Himmel & Teleskop
De fleste måder at tælle og måle tingene virker logisk. Når det, du måler, øges, bliver antallet større. Når du går i vægt, fortæller skalaen dig ikke et mindre antal pund eller kilo. Men tingene er ikke så fornuftige i astronomi — i det mindste ikke når det kommer til stjernernes lysstyrker., Gå ind i stjernens størrelsessystem.
Ancient Origins of the Stellar Magnitude System
stjernestørrelser tæller bagud, resultatet af en gammel fluke, der virkede som en god ide på det tidspunkt. Historien begynder omkring 129 f.kr., da den græske astronom Hipparchus producerede det første kendte stjernekatalog. Hipparchus rangerede sine stjerner på en enkel måde. Han kaldte de lyseste “af den første størrelse”, hvilket blot betyder ” den største.”Stjerner ikke så lyse han kaldte” af anden størrelse ” eller næststørste. De svageste stjerner han kunne se han kaldte “af den sjette størrelsesorden.,”Omkring 140 E. kr. kopierede Claudius Ptolemæus dette system på sin egen stjerneliste. Nogle gange tilføjede Ptolemæus ordene “større” eller “mindre” for at skelne mellem stjerner inden for en størrelsesklasse. Ptolemæus ‘ værker forblev de grundlæggende astronomitekster i de næste 1.400 år, så alle brugte systemet med første til sjette størrelse. Det fungerede fint.Galileo tvang den første ændring. Da han vendte sine nyoprettede teleskoper mod himlen, opdagede Galileo, at der eksisterede stjerner, der var svagere end Ptolemæus ‘ sjette størrelse., “Faktisk vil du med glasset opdage under stjerner i den sjette størrelse en sådan skare af andre, der undgår naturligt syn, at det næppe er troværdigt,” jublede han i sin 1610-kanal Sidereus Nuncius. “Den største af disse . . . vi kan udpege som af den syvende størrelse.”Således kom et nyt udtryk ind i det astronomiske sprog, og stjernernes størrelsessystem blev åbent. Der kan ikke være nogen vej tilbage.
da teleskoper blev større og bedre, tilføjede astronomer flere størrelser til bunden af skalaen., I dag viser et par 50 millimeter kikkert stjerner med omkring 9. Størrelse, et 6-tommers amatørteleskop når til 13.størrelse, og Hubble-Rumteleskopet har set objekter så svage som 31. Størrelse.
i midten af det 19.århundrede indså astronomer, at der var et presserende behov for at definere hele skalaen af stjernestørrelsessystemet mere præcist end ved øjeboldvurdering. De havde allerede bestemt, at en stjerne i 1.størrelse skinner med omkring 100 gange lyset fra en stjerne i 6. Størrelse. I 1856 skrev o 18ford-astronomen Norman R., Pogson foreslog, at en forskel på fem størrelser nøjagtigt defineres som et lysstyrkeforhold på 100 til 1. Denne praktiske regel blev hurtigt vedtaget. En størrelse svarer således til en lysstyrkeforskel på nøjagtigt den femte rod på 100 eller meget tæt på 2, 512 — en værdi kendt som Pogson-forholdet.
det resulterende stjernestørrelsessystem er logaritmisk, i pæn overensstemmelse med 1850 ‘ ernes tro på, at alle menneskelige sanser er logaritmiske i deres reaktion på stimuli. Decibelskalaen til vurdering af lydstyrke blev ligeledes lavet logaritmisk.,
Fifty-otte størrelser, der tilsyneladende lysstyrke omfatte de ting, som astronomer studerer, fra den skærende Sol til de svageste objekter opdaget med Hubble Space Telescope. Dette interval svarer til et lysstyrkeforhold på omkring 200 milliarder billioner.
Sky& Telescope
Desværre er det ikke helt sådan, ikke for lysstyrke, lyd eller noget andet. Vores opfattelse af verden følger magtlovskurver, ikke logaritmiske. Således en stjerne af størrelsesorden 3.,0 ser faktisk ikke nøjagtigt halvvejs i lysstyrke mellem 2, 0 og 4, 0. Det ser lidt svagere ud end det. Den stjerne, der ser halvvejs mellem 2,0 og 4,0 vil være om omfanget 2.8. Jo bredere størrelsesgabet er, desto større er denne uoverensstemmelse. Derfor bruger Sky & teleskopets computertegnede himmelkort stjerneprikker, der er dimensioneret i henhold til en PO .er-la.-relation.
men den videnskabelige verden i 1850 ‘erne var gaga for logaritmer, så nu er de låst ind i stjernernes størrelsesorden systemet så fast som Hipparchus’ bagud nummerering.,
nu hvor stjernestørrelser blev rangeret på en præcis matematisk skala, men dårligt passende, blev et andet problem uundgåeligt. Nogle” 1st-magnitude ” stjerner var meget lysere end andre. Astronomer havde intet andet valg end at udvide skalaen til lysere værdier såvel som svage. Således er Rigel, Capella, Arcturus og Vega magniture 0, en akavet erklæring, der lyder som om de slet ikke har nogen lysstyrke! Men det var for sent at starte forfra. Størrelsesskalaen strækker sig længere ind i negative tal: Sirius skinner i størrelsesordenen -1, 5, Venus når -4, 4, fuldmånen er omkring -12.,5, og solen blusser i størrelsesordenen -26,7.
Andre Farver, Andre Størrelser
bandpasses af standard UBVRI farve filtre, sammen med den spektrum af en typisk blå-hvid stjerne.
Sky& teleskop
i slutningen af det 19.århundrede brugte astronomer fotografering til at registrere himlen og måle stjernens lysstyrker, og et nyt problem dukkede op. Nogle stjerner, der viser den samme lysstyrke for øjet, viste forskellige lysstyrker på film og vice versa., Sammenlignet med øjet var fotografiske emulsioner mere følsomme over for blåt lys og mindre for rødt lys. Følgelig blev to separate skalaer for stjernestørrelsessystemet udtænkt. Visuel størrelse, eller mvis, beskrev, hvordan en stjerne så til øjet. Fotografisk størrelse, eller mpg, henvist til stjerne billeder på blå-følsomme sort-hvid film. Disse er nu forkortet mv og mp, henholdsvis.
denne komplikation viste sig at være en velsignelse i forklædning. Forskellen mellem en stjernes fotografiske og visuelle størrelse var et praktisk mål for stjernens farve., Forskellen mellem de to slags størrelser blev navngivet “farveindekset.”Dens værdi bliver stadig mere positiv for gule, orange og røde stjerner og negativ for blå.
men forskellige fotografiske emulsioner har forskellige spektrale reaktioner! Og folks øjne er også forskellige. For yourn ting, dine øjenlinser bliver gule med alderen; gamle mennesker ser verden gennem gule filtre. Størrelsessystemer designet til forskellige bølgelængdeområder måtte defineres mere klart end dette.,
i dag er præcise størrelser specificeret af, hvad et standard fotoelektrisk fotometer ser gennem standardfarvefiltre. Flere fotometriske systemer er blevet udtænkt; den mest kendte kaldes UBV efter de tre filtre mest almindeligt anvendte. U omfatter den næsten ultraviolette, B er blå, og V svarer temmelig tæt til den gamle visuelle størrelse; dens brede top er i det gulgrønne bånd, hvor øjet er mest følsomt.
farveindeks er nu defineret som B-størrelsen minus v-størrelsen. En ren hvid stjerne har en B-V på omkring 0,2, vores gule sol er 0.,63, orange-rød Betelgeuse er 1,85, og den blåeste stjerne menes muligt er -0,4, lyseblå-hvid.
så vellykket var UBV-systemet, at det blev udvidet Red .ard med R-og i-filtre for at definere standardrøde og næsten infrarøde størrelser. Derfor kaldes det undertiden UBVRI. Infrarøde astronomer har båret det til stadig længere bølgelængder, picking up alfabetisk efter i at definere J, K, L, M, N og bands bands. Disse blev valgt til at matche bølgelængderne af infrarøde “vinduer” i Jordens atmosfære — bølgelængder, hvor vanddamp ikke helt absorberer stjernelys.,
i alle bølgebånd er den lyse stjerne Vega valgt (vilkårligt) til at definere størrelse 0.0. Da Vega er lysere ved infrarøde bølgelængder end i synligt lys, er infrarøde størrelser per definition og ganske kunstigt “lysere” end deres visuelle modstykker.
udseende og virkelighed
Hvad er så et objekts reelle lysstyrke? Hvor meget total energi sender den til os ved alle bølgelængder kombineret, synlig og usynlig? Svaret kaldes den bolometriske størrelse, mbol, fordi den samlede stråling engang blev målt med en enhed kaldet et bolometer., Den bolometriske størrelse er blevet kaldt Guds-Øjesyn af et objekts sande glans. Astrofysikere værdsætter det som det sande mål for et objekts samlede energiemission set fra jorden. Den bolometriske korrektion fortæller, hvor meget lysere den bolometriske størrelse er end V-størrelsen. Dens værdi er altid negativ, fordi enhver stjerne eller genstand udsender mindst en vis stråling uden for den visuelle del af det elektromagnetiske spektrum.
indtil nu har vi kun beskæftiget os med tilsyneladende størrelser — hvor lyse ting ser ud fra jorden., Vi ved ikke, hvor iboende lys et objekt er, før vi også tager højde for dets afstand. Således skabte astronomer den absolutte størrelsesskala. Et objekts absolutte størrelse er simpelthen, hvor lyst det ser ud, hvis det placeres i en standardafstand på 10 parsecs (32.6 lysår).
på det venstre kort over Canis Major angiver dotstørrelser stjernernes tilsyneladende størrelser; prikkerne matcher lysstyrken på stjernerne, som vi ser dem., Den højre version angiver de samme stjerners absolutte størrelser — hvor lyse de ville se ud, hvis de alle var placeret i samme afstand (32,6 lysår) fra jorden. Absolut størrelse er et mål for ægte stjernelys.
Himmel & Teleskop
Set fra denne afstand, Solen vil skinne på en imponerende visuel størrelsesorden 4.85. Rigel ville blæse på en blændende -8, næsten lige så lys som kvart Månen. Den røde dværg Pro Proximima Centauri, den nærmeste stjerne til solsystemet, ser ud til at være Størrelse 15.,6, den mindste lille glimt synlig i et 16-tommer teleskop! At kende absolutte størrelser gør det klart, hvor vidt forskellige er de objekter, som vi tilfældigt klumper sammen under det eneste ord “stjerne.”
absolutte størrelser er altid skrevet med et stort M, tilsyneladende størrelser med et lille tilfælde m. enhver form for tilsyneladende størrelse-fotografisk, bolometrisk eller hvad som helst — kan konverteres til en absolut størrelse.
(for kometer og asteroider anvendes en meget anden “absolut størrelse”., Standarden her er, hvor lyst objektet ser ud til en observatør, der står på solen, hvis objektet var en astronomisk enhed væk.)
så er stjernens størrelsessystem for kompliceret? Overhovedet. Det er vokset og udviklet til at udfylde enhver lysstyrke-måling behov nøjagtigt efter behov. Hipparcus ville være begejstret.