glavne značilnosti kozmičnih teles, kot so: površinska temperatura, stopnja odboja svetlobe (albedo, ne za zvezde), stopnja absorpcije svetlobe in druge . Da bi to naredili, se posnamejo fotografije svetilke v različnih spektrih elektromagnetnega sevanja in nato primerjajo rezultate. Najbolj priljubljeni filtri za fotografijo so ultravijolični, modri (fotografska magnituda) in rumeni (blizu fotovizualnega območja).

Fotografija z zajetimi energijami vseh razponov elektromagnetnega valovanja določa tako imenovano bolometrično magnitudo (mb). Z njegovo pomočjo, poznajoč razdaljo in stopnjo medzvezdne absorpcije, astronomi izračunajo sij kozmičnega telesa.

Magnitude nekaterih predmetov

• Sonce = −26,7 m
• Polna luna = −12,7 m
• Iridijeva bakla = −9,5 m. Iridium je sistem 66 satelitov, ki krožijo okoli Zemlje in služijo prenosu govora in drugih podatkov. Površina vsake od treh glavnih naprav občasno zasije sončna svetloba proti Zemlji in ustvari najsvetlejši gladek blisk na nebu do 10 sekund.