Sky & Teleskop
De fleste måter å telle og måle ting fungerer logisk. Når ting som du måler øker, nummer blir større. Når du få vekt, tross alt, er skalaen ikke fortelle deg med et mindre antall av pounds eller kilo. Men ting er ikke så fornuftig i astronomi — i hvert fall ikke når det kommer til brightnesses av stjerner., Skriv inn Stellar Størrelsesorden System.
Eldgammel Opprinnelse av Stellar Størrelsesorden System
Stjerners størrelsene gjøre telle bakover, resultatet av en gammel fluke som virket som en god idé på den tiden. Historien begynner rundt 129 B. C., da den greske astronomen Hipparchus produsert den første kjente stjerners katalog. Hipparchus rangert sine stjerner på en enkel måte. Han kalte den lyseste de «av den første omfang,» ganske enkelt betyr «den største.»Stjernene ikke så lyst han kalte «av den andre størrelsesorden,» eller nest største. Den fjerneste stjernene han kunne se han kalte «den sjette størrelsesorden.,»Rundt A. D. 140 Claudius Ptolemaios kopiert dette systemet i sin egen stjerne listen. Noen ganger Ptolemaios lagt ordene «større» eller «mindre») å skille mellom stjernene innenfor en størrelsesorden klasse. Ptolemaios ‘ s works vært den grunnleggende astronomi tekster for ved siden av 1400 år, slik at alle brukt systemet i første til sjette storleikar. Det fungerte helt fint.
Galileo tvunget den første endringen. På å gjøre hans nye teleskoper til himmelen, Galileo oppdaget at stjernene eksisterte som var svakere enn Ptolemaios ‘ s sjette størrelsesorden., «Ja, med glass vil du oppdage under stjernene på den sjette størrelsesorden en slik mengde av andre som rømmer naturlig syn at det er neppe troverdig,» han exulted i hans 1610 skrift Sidereus Nuncius. «Den største av disse . . . vi kan definere som til syvende størrelsesorden.»Hadde dermed et nytt begrep inn den astronomiske språk, og det stellar størrelsesorden systemet ble med åpen slutt. Det kan være ingen vei tilbake.
Som teleskoper fikk større og bedre, astronomer holdt tilføye mer styrke til bunnen av skalaen., I dag er et par i 50-millimeteren kikkert vil vise stjerner av om 9. størrelsesorden, en 6-tommers amatør-teleskopet vil komme til 13. omfang, og Hubble-Teleskopet har sett objekter som svak som 31. størrelsesorden.
Ved midten av det 19. århundre, astronomer innså at det var et presserende behov for å definere hele skalaen av stellar størrelsesorden systemet mer presist enn ved øyeeplet dom. De hadde allerede bestemt at et 1.-magnitude stjerne skinner med ca 100 ganger i lys av en 6-magnitude-stjerners. Følgelig, i 1856 Oxford astronom Norman R., Pogson foreslått at en forskjell på fem størrelsene være nøyaktig definert som en lysstyrke forholdet mellom 100 til 1. Denne praktiske regelen ble raskt vedtatt. En størrelsesorden dermed tilsvarer en lysstyrke forskjell på akkurat den femte roten til 100, eller svært nær 2.512 — en verdi som er kjent som Pogson forhold.
Den resulterende stellar størrelsesorden system er logaritmisk, i ryddig avtale med 1850-tallet troen på at alle menneskelige sanser er logaritmisk i sin reaksjon på stimuli. Den desibel-skalaen for klassifisering loudness var likeledes laget logaritmisk.,
Femti-åtte størrelsene av tilsynelatende lysstyrke omfatte ting som astronomene studere, fra de åpenbare Solen til den fjerneste objekter oppdaget med Hubble-Teleskopet. Dette området tilsvarer en lysstyrke forhold på rundt 200 milliarder billioner.
Sky & Teleskop
Akk, det er ikke fullt så, ikke for lys, lyd, eller noe annet. Våre oppfatninger av verden følger power-law kurver, ikke logaritmisk seg. Dermed en stjerne i størrelsesorden 3.,0 ikke faktisk se nøyaktig halvveis i lysstyrke mellom 2.0 og 4.0. Det ser litt svakere enn det. Stjernen som ser ut halvveis mellom 2.0 og 4.0 vil være om omfanget 2.8. Den større størrelsen gapet, jo større avviket. Følgelig, Sky & Teleskop datamaskinen trukket sky maps bruk stjerners punkter som er dimensjonert i henhold til en power-law forhold.
Men den vitenskapelige verden i 1850-årene ble gaga for logaritmer, så nå er de låst inn stellar størrelsesorden systemet så godt som Hipparchus ‘ s bakover nummerering.,
Nå som stjerners størrelsene ble rangert på en presis matematisk skala, men dårlig tilpasning, et annet problem ble uunngåelig. Noen «1st-magnitude» stjernene var mye lysere enn andre. Astronomer hadde ikke noe valg, men å utvide omfanget ut til lysere verdier, så vel som svake seg. Dermed Rigel, Capella, Arcturus, og Vega er i størrelsesorden 0, en vanskelig uttalelse som høres ut som de har ingen lysstyrke i det hele tatt! Men det var for sent å starte på nytt. Magnitude skalaen strekker seg lenger inn negative tall: Sirius skinner på omfanget -1.5, Venus når -4.4, hele Månen er ca -12.,5, og Solen flammer i størrelsesorden -26.7.
Andre Farger, Andre Storleikar
bandpasses av standard UBVRI farge filtre, sammen med spekteret av en typisk blå-hvit stjerne.
Sky & Teleskop
Ved slutten av det 19. århundre astronomene var med fotografering til å registrere himmelen og måle stjerners brightnesses, og et nytt problem dukket opp. Noen stjerner som viser den samme lysstyrke for øyet viste forskjellige brightnesses på film, og vice versa., I forhold til øyet, fotografiske emulsjoner var mer følsomme for blått lys, og i mindre grad til rødt lys. Følgelig to separate skalaer for stellar størrelsesorden systemet ble utviklet. Visuell størrelsesorden, eller mvis, beskrevet hvordan en stjerne så for øyet. Fotografiske størrelsesorden, eller mpg, referert til star bilder på blå-sensitive svart-hvitt-film. Disse er nå forkortet mv og mp, henholdsvis.
Denne komplikasjonen viste seg å være en velsignelse i forkledning. Forskjellen mellom en star ‘ s fotografiske og visuell omfanget var et praktisk mål på stjernens farge., Forskjellen mellom de to typer av omfanget ble kåret til «farge-indeksen.»Verdien er stadig mer positive til gule, oransje og røde stjerner, og negativ for de blå.
Men forskjellige fotografiske emulsjoner har ulike spektral respons! Og folks øyne forskjellige også. For én ting, øye linser gul med alder; gamle mennesker ser verden gjennom gul filtre. Omfanget systemer som er designet for ulike bølgelengde varierer måtte defineres tydeligere enn dette.,
i Dag, nøyaktige størrelsen er angitt av hva en standard fotoelektrisk fotometer ser gjennom standard farge filtre. Flere fotometriske systemer har blitt utviklet; den mest kjente er kalt UBV etter tre filtre mest brukte. U omfatter nær-ultrafiolett, B er blå, og V tilsvarer ganske nært til den gamle visuelle omfang, dens bredt toppen er i gul-grønn band, hvor øyet er mest sensitive.
Farge-indeksen er nå definert som B størrelsesorden minus V størrelsesorden. En ren hvit stjerne har en B-V på ca 0.2, våre gule Solen er 0.,63, oransje-røde Betelgeuse er 1,85, og den blåeste stjerners trodde var mulig er -0.4, blek blå-hvite.
Så vellykket var UBV system som det ble utvidet redward med R og jeg filtre for å angi standard rød og nær-infrarøde storleikar. Derfor er det noen ganger kalt UBVRI. Infrarød astronomer har gjort det til enda lengre bølgelengder, plukke opp alfabetisk etter at jeg å definere J, K, L, M, N og Q-band. Disse ble valgt ut til å matche bølgelengder av infrarød «windows» i Jordens atmosfære — bølgelengder som vanndamp ikke helt absorbere starlight.,
I alle wavebands, den lysende stjerne Vega har blitt valgt (vilkårlig) til å definere omfanget 0.0. Siden Vega er dimmer på infrarøde bølgelengder enn synlig lys, infrarød størrelsene er, per definisjon, og ganske kunstig, «lysere» enn sine visuelle kolleger.
Utseende og Virkelighet
Hva er et objekt i den virkelige lysstyrke? Hvor mye total energi er det du sender til oss på alle bølgelengder kombinert, det synlige og det usynlige? Svaret er kalt bolometric størrelsesorden, mbol, fordi total stråling gang var målt med en enhet som kalles en bolometer., Den bolometric omfang har blitt kalt av Gud ‘ s-eye utsikt over et objekt er sant, luster. Astrophysicists verdi det som den sanne mål på et objekt sum energi-utslipp som sett fra Jorden. Den bolometric korreksjon forteller hvor mye lysere bolometric størrelsesorden enn V størrelsesorden. Dens verdi er alltid negativ, fordi noen stjerne eller et objekt avgir minst noen stråling utenfor den visuelle delen av det elektromagnetiske spekteret.
Opp til nå har vi vært arbeider bare med tilsynelatende storleikar — hvordan lyse ting å se fra Jorden., Vi vet ikke hvordan vi egentlig lyse er et objekt som er før vi tar også sin avstand til kontoen din. Dermed astronomer opprettet den absolutte magnitude skala. Et objekt er absolutt magnitude er rett og slett hvor lyst det ville se ut hvis det plasseres på en standard avstand på 10 parsecs (32.6 lys-årene).
På venstre hånd kart over Canis Major, dot størrelser indikere stjerner’ tilsynelatende storleikar; prikkene matche brightnesses av stjernene som vi kan se dem., Høyre-versjon angir de samme stjernene’ absolutte storleikar — hvor lyst de synes om de var alle plassert i samme avstand (32.6 lys-år) fra Jorden. Absolutte magnitude er et mål på ekte fantastisk glød.
Sky & Teleskop
Sett fra denne avstanden, Solen vil skinne på en uanselig visuelle størrelsesorden 4.85. Rigel ville fyke på en blendende -8, nesten like sterkt som de kvarter. Den røde dvergen Proxima Centauri, den nærmeste stjernen i solsystemet, synes å være i størrelsesorden 15.,6, den minste lille glimt synlig i en 16-tommers teleskop! Å vite absolutte storleikar gjør vanlig hvordan vesentlig mangfoldige er de objekter som vi tilfeldig klump sammen under ett ord for «star.»
Absolutte storleikar er alltid skrevet med en stor M, tilsynelatende størrelsen med en lavere tilfelle m. Alle typer store halvakse — fotografiske, bolometric, eller hva som helst — kan konverteres til en absolutt størrelse.
(For kometer og asteroider, en helt annen «absolutte magnitude» er brukt., Standarden her er hvordan lyse objektet ville vises til en observatør som står på Solen om objektet var en astronomisk enhet unna.)
Så, er stellar størrelsesorden system for komplisert? Ikke i det hele tatt. Det har vokst og utviklet seg til å fylle hver lysstyrke-måling trenger akkurat som kreves. Hipparcus ville bli begeistret for.