Absoluuttinen suuruus

In tähtitiede , absoluuttinen suuruus osoittaa luontainen kirkkaus on celestial esine , toisin kuin magnitudi , joka riippuu etäisyydellä sen tähden ja ekstinktio on näköyhteyttä.

Kuten kaikki suuruudet, se on kohteen kirkkauden logaritmin pienenevä affiinifunktio : suuruus kasvaa yhdellä, kun kirkkaus jaetaan 2,5: llä. Absoluuttisen ja näennäisen (tai suhteellisen) suuruuden välinen ero, kun kyseessä on aurinkokunnan ulkopuolella oleva esine, saadaan etäisyysmoduulista . Absoluuttinen suuruus voidaan antaa spektrialueella , useimmiten Johnsonin fotometrisen järjestelmän V-suodattimena , tai bolometrisenä suuruutena , ts. Se kuvaa kaikilla aallonpituuksilla vastaanotettua virtausta. V-kaistan absoluuttisen suuruuden ja jälkimmäisen välinen ero muodostaa bolometrisen korjauksen .

Tähdet ja galaksit (M)

Määritelmä

Alkuperäinen määritelmä (1902)

"Määritämme myös tähden absoluuttisen suuruuden ( M ), jonka parallaksi on π ja etäisyys r, näennäisenä suuruutena, joka tällä tähdellä olisi, jos se siirrettäisiin etäisyydellä auringosta, joka vastaa parallaksia 0, 1 kaarisekuntia. "

- "6. Absoluuttinen kirkkaus ja absoluuttinen suuruus", julkaisut Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen, voi. 11, sivu 12 ( http://adsabs.harvard.edu/abs/1902PGro...11Q..12 .), Ilmainen käännös.

Nykyinen määritelmä

Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton määritelmän mukaan , "kohteen absoluuttinen suuruus on se suuruus, joka näyttäisi tarkkailijan olevan täsmälleen 10 parsekin [32,6 valovuoden ] etäisyydellä tästä kohteesta".

Absoluuttinen suuruus on siis logaritminen asteikko, joka liittyy suoraan tähden kirkkauteen . Absoluuttisen suuruuden määritelmä kirjoitetaan matemaattisesti:

missä L on tähden kirkkaus ilmaistuna aurinkoenergian yksikköinä , C on vakio ja log on desimaalilogaritmi. Käänteisenä logaritmisena asteikkona tähti on kirkkaampi, sen suuruus on pieni .

Riippuen siitä, onko kirkkaus on laskettu yli spektrikaistan sininen B (noin 436 nm ) tai näkyvällä V (noin 545 nm ), absoluuttinen suuruus on merkitty M B tai M V . Vakio valitaan tänään siten, että Auringon absoluuttiset suuruudet kaistoilla B ja V ovat M B = 5,48 ja M V = 4,83.

Kun otamme huomioon koko sähkömagneettisen spektrin , mistä radioaallot ja gammasäteitä , eikä vain tietyn spektrikaistan, puhumme bolometrinen kirkkaus, ja siksi bolometrinen suuruus .

Tähtien absoluuttiset suuruudet vaihtelevat yleensä välillä -10 - +17 niiden spektrityypistä riippuen  : sinisen superjätin absoluuttinen suuruus on -10, kun taas punaisen kääpiön arvo voi olla jopa +17. Sun , ja absoluuttinen suuruusluokka 4,8, istuu suunnilleen puoliväliin näiden kahden ääripään välillä.

Näkyvä suuruus ja etäisyys

Absoluuttisen suuruuden vertaaminen näennäiseen suuruuteen (joka on maapallolla todellisesti havaittu suuruus) antaa mahdollisuuden arvioida etäisyys kohteesta. Riippuen kirkkauden vähenemisestä etäisyyden neliön kanssa saamme:

missä on näennäinen todellinen suuruus, absoluuttinen suuruus ja etäisyys parsekkeinä ilmaistuna . Arvoa kutsutaan myös etäisyysmoduuliksi , jota jälkimmäistä käytetään useammin galaktisten kohteiden ulkopuolella.

Absoluuttisen suuruuden saamiseksi tarvitset tähtimalleja ja tiedät tähden lämpötilan (joka saadaan väriindeksistä , joka ei ole mitään muuta kuin kohteen näennäisen suuruuden ero. Kahdessa eri spektrialueella) .

Käytännössä ainoa helposti saatavilla oleva määrä on ilmeisesti havaittu suuruus, joka on itse asiassa näennäisen suuruuden ja tähtienvälisen absorption yhdistelmä : missä on absorptio .

Tieto imeytymisestä on usein kriittistä. Absorptio muuttaa todellinen kirkkaus esineen, koska sironta valon jyvien tähtienvälisen pölyn . Jyvien kaoottinen jakautuminen avaruudessa tekee tähtienvälisen absorption arvioinnin erittäin vaikeaksi, koska se, joka on voimassa tietyssä suunnassa tietylle esineelle, voi olla merkittävästi erilainen vieressä olevalle tähdelle (tekemällä oletus, että kaksi tähteä ovat sama etäisyys). Lisäksi sirontavaikutuksen vuoksi absorptio riippuu aallonpituudesta ja on siten kromaattinen vaikutus (katso yksityiskohtainen artikkeli ).

Joten käytännössä yhtälö kirjoitetaan seuraavasti:

ja vain arvon arvo on helppo mitata.

Aurinkokunnan esineiden absoluuttinen suuruus (H)

Tässä nimenomaisessa tapauksessa vertailuetäisyys ei ole 10 parsekkiä, vaan tähtitieteellinen yksikkö .

Aurinkokunnan objektit, kuten planeetat , komeetat tai asteroidit, heijastavat vain aurinkoa saamaansa valoa, ja niiden näennäinen suuruus riippuu siksi paitsi etäisyydestään maasta myös etäisyydestään auringosta. Näiden esineiden absoluuttinen suuruus määritellään siis niiden näennäiseksi suuruudeksi, jos ne sijaitsisivat yhden tähtitieteellisen yksikön Auringosta ja yhden tähtitieteellisen yksikön maasta, vaihekulman ollessa nolla astetta ("täyskuun" kohdalla mikä tahansa pinta näkyvissä Maa on valaistu).

Rungolle, joka sijaitsee etäisyydellä maasta ja auringosta, sen suuruuden (suhteellisen) ja absoluuttisen suuruuden välinen suhde saadaan kaavalla:

missä on vaiheen integraali, funktio , joka edustaa kohteen vaihekulmaa ; ja se on ilmaistava tähtitieteellisissä yksiköissä.

Vaiheintegraali voidaan "arvioida" kaavalla:

Absoluuttisen suuruuden määritelmän kuvaama tilanne on fyysisesti mahdoton: vaihekulma on 30 astetta pallomaiselle tähdelle yhdessä tähtitieteellisessä yksikössä maasta ja auringosta. Sitä tulisi pitää vertailukohtana - ja se sattuu antamaan oikean suuruusluokan havaitulle tulokselle.

Erittäin kirkkaat taivaankappaleet

Joillakin paljaalla silmällä näkyvillä tähdillä on absoluuttinen suuruus, joka tekisi niistä kirkkaampia kuin planeetat, jos ne olisivat todellisuudessa vain 10 parsekin päässä. Tämä pätee supergigantteihin Rigel (-7.0), Déneb ( -7.2 ), Naos (-7.3) ja Betelgeuse (-5.6). Vertailun kirkkain esineitä taivaalla jälkeen Sun (joka on magnitudi on -26,73) ovat Moon (magnitudi -12 täydellä kuu) ja Venus (magnitudi -4, 3 sen suurin kirkkaus).

Viimeinen taivaankappale, jonka näennäinen suuruus oli verrattavissa yllä olevien kolmen kohteen absoluuttiseen suuruuteen, oli supernova, joka tapahtui vuonna 1054 (ja nimeltään SN 1054 ) ja josta nykyään vain sumu on edelleen planeettamainen ( taskurapusumu ) ja pulsar . Ajan tarkkailijat kertoivat, että tämän kohteen kirkkaus oli niin suuri, että he voisivat lukea keskellä yötä, nähdä sen valon heittämät varjot ja tarkkailla sitä kirkkaassa päivänvalossa .

Tyyppi Ia supernoville on absoluuttinen suuruusluokka -19,3: Tällaisen supernova on kirkas kuin Sun etäisyydellä vain 0,327 parsecs (1,07 valo vuotta).

Huomautuksia ja viitteitä

  1. Wolfgang Hillebrandt ja Jens C. Niemeyer , ”  Type IA Supernova Explosion Models  ”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics , voi.  38, n o  1,2000, s.  191-230 ( DOI  10,1146 / annurev.astro.38.1.191 , Bibcode  2000ARA & A..38..191H , arXiv  Astro-ph / 0006305 )

Katso myös

Aiheeseen liittyvät artikkelit

Ulkoiset linkit

<img src="https://fr.wikipedia.org/wiki/Special:CentralAutoLogin/start?type=1x1" alt="" title="" width="1" height="1" style="border: none; position: absolute;">