Näkyvä suuruus

Magnitudi on toimenpide , että irradianssi on celestial esineen havaita maapallon . Lähes yksinomaan tähtitieteessä käytetty suuruus vastasi historiallisesti tähtien luokitusta, kirkkain on "ensimmäisen suuruuden", toinen ja kolmas suuruus on matalampi, jopa kuudenteen, tähdet tuskin näkyvät silmällä. Se on nyt määritelty käänteisessä logaritmisessa mittakaavassa , jossa suuruus kasvaa yhdellä, kun irradianssi jaetaan noin 2,5: llä. Joten mitä kirkkaampi taivaankappale on, sitä heikompi tai jopa negatiivinen sen suuruus. On tavallista määritellä nollan suuruus olevan tähti Vega , lukuun ottamatta kalibrointivirheitä.

Suuruus mitataan fotometrialla yhdellä tai useammalla spektrikaistalla ( ultravioletti , näkyvä spektri , infrapuna ) käyttämällä fotometrisiä järjestelmiä , kuten UBV-järjestelmää . Yleensä suuruus ilmoitetaan spektrialueella V (visuaalinen), ja sen jälkeen sitä kutsutaan visuaaliseksi suuruudeksi, merkitään m v tai yksinkertaisesti V. Suuremmat teleskoopit voivat havaita taivaankappaleita raja- arvoon AB 31,2 asti ( erittäin syvä Hubble-kenttä ); James-Webb Space Telescope on odotetaan nousevan 34 näkyvässä valossa.

Historiallinen

Ensimmäinen luokittelu tähdet mukaan niiden kirkkauden juontaa juurensa antiikin ajoista , jolloin II : nnen vuosisadan eaa. JKr . Kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparchus olisi tuottanut luettelon tuhannesta tähdestä, jotka näkyvät paljaalla silmällä. Asteikossa on sitten kuusi ”kokoa”: kirkkaimmat tähdet ovat ensimmäisen suuruisia ja vähiten kirkkaat tähdet, jotka silti näkyvät paljaalla silmällä, ovat kuudennen suuruisia. Tämä menetelmä ranking sitten suosituksi Almagestin ja Ptolemaios on II th -luvulla.

Vuonna XVII nnen vuosisadan Galileo , joka tarkkaili taivaalle kaukoputki , oli pakko luoda seitsemäsosa suuruus tähti luokitella näkyvissä vain hänen väline. Kunnes XIX th luvulla, uusia tasoja ja välitason lisätään vähitellen mittakaavassa, joilla on parantunut havainto välineitä. Esimerkiksi 1860-luvulla Bonner Durchmusterung -luettelossa laskettiin 324188 tähteä yhdeksään kokoon. Mutta tämä luokitus voi vaihdella suuresti tarkkailijoiden harkinnan mukaan, ja tähtien ja niiden luetteloiden lisääntymisen edessä on välttämätöntä löytää vähemmän subjektiivinen havaintoprosessi. Useita tekniikoita on kehitetty, yksi yleisimmin käytetty, joka on fotometri : se muuntaa kirkkaus tulee sähköinen virta , joka sitten verrataan standardin arvoja. Tästä huolimatta erot ovat edelleen liian suuria - Friedrich Georg Wilhelm von Struven yhdennentoista suuruus vastasi John Herschelin kahdeksastoista - ja meidän on löydettävä tähtien kirkkauden vaihtelulaki.

Vuonna 1856 Norman Robert Pogson ehdotti uutta luokitusta, jossa hän korvasi sanan " koko ", joka herätti liian voimakkaasti koon ajatuksen, " suuruuden " (joka on opittu synonyymi). Hän huomaa, että ensimmäisen suuruusluokan tähti on sata kertaa kirkkaampi kuin kuudennen tähden tähti. Täten yhden suuruuden pudotus edustaa kirkkauden pudotusta, joka on yhtä suuri kuin 5 √ 100 tai noin 2,512. Tämä uusi logaritminen asteikko kunnioittaa silmän fysiologista ominaisuutta sen valoherkkyydessä ( Weber-Fechnerin laki ). Tämä asteikko johtaa noin 20 ensimmäisen suuruusluokan tähden ( Sirius , Véga , Betelgeuse jne.) Luokitteluun , joiden välähdykset ovat liian erilaisia, ja negatiivisten suuruusluokkien luomiseen. Pogson valitsee nollakohtana hänen mittakaavassa Pole tähti (α Ursae minoris), jonka suuruus hän korjaa nimellä 2. Mutta myöhemmin tähtitieteilijät ymmärtää, että Pole tähti on muuttuvan tähden ja he valitsevat l uusi viite. Tähti Vega voimakkuudeltaan Mutta taas näyttää siltä, että Vega on hieman vaihteleva ja XXI - luvulta lähtien tähtitieteilijät käyttävät vakaita valonlähteitä, kuten laboratorion Gunn-järjestelmää, STMAG-järjestelmää tai AB: n suuruutta .

Analyyttinen formulaatio

Näennäinen suuruus annetaan Pogsonin lailla, joka on kirjoitettu: $m$

${\ displaystyle m = -2,5 \ log _ {10} (E) + C = -2,5 \ log _ {10} \ vasen ({\ frac {L} {4 \ pi d ^ {2}}} \ oikea) + C}$

missä on janskin tähden valaistus tai kirkkaus (10 −26 W m −2 Hz −1 ) - joka ilmaistaan tähden sisäisellä kirkkaudella ja tähden ja maan välisellä etäisyydellä metreinä ilmaistuna - ja missä on vakio, jota käytetään asteikon alkuperän määrittämiseen. Tähtitieteilijä kiinnittää tämän vakion havainnointihetkellä sovittamaan mittaukset vakiotähtien suuruudesta suhteessa niiden tunnettuihin suuruuksiin ja kirjattuna luetteloihin. $E$ $L$ $d$ $VS$

Siinä tapauksessa, että tähden sisäinen kirkkaus on bolometrinen , käytämme Stefan-Boltzmannin lakia, jonka avulla voimme saavuttaa seuraavan lausekkeen:

${\ displaystyle m = -2,5 \ log _ {10} \ vasen ({4 \ pi R ^ {2} \ sigma T ^ {4} \ yli 4 \ pi d ^ {2}} \ oikea) + C}$

jossa on säde tähti metriä , tehokas lämpötila tähti Kelvin ja Stefan-Boltzmannin vakio . $R$ $T$ $\ sigma$

Kaavaa käytetään yleisemmin kahden taivaankappaleen näennäissuureiden vertaamiseen ja siten tuntemattoman kohteen (1) suuruuden vertaamiseen tunnetun kohteen (2), kuten tähti Vega, jonka suuruus on 0, suuruuteen.

${\ displaystyle m_ {1} -m_ {2} = - 2,5 \ log _ {10} \ vasen ({\ frac {E_ {1}} {E_ {2}}} \ oikea)}$

Suuruusmittaus

Spektrivyöhykkeet

Spektrialueet ja niiden keskimääräiset aallonpituudet

Spektrivyöhyke		Keskimääräinen aallonpituus ( nm )
U	ultravioletti	367
B	sininen	436
V	visuaalinen ( keltainen - vihreä )	545
R	punainen	638
Minä	infrapuna	797

Suuruus mitataan vain pienessä osassa sähkömagneettista spektriä, jota kutsutaan spektrikaistaksi . Arvo on siis erilainen riippuen kaistan valinnasta: U ( ultravioletti ), B ( sininen ), V (visuaalinen), R ( punainen ) tai I ( infrapuna ). Kun mittaus tehdään koko sähkömagneettiselle spektrille, se on bolometrinen suuruus . Se voidaan saada soveltamalla bolometrinen korjaus BC absoluuttiseen tai näennäiseen suuruuteen.

Visuaalinen suuruus, jota merkitään m v tai suoraan V, on spektrialueella V oleva suuruus, joka vastaa parhaiten silmän herkkyyttä . Juuri tätä suuruutta käytetään yleensä, kun havaittavalle spektrialueelle ei anneta tarkkuutta.

Valokuvaus- suuruus , jota merkitään m s , on mitattuna valokuvauslevylle herkempiä sininen. Siten valokuvan suuruus eroaa visuaalisesta suuruudesta: se näyttää kirkkaampia sinisiä ja vähemmän kirkkaita keltaisia tähtiä. Sitä vastoin photovisual suuruus, jota merkitään m pv , mitataan peräisin orthochromatic levy herkempiä keltuaisen. Sopivilla suodattimilla saadaan sitten visuaalista suuruutta vastaava suuruus. Näitä kahta menetelmää pidetään vanhentuneina ja ne on korvattu fotometrisillä järjestelmillä, jotka mittaavat suuruuksia useilla spektrikaistoilla. Yleisimmin käytetty on Harold Johnsonin ja William Wilson Morganin 1950-luvulla luotu UBV (tai Johnson) fotometrinen järjestelmä .

Erityiset taivaankappaleet

Suurille taivaankappaleille, kuten galakseille tai sumuille , puhumme pinnan loistosta tai pinnan loistosta. Se ilmaistaan kiinteän kulman yksikköä kohti , esimerkiksi kaaren neliön suuruus sekunnissa .

Ja muuttuja tähdet , toisin sanoen tähteä, joiden kirkkaus vaihtelee pidempiä tai lyhyempiä aikoja, suurin ja pienin suuruuksia ja vaihtelun periodi on esitetty.

Kaksoistähtien tai useiden tähtien suuruuden mittaaminen palauttaa tähtijärjestelmän kokonaisarvon, joka ei ole yhtä suuri kuin siinä olevien tähtien suuruus. Jos tiedämme järjestelmän tähtien lukumäärän, on mahdollista erottaa suuruudet. Ne on linkitetty kaavalla:

${\ displaystyle m_ {f} = - 2 {,} 5 \ log _ {10} (10 ^ {- 0 {,} 4m_ {1}} + 10 ^ {- 0 {,} 4m_ {2}})}$

missä on järjestelmän kokonaismäärä ja sen muodostavien tähtien suuruudet. $m_f$ $m_1$ $m_ {2}$

Instrumenttien raja

Rajoittava suuruus väline tarkoittaa alinta havaittavissa kirkkaus tietyllä välineen kokoonpano ja spektrikaistalla. Visuaalinen rajoittava suuruus on rajoittava suuruus spektrikaistan V (näkyvä).

Visuaalinen rajan suuruus paljain silmin on 6, että kiikarit on 10, ja että suurten maanpäällisten teleskooppien tai tilaa teleskooppien kuin Hubble on 30. Tämä raja on jatkuvasti työnnetään takaisin, ja on odotettavissa, että Euroopan Giant teleskooppi rakenteilla on raja-arvo on 34.

Tähtien välinen imeytyminen

Näennäinen suuruus riippuu taivaankappaleen sisäisestä kirkkaudesta ja sen etäisyydestä maasta. Kuitenkin toinen ilmiö tulee pelata: osa valosta absorboi pölyä ja kaasuja sekä tähtienvälisen väliaineen . Tätä absorboitunutta määrää kutsutaan sukupuutto- tai tähtienväliseksi absorptioksi, jota kutsutaan A: ksi. Tämä ilmiö ei ole yhtä tärkeä pitkillä aallonpituuksilla kuin pienillä, eli se absorboi enemmän sinisiä kuin punaiset. Tämä luo punastavan vaikutuksen, joka saa kohteen näyttämään punaisemmalta kuin todellinen asia.

Väri-indeksi tähti on ero magnitudi on, että tähden saatiin kahdessa eri spektrikaistoiksi. Indeksejä on useita riippuen käytetyistä kaistoista: B - V , U - B ...

Suhde absoluuttiseen suuruuteen

Absoluuttinen suuruus on mitta luontainen säteilyvoimakkuus selestisen esineen, toisin kuin magnitudi, joka riippuu etäisyydestä sen tähden ja ekstinktio on näköyhteyttä. Aurinkokunnan ulkopuolella sijaitsevalle objektille se määritetään näennäisellä suuruudella, joka tällä tähdellä olisi, jos se sijoitettaisiin referenssietäisyydelle, joka on asetettu 10 pareksiin (noin 32,6 valovuotta ).

Absoluuttisen suuruuden vertaaminen näennäiseen suuruuteen antaa mahdollisuuden arvioida etäisyys kohteesta.

${\ displaystyle \ mu = mM = 5 \ log _ {10} (d) -5}$

missä on näennäinen suuruus, absoluuttinen suuruus ja etäisyys parsekkeinä ilmaistuna. Arvo , jota kutsutaan etäisyysmoduuliksi , on tavallaan etäisyyden mittayksikkö, kuten valovuosi ja parsekki. $m$ $M$ $d$ $\ mu$

Merkittävien esineiden suuruus

Merkittävien taivaankappaleiden näennäinen visuaalinen suuruus

V	Taivaallinen esine
−26,7	Aurinko
−12,6	Täysi kuu
−8,4	Iridium-salama (enintään)
−7,5	Kirkkain Supernova : SN 1006 (vuonna 1006)
−5.3	Kansainvälinen avaruusasema on täysin valaistu perigeeään
−4.6	Kirkkain planeetta : Venus (enintään)
−2.9	Mars ja Jupiter (maksimit)
−2.4	Elohopea (enintään, ei havaittavissa)
−1,5	Kirkkain tähti: Sirius
−0,7	Toiseksi kirkkain tähti: Canopus
0,0	Vihainen sopimuksen mukaan ( oikeastaan +0,03)
0.4	Saturnus (enintään)
0,9	Kirkkain galaksi : Suuri Magellanin pilvi
1.0	Kirkkain sumu : Carinan sumu (NGC 3372)
2.0	Alpha Ursae Minoris ( pohjoisen pallonpuoliskon polaarinen tähti )
3.4	Andromeda-galaksi (M 31 / NGC 224)
5.3	Uranus (enintään)
5.4	Sigma Octantis (eteläisen pallonpuoliskon polaarinen tähti)
6	Suuruus raja paljain silmin
7.8	Neptune (enintään)
10	Kiikareiden suuruusraja
12.6	Kirkkain kvasari : 3C 273
13.7	Pluto (enintään)
31	Hubble-avaruusteleskoopin suuruusraja
34	Odotettu raja-arvo Euroopan jättiläinen teleskooppi (rakenteilla)
50	Matkustaminen 1

Huomautuksia ja viitteitä

http://xdf.ucolick.org
Neil Comins ( kääntänyt englannista Richard Taillet ja Loïc Villain), Discovering the Universe: The Astronomy and Astrophysics [“ Discovering the Universe »], Pariisi, De Boeck Supérieur ,syyskuu 2016, 2 nd ed. ( 1 st toim. 2011), 536 s. ( ISBN 978-2-8073-0294-5 , lue verkossa ) , luku . 10 (“Tähtikuvagalleria”), s. 296-299.
Gabriel Merle, The Universe and Us: Our History , Publibook Publishing ( ISBN 978-2-7483-0485-5 , lue verkossa ) , s. 210-214.
Guillaume Cannat, Le Guide du ciel , AMDS / Nathan ( lue verkossa ).
" Ptolemaios ja geosentrismi " , osoitteessa astrosurf.com (käytetty 18. tammikuuta 2017 ) .
(in) Charles Francis Light After Dark I: Rakenteet Sky , Troubador Publishing Ltd2016, 248 Sivumäärä ( ISBN 978-1-78589-932-4 , lue verkossa ) , luku . 6 (”Tähtien etäisyydet”) , s. 84-85.
[PDF] (in) Neil Phillips, " Fotometrinen Systems " , on paikalle Royal Observatory of Edinburgh ,8. huhtikuuta 2008(käytetty 19. tammikuuta 2017 ) .
Mianes 1964 , s. 279.
Schatzman ja Praderie 1990 , luku . I , § 1.3 , s. 31.
(en) Frederick R. Chromey, To Measure the Sky: An Introduction to Observational Astronomy , Cambridge University Press ,2016, 2 nd ed. ( ISBN 978-1-316-76051-2 , luettu verkossa ) , s. 22-24.
(en) Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen ja Karl Johan Donner, Fundamental Astronomy , Springer ,2016, 6 th ed. , 550 Sivumäärä ( ISBN 978-3-662-53045-0 , lue verkossa ) , luku . 4 ("Fotometriset käsitteet ja suuruudet") , s. 94-96.
[PDF] Club d'Astronomie de Valmondois, " Les magnitudes " , osoitteessa astrosurf.com ,Marraskuu 1999(käytetty 19. tammikuuta 2017 ) .
(in) " Kirkkaus ja Surface Kirkkaus " , on paikalle Michiganin yliopistosta (näytetty 19 tammikuu 2017 ) .
(in) " Magnitude Arithmetic " osoitteessa .caglow.com ,17. tammikuuta 2011(käytetty 19. tammikuuta 2017 ) .
Serge Brunier, ” E-ELT: Super jättiläinen teleskooppi Euroopalle ” , on Science et Vie verkkosivuilla ,13. kesäkuuta 2012(käytetty 18. tammikuuta 2017 ) .
(in) Bob King " Ennakoiva kyvykkyys: Katso Iridium Flare " päälle verkkosivuilla Sky & Telescope ,17. heinäkuuta 2014(käytetty 20. tammikuuta 2017 ) .
" ISS (kansainvälinen avaruusasema) - satelliittitiedot " , osoitteessa heavenens-above.com (käytetty 18. tammikuuta 2017 ) .
(in) " Venus Tietoisku " on sivustolla NASA (näytetty 18 tammikuu 2017 ) .
(in) " maaliskuussa Tietoisku " päälle NASA verkkosivuilla (näytetty 18 tammikuu 2017 ) .
(in) " Jupiter Tietoisku " päälle NASA verkkosivuilla (näytetty 18 tammikuu 2017 ) .
(in) " Mercury Tietoisku " päälle NASA verkkosivuilla (näytetty 24 toukokuu 2020 ) .
(in) " Sirius " on tietokannassa Sinbad Strasbourgin astronominen tietokeskus (näytetty 18 tammikuu 2017 ) .
(in) " α Carinae " on tietokanta Sinbad Strasbourg Astronomista Data Center (näytetty 18 päivänä tammikuuta 2017 ) .
(in) ' Vega (α Lyrae) " , Simbad-tietokannassa Strasbourgin astronominen tietokeskus ( käyty 18. tammikuuta 2017 ) .
(in) " Saturnus Tietoisku " päälle NASA verkkosivuilla (näytetty 18 tammikuu 2017 ) .
(in) " α Ursae Minoris " , Simbad-tietokannassa Strasbourgin astronominen tietokeskus ( käyty 18. tammikuuta 2017 ) .
(in) " Uranus Tietoisku " päälle NASA verkkosivuilla (näytetty 18 tammikuu 2017 ) .
(in) " σ Octantis " päälle Simbad tietokannasta Strasbourgin astronominen tietokeskus (näytetty 20 tammikuu 2017 ) .
(in) " Neptune Tietoisku " päälle NASA verkkosivuilla (näytetty 18 tammikuu 2017 ) .
(in) " 3C 273 - Quasar in Virgo " , sivustolla SEDS (luettu 18. tammikuuta 2017 ) .
(in) " Pluto Tietoisku " päälle NASA verkkosivuilla (näytetty 18 tammikuu 2017 ) .

Katso myös

Bibliografia

[Pogson 1856] (en) Norman Pogson , " Kolmekymmentäkuuden pienempien planeettojen voimakkuudet vuoden jokaisen kuukauden ensimmäisenä päivänä1857 " [" Kolmekymmentäkuuden pienen planeetan voimakkuus vuoden jokaisen kuukauden ensimmäisenä päivänä1857 »], Royal Astronomical Societyn kuukausittaiset ilmoitukset , voi. 17, n o 1,Marraskuu 1856, s. 12-15 ( OCLC 6911225640 , DOI 10,1093 / mnras / 01.17.12 , Bibcode 1856MNRAS..17 ... 12P , lukea verkossa [PDF] ).
[Mianes 1964] Pierre Mianes , " Valosähköinen fotometria: kulkua tähtien suuruuteen ", L'Astronomie , voi. 78, n ° 7,Heinäkuu 1964, s. 279-282 ( Bibcode 1964LAstr..78..279M , lukea verkossa ).

[Schatzman ja Praderie 1990] Évry Schatzman ja Françoise Praderie , Les étoiles , Pariisi, InterÉditions et Éditions du CNRS , coll. "Nykyinen tieto / astrofysiikka",Syyskuu 1990, 1 st ed. , 1 osa, 491 Sivumäärä , Sairas., In-8 O ( ISBN 2-7296-0299-2 ja 2-222-04023-X , EAN 9782729602994 , OCLC 300428163 , ilmoitusta BNF n o FRBNF35105088 , SUDOC 001703900 , lukea verkossa ).

Aiheeseen liittyvät artikkelit