niebo & Teleskop
większość sposobów liczenia i mierzenia rzeczy działa logicznie. Kiedy to, co mierzysz, wzrasta, liczba wzrasta. Kiedy przybiera na wadze, po tym wszystkim, skala nie powiedzieć mniejszą liczbę funtów lub kilogramów. Ale rzeczy nie są tak sensowne w astronomii — przynajmniej nie jeśli chodzi o jasność gwiazd., Wejdźcie do systemu wielkości gwiazdowej.
Starożytne początki systemu wielkości gwiazdowej
magnitudy gwiazd liczą się wstecz, wynik starożytnego fuksa, który wydawał się wtedy dobrym pomysłem. Historia zaczyna się około roku 129 p. n. e., kiedy Grecki astronom Hipparchus sporządził pierwszy znany katalog gwiazd. Hipparchus sklasyfikował swoje gwiazdy w prosty sposób. Nazwał najjaśniejsze „pierwszej wielkości”, co po prostu oznacza ” największy.”Gwiazdy nie tak jasne, jak nazwał „drugiej wielkości”, czyli drugiej co do wielkości. Najsłabsze Gwiazdy, jakie widział, nazwał ” szóstą wielkością.,”Około roku 140 n. e.Klaudiusz Ptolemeusz skopiował ten system w swojej własnej liście gwiazd. Czasami Ptolemeusz dodawał słowa „większy” lub „mniejszy”, aby odróżnić gwiazdy w klasie jasności. Prace Ptolemeusza pozostawały podstawowymi tekstami astronomicznymi przez następne 1400 lat, więc wszyscy używali systemu od pierwszej do szóstej magnitudy. Zadziałało.
Galileusz wymusił pierwszą zmianę. Podczas obracania nowo stworzonych teleskopów w niebo Galileusz odkrył, że istnieją Gwiazdy słabsze niż szósta wielkość Ptolemeusza., „Rzeczywiście, za pomocą szkła odkryjesz pod gwiazdami szóstej wielkości taki tłum innych, którzy uciekają przed naturalnym wzrokiem, że trudno jest to uwierzyć” – ucieszył się w swoim dziele Sidereus Nuncius z 1610 roku. „Największy z nich . . . możemy wyznaczyć jako siódmą wielkość.”W ten sposób nowy termin wszedł do języka Astronomicznego i system wielkości gwiazdowych stał się otwarty. Nie ma odwrotu.
gdy teleskopy stawały się większe i lepsze, astronomowie dodawali coraz więcej magnitud do dolnej części skali., Dziś para 50-milimetrowych lornetek pokaże Gwiazdy około 9. wielkości, 6-calowy Amatorski teleskop osiągnie 13. wielkości, a Kosmiczny Teleskop Hubble ' a widział obiekty tak słabe, jak 31.wielkości.
w połowie XIX wieku astronomowie zdali sobie sprawę, że istnieje pilna potrzeba precyzyjniejszego zdefiniowania całej skali gwiazdowego systemu jasności niż przez ocenę wzrokową. Ustalono już, że gwiazda pierwszej wielkości świeci około 100 razy jaśniej niż Gwiazda szóstej wielkości. W 1856 Oksfordzki astronom Norman R., Pogson zaproponował, aby różnica pięciu magnitudo była dokładnie zdefiniowana jako stosunek jasności 100 do 1. Ta wygodna zasada została szybko przyjęta. Jedna wielkość odpowiada więc różnicy jasności dokładnie piątej pierwiastka 100, czyli bardzo bliskiej 2,512 — wartości znanej jako współczynnik Pogsona.
wynikający z tego System wielkości gwiazdowej jest logarytmiczny, zgodnie z założeniem z 1850 roku, że wszystkie ludzkie zmysły są logarytmiczne w odpowiedzi na bodźce. Skala decybelowa dla głośności oceny została również wykonana logarytmicznie.,
pięćdziesiąt osiem magnitud pozornej jasności obejmuje rzeczy, które astronomowie badają, od rażącego Słońca do najsłabszych obiektów wykrytych za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble ' a. Zakres ten odpowiada współczynnikowi jasności około 200 miliardów bilionów.
Sky& Teleskop
niestety, to nie jest tak, nie dla jasności, dźwięku, ani niczego innego. Nasze postrzeganie świata podąża za krzywymi prawa mocy, a nie logarytmicznymi. Tak więc gwiazda o jasności 3.,0 w rzeczywistości nie wygląda dokładnie w połowie jasności między 2,0 A 4,0. Wygląda trochę słabiej. Gwiazda, która wygląda w połowie drogi między 2,0 A 4,0 będzie miała jasność 2,8. Im większa różnica wielkości, tym większa rozbieżność. W związku z tym, Sky & komputerowo rysowane mapy nieba teleskopu używają gwiazdowych kropek, które są wielkości zgodnie z relacją power-law.
ale świat naukowy w latach 50. XX wieku był dla logarytmów gagiem, więc teraz są one zamknięte w systemie wielkości gwiazdowych tak mocno, jak wsteczna numeracja Hipparcha.,
teraz, gdy magnitudy gwiazd zostały uszeregowane w precyzyjnej skali matematycznej, jednak źle dopasowane, kolejny problem stał się nieunikniony. Niektóre gwiazdy pierwszej wielkości były o wiele jaśniejsze od innych. Astronomowie nie mieli innego wyboru, jak rozszerzyć skalę na jaśniejsze i słabe wartości. Tak więc Rigel, Capella, Arcturus i Vega są wielkości 0, niewygodne stwierdzenie, które brzmi, jakby nie miały jasności w ogóle! Ale było już za późno, by zacząć od nowa. Skala wielkości rozszerza się dalej na liczby ujemne: Syriusz świeci przy wielkości -1,5, Wenus osiąga -4,4, Księżyc w pełni wynosi około -12.,5, a słońce świeci w jasności -26,7.
Inne kolory, Inne magnitudo
pasma standardowych filtrów kolorów UBVRI wraz z widmem typowej niebiesko-białej gwiazdy.
niebo& Teleskop
pod koniec XIX wieku astronomowie używali fotografii do rejestrowania nieba i mierzenia jasności gwiazd. Niektóre gwiazdy o tej samej jasności dla oka pokazywały różne jasności na filmie i odwrotnie., W porównaniu do oka emulsje fotograficzne były bardziej wrażliwe na światło niebieskie, a mniej na światło czerwone. W związku z tym opracowano dwie oddzielne skale dla systemu wielkości gwiazdowej. Jasność wizualna (ang. Visual magnitude), czyli mvis, opisywała, jak gwiazda wygląda w oczy. Fotograficzna wielkość (ang. Photographic magnitude, mpg) – obraz gwiazdy na niebiesko-czarno-białym filmie. Obecnie są to odpowiednio mv i mp.
ta komplikacja okazała się błogosławieństwem w przebraniu. Różnica między fotograficzną i wizualną wielkością Gwiazdy Była wygodną miarą koloru Gwiazdy., Różnica między dwoma rodzajami wielkości została nazwana ” indeksem kolorów.”Jego wartość jest coraz bardziej dodatnia dla gwiazd żółtych, pomarańczowych i czerwonych, a ujemna dla niebieskich.
ale różne emulsje fotograficzne mają różne reakcje spektralne! I oczy ludzi też się różnią. Po pierwsze, soczewki oka żółkną z wiekiem; starzy ludzie widzą świat za pomocą żółtych filtrów. Systemy wielkości zaprojektowane dla różnych zakresów długości fal musiały być jaśniej zdefiniowane niż to.,
dzisiaj dokładną magnitudę określa to, co standardowy fotoelektryczny fotometr widzi przez standardowe filtry barwne. Opracowano kilka systemów fotometrycznych; najbardziej znany jest UBV po trzech najczęściej używanych filtrach. U obejmuje prawie ultrafiolet, B jest niebieski, A V odpowiada dość blisko starej jasności wizualnej; jego szeroki szczyt znajduje się w żółtozielonym paśmie, gdzie oko jest najbardziej wrażliwe.
indeks kolorów jest teraz zdefiniowany jako wielkość B minus wielkość V. Czysta biała gwiazda ma B-V około 0,2, nasze żółte słońce wynosi 0.,63, pomarańczowo-czerwona Betelgeuse ma wartość 1,85, a najjaśniejsza z możliwych gwiazd to -0,4, bladoniebiesko-Biała.
tak udany był system UBV, że został rozszerzony o filtry R I I, aby zdefiniować standardowe magnitudo czerwieni i bliskiej podczerwieni. Stąd czasami nazywany jest UBVRI. Astronomowie podczerwieni przenieśli go do jeszcze dłuższych fal, zbierając Alfabetycznie PO I, aby zdefiniować pasma J, K, L, M, N i Q. Zostały one dobrane tak, aby pasowały do długości fal „okien” w podczerwieni w ziemskiej atmosferze — długości fal, przy których para wodna nie absorbuje całkowicie światła gwiazd.,
we wszystkich zakresach fal jasna gwiazda Vega została wybrana (arbitralnie) w celu określenia jasności 0,0. Ponieważ Vega jest ciemniejsza w podczerwieni niż w świetle widzialnym, magnitudy podczerwieni są z definicji i dość sztucznie „jaśniejsze” niż ich wizualne odpowiedniki.
wygląd i rzeczywistość
czym zatem jest prawdziwa jasność obiektu? Ile energii całkowitej wysyła do nas na wszystkich falach połączonych, widzialnych i niewidzialnych? Odpowiedź nosi nazwę wielkości bolometrycznej, mbol, ponieważ całkowite promieniowanie było kiedyś mierzone za pomocą urządzenia zwanego bolometrem., Wielkość bolometryczna została nazwana boskim widokiem prawdziwego blasku obiektu. Astrofizycy cenią ją jako rzeczywistą miarę całkowitej emisji energii obiektu widzianej z ziemi. Korekta bolometryczna mówi, o ile jaśniejsza jest wielkość bolometryczna niż wielkość V. Jej wartość jest zawsze ujemna, ponieważ każda gwiazda lub obiekt emituje przynajmniej część promieniowania poza wizualną częścią widma elektromagnetycznego.
do tej pory mieliśmy do czynienia tylko z pozorną wielkością — jak jasne rzeczy wyglądają z ziemi., Nie wiemy, jak jasny jest obiekt, dopóki nie weźmiemy pod uwagę jego odległości. W ten sposób astronomowie stworzyli absolutną skalę wielkości. Absolutna wielkość obiektu jest po prostu taka, jak jasna byłaby ona umieszczona w standardowej odległości 10 parseków (32,6 lat świetlnych).
na lewej mapie Canis Major rozmiary kropek wskazują pozorną magnitudę gwiazd; kropki odpowiadają jasności gwiazd, które widzimy., Wersja z prawej strony wskazuje absolutną magnitudę tych samych gwiazd — jak jasne byłyby one, gdyby wszystkie znajdowały się w tej samej odległości (32,6 lat świetlnych) od Ziemi. Absolutna wielkość jest miarą prawdziwej jasności gwiazdy.
niebo& Teleskop
patrząc z tej odległości, słońce świeci w niewyobrażalnej jasności wizualnej 4.85. Rigel świeci przy olśniewającym -8, prawie tak jasnym jak ćwierć Księżyca. Czerwony karzeł Proxima Centauri, najbliższa gwieździe układu słonecznego, ma jasność 15.,6, najmniejszy mały błysk widoczny w 16-calowym teleskopie! Znajomość absolutnej wielkości sprawia, że jasne jest, jak bardzo różnorodne są obiekty, które przypadkowo łączymy pod jednym słowem ” gwiazda.”
absolutne magnitudo są zawsze zapisywane przez wielką literę M, pozorne magnitudo przez małą literę m. Każdy rodzaj wielkości pozornej-fotograficznej, bolometrycznej lub innej-może być zamieniony na absolutną magnitudo.
(w przypadku komet i planetoid stosuje się zupełnie inną „wielkość absolutną”., Standardem jest jasność obserwatora stojącego na słońcu, gdyby obiekt znajdował się w odległości jednej jednostki astronomicznej.)
czy układ gwiazd jest zbyt skomplikowany? Wcale nie. Rozrósł się i ewoluował, aby wypełnić każdą potrzebę pomiaru jasności dokładnie tak, jak jest to wymagane. Hipparcus byłby zachwycony.