Astronomiya

Albedo, mütləq böyüklük və ya aparent böyüklük arasındakı fərq nədir?

Albedo, mütləq böyüklük və ya aparent böyüklük arasındakı fərq nədir?

Albedo, mütləq böyüklük və ya aparent böyüklük arasındakı fərq nədir? Həqiqətən aralarındakı fərqi deyə bilmərəm.


Albedo əks olunan işığın ölçülməsidir. 0 tamamilə qara (işıq əks etdirmir) və 1 tamamilə ağ (bütün işığı əks etdirən) olmaqla 0 ilə 1 arasında dəyişir. Kömür albedosu təxminən 0,04-dir, bu da əslində ayımızın albedosuna çox oxşayır. Buz Albedosu təxminən 0,7-dir. Albedo istifadə edərək yalnız planetlər və digər kiçik obyektlər təsvir olunur, çünki onlar öz işığını edə bilmirlər və buna görə aydın parlaqlığı günəş işığını əks etdirir.

Mütləq böyüklük bir ulduzun ümumilikdə nə qədər işıq saçdığının ölçüsüdür. Mütləq böyüklük, ulduzun bir sıra digər xüsusiyyətləri ilə, əsasən onun nə qədər kütləvi olduğu və ömrünün hansı mərhələsində olduğu ilə əlaqədardır.

Görünən böyüklük həm ulduzları, həm də planetləri təsvir etmək üçün istifadə edilə bilər. Sadəcə cismin bizə nə qədər parlaq göründüyünün ölçüsüdür. Təsvirli bir nümunə Sirius və Canopusdur. Sirius, göydəki ən parlaq ulduzdur, ancaq yaxın olduğu üçün parlaqdır, yalnız 8 işıq ili məsafədədir. Canopus, göydəki ikinci ən parlaq ulduzdur və Siriusdan təxminən yarısı qədər parlaq görünür, lakin təxminən 300 işıq ili uzaqlıqdadır, yəni ulduzun özü Siriusdan daha parlaq olmalıdır. Mütləq böyüklükləri yoxlayır və bəzi riyaziyyat işləri aparırıqsa (Sirius mütləq böyüklüyü = +1.42, Canopus = -5.71, say mənfi olduqda ulduz daha parlaq olur, parlaqlıq fərqi = 2.5 ^ (5.71 + 1.42)) Canopus və Sirius arasında 680 dəfə.


Budur, bu şərtləri necə başa düşürəm.

  • Görünən böyüklük gördüyünüz və ya həqiqətən olduğunuz yerdən və obyektin həqiqətən olduğu yerdən ölçə biləcəyiniz şeydir.
  • Mütləq böyüklük müəyyən şərtləri müəyyənləşdirməyiniz üçün standartlaşdırılmış məsafəyə və konfiqurasiyaya əsaslanan riyazi proqnozdur (aşağıya bax). Venera həmişə təxminən eyni mütləq böyüklüyə malikdir, çünki həmişə eyni ölçüdədir və albedo (sonrakı bax), lakin görünən böyüklükdə çox dəyişir, məsafədəki və faz açısındakı dəyişikliklərin səbəbi (günəş-venus-yer açısı).
  • Albedo bir az hiyləgərdir, çünki fərqli cisimlər müxtəlif səth pürüzlülüyünə və açısal səpilmə xüsusiyyətlərinə malikdir. Hamar bir stolüstü tennis topu idisə və yaxşı bir diffuziya profilinə sahib idisə, 1-dən 0-a keçidləri təmsil edən ağ, boz və ya qara stolüstü tennis topunu təsəvvür etmək asandır.

Yalnız soruşdum ki, albedo birlikdən böyükdürmü? Müxtəlif səth diffuziviyaları və spekulyar əks olunması üçün necə hesablanır? bu incəliklərdən bəzilərini əldə etmək.

Öz işıqlarını yaradan ulduzlar və digər əşyalar üçün:

Planetlər, asteroidlər, kometlər, peyklər üçün (süni və təbii) və hətta elektrikli avtomobillər Günəşin əks olunan işığında görünən 1, 2:


Görünən böyüklüklə mütləq böyüklük arasındakı fərq nədir?

Astronomlar ulduzların parlaqlığını baxımından təyin edirlər mütləqgörünən böyüklük tərəzi. Görünən böyüklük hər nöqtədən müşahidə olunan ulduzun parlaqlığını ölçür, halbuki mütləq böyüklük 32.58 işıq ili olan standart bir məsafədən müşahidə olunan ulduzun parlaqlığını ölçür.

Biri də soruşa bilər ki, mütləq və aydın parlaqlıq arasında nə fərq var? Görünən parlaqlıq ulduzun necə olduğunu görürük parlaqlıq Yerdən. The mütləq parlaqlıq ulduzların hamısına baxdığımız standart bir məsafə olsaydı bir ulduz necə görünürdü.

Eynilə bir sual verə bilər ki, görünən böyüklüklə mütləq böyüklük sınağı arasındakı fərq nədir?

Görünən böyüklük bir ulduzun Yerdən necə parlaq göründüyü və parlaqlığa və bir ulduza olan məsafədən asılıdır. Mütləq böyüklük standart bir məsafədən bir ulduzun necə parlaq görünəcəyi.


Mütləq böyüklüklə görünən böyüklük arasındakı fərq nədir?

Astronomlar ulduz parlaqlığını baxımından tərif edirlər görünən böyüklük & mdash ulduzun Yerdən necə parlaq göründüyü və mdash və mütləq böyüklük ulduzun standart olaraq 32.6 işıq ili və ya 10 parsek məsafədə göründüyü qədər parlaq görünür.

Eynilə, günəşin mütləq və görünən böyüklükləri nədir? Mütləq böyüklük olduğu müəyyən edilir görünən böyüklük bir cisim 10 parsek məsafədə olsaydı. Məsələn, Günəşin görünən böyüklüyü -26.7-dir və Yerdən görə bildiyimiz ən parlaq səma cismidir.

Müvafiq olaraq, görünən böyüklüklə mütləq böyüklük sınağı arasındakı fərq nədir?

Görünən böyüklük bir ulduzun Yerdən necə parlaq göründüyü və parlaqlığa və bir ulduza olan məsafədən asılıdır. Mütləq böyüklük standart bir məsafədən bir ulduzun necə parlaq görünəcəyi.

Mütləq və aydın parlaqlıq arasındakı fərq nədir?

Görünən parlaqlıq ulduzun necə olduğunu görürük parlaqlıq Yerdən. The mütləq parlaqlıq ulduzların hamısına baxdığımız standart bir məsafə olsaydı bir ulduz necə görünürdü.


Görünən böyüklük nədir?

Görünən böyüklük, ulduzun Yerdən göründüyü zaman nə qədər parlaq göründüyünün ölçüsüdür. Görünən parlaqlıq, göy cisiminin qaranlıq görünən bir yerdən Yerdən göründüyü kimi nə qədər parlaq göründüyünü ifadə etmək üçün bir yoldur. Böyüklük və görünən böyüklük, eyni zamanda, tarixi loqaritmik böyüklük sistemində yer üzündə bir göy cisminin bizə necə parlaq göründüyünü göstərir. Görünən böyüklük üç şeydən asılıdır: nə qədər böyükdür, Yerdən nə qədər uzaqdır və ulduzun hər diametrinə nə qədər işıq saçır. Görünən böyüklük ulduzdan müşahidə olunan enerji axını ilə əlaqədardır. Bu gün astronomlar Hipparchusun daha təkmilləşdirilmiş və inkişaf etmiş bir versiyasından istifadə edirlər. foto və elektron üsullarla ulduzların parlaqlığını ölçmək üçün açıq böyüklük miqyası. Mütləq böyüklük üçün simvol. mv.


Mütləq və görünən böyüklük arasındakı fərq

Əsaslar

- Mütləq böyüklük, ulduzun parlaqlığının bir ölçüsüdür və ulduzun 10 parsek məsafədən və ya 32,58 işıq ili məsafəsindən baxıldığı təqdirdə nə qədər parlaq olacağını göstərir. Sadə dillə desək, ulduzdan 10 parsek məsafədə görünən böyüklük kimi təyin olunur. Görünən böyüklük isə ulduzun Yerdən göründüyü zaman nə qədər parlaq göründüyünün ölçüsüdür. Göy cisiminin görünən böyüklüyü, Yerdən göründüyü kimi parlaqlığının bir ölçüsüdür. Mütləq böyüklük, ulduzun daxili parlaqlığı ilə, aşkar böyüklük isə ulduzdan müşahidə olunan enerji axını ilə əlaqədardır.

Ölçmə

- Mütləq böyüklük, bir səma cisminin parlaqlığına potensial olaraq müdaxilə edə biləcək heç bir mənbəyi olmadan, 10 parsekdən və ya 32.58 işıq ili məsafəsindən baxıldığı kimi görünən böyüklüyüdür. Standart bir məsafədən müşahidə olunan bir səma cisiminin parlaqlığını ölçür. Əksinə, görünən böyüklük göy cisiminin, məsələn, hər nöqtədən müşahidə olunan bir ulduz kimi parlaqlığını ölçür. Görünən böyüklük bir ulduzun çılpaq gözə və ya teleskopla göründüyü qədər parlaqdır. Ancaq görünən böyüklük ulduzun Yerdən məsafəsini hesaba gətirmir.

Hesablama

- Bir ulduzun mütləq böyüklüyünü tapmaq üçün onun məsafəsini və görünən böyüklüyünü bilməlisiniz. Böyüklük-məsafə formulu görünən böyüklüyü m ilə əlaqələndirirv, mütləq böyüklük Mvvə d məsafəsi parsekdir:

Kəmiyyət (mv - Mv) ulduzun məsafə modulu adlanır. Bu məsafənin ulduz işığını söndürdüyünü göstərir. Kəmiyyətlərdən hər hansı ikisi bilinirsə, yuxarıdakı tənlikdən üçüncüsünü hesablaya bilərsiniz.

Mütləq və Görünən Böyüklük: Müqayisə qrafiki


Mütləq və görünən böyüklük nədir?

& ndash Mütləq böyüklük ulduzun parlaqlığının bir ölçüsüdür və ulduzun 10 parsek məsafədən və ya 32,58 işıq ili məsafəsindən baxıldığı təqdirdə nə qədər parlaq olacağını göstərir. Görünən böyüklükdigər tərəfdən, ulduzun Yerdən göründüyü zaman nə qədər parlaq göründüyünün ölçüsüdür.

Bilmək mütləq böyüklük ulduz nədir? The mütləq böyüklük a ulduz, M böyüklük the ulduz Yerdən 10 parsek məsafədə qoyulsaydı. Nəzərə alaraq ulduzlar sabit bir məsafədə astronomlar fərqli həqiqi (daxili) parlaqlıqları müqayisə edə bilərlər ulduzlar.

Bununla əlaqədar olaraq günəşin mütləq və görünən böyüklükləri nədir?

Mütləq böyüklük olduğu müəyyən edilir görünən böyüklük bir cisim 10 parsek məsafədə olsaydı. Məsələn, Günəşin görünən böyüklüyü -26.7-dir və Yerdən görə bildiyimiz ən parlaq səma cismidir.

Görünən böyüklüyü necə oxuyursunuz?

The görünən böyüklük bizim qəbul etdiyimiz ulduz axınının bir ölçüsüdür. Bəzi nümunələr görünən böyüklüklər: Günəş = -26.7, Ay = -12.6, Venera = -4.4, Sirius = -1.4, Vega = 0.00, ən zəif çılpaq göz ulduzu = +6.5, ən parlaq kvazar = +12.8, ən zəif obyekt = +30 ilə +31.


Mütləq və görünən böyüklük arasındakı fərq

Ölçmə

Görünən böyüklük hər hansı bir nöqtədən müşahidə olunan bir cisim parlaqlığını verir.

Mütləq böyüklük 10 parsek məsafədən göründüyü kimi bir cisim parlaqlığını verir.

Şəkil nəzakəti

& # 8220This Hubble Space Teleskop şəklində, gecə səmamızın ən parlaq ulduzu Sirius A, zəif, kiçik ulduz yoldaşı, Sirius B & # 8230 ”əsərini NASA, ESA, H. Bond (STScI) və M. Barstow ( Leicester Universiteti) [CC BY-SA 3.0], Wikimedia Commons vasitəsilə


Bunun çoxdan, inkişaf etməkdə olan Yunan fəlsəfəsi dövründə başladığını anlamaq çox təəccüblüdür.

Təxminən 2100 il əvvəl, bir yunan astronomu Hipparchus, ulduzları parlaqlığına görə təsnif etməyə qərar verdi. Terence Dickinson (müəllif NightWatch: Kainata baxmaq üçün praktik bir bələdçi və bəzi yeni başlayan astronomlar üçün ən yaxşı kitablar) Yunan astronomu Hipparchus, ulduzları altı böyüklüyə bölən bir sistem hazırladı.

& ldquoO, ən parlaqı birinci böyüklüyə, ən zəif olanı altıncı böyüklüyə, digərləri arasında səpələnmiş olaraq təyin etdi & rdquo Dickinson yazdı.

19-cu əsrin bir astronomu, Sir Norman Robert Pogson, bunu düzəltdi və 1856-cı ildə bu gün rəsmiləşdirildi.

Hipparchus & rsquo-nun əvvəlki miqyasını genişləndirir, yalnız gözlə görüldüyündən daha aydın olan ulduzları və tərəzinin digər ucunda orijinal 1-ci böyüklükdəki ulduzlardan daha parlaq obyektləri əhatə edir.

Böyüklüyü ölçmək üçün müasir sistemimiz Hipparchus & rsquo 1 böyüklüyündəki bəzi ulduzları sıfır, mənfi böyüklüklərlə daha parlaq obyektləri qiymətləndirir.

Bu gün & rsquos böyüklüyündə Günəş -27, dolunay -13 bal gücündə -30 (parlaq uc) ilə +30 (zəif uc) arasındakı cisimlər və göyün ən parlaq ulduzlarından biri olan Sirius görünən böyüklük -1.

İçərisində birinci böyük bir ulduz, 6-nın parlaqlığı 100x, insan gözünün hüdudsuz həddi (böyüklüyündəki dəyişiklik = 5). Və Günəşin parlaqlığı (-27), +6 ulduzun (truppa-göz hüdudu) və mdashın 16 trilyon qatındadır və böyüklükləri arasındakı fərq 33-dür, buna görə də daha parlaq (2.512) 33-dür.

Müşayiət olunan cədvəl böyüklüyün dəyişməsinin parlaqlıq nisbəti ilə necə əlaqəli olduğunu göstərir.

Bu böyüklük miqyası loqaritmikdir. Tərəzidəki növbəti böyüklüyə hər addım parlaqlığın orta hesabla 2.512 əmsalı ilə dəyişdiyini göstərir. Bu, Hipparchus & rsquo tərəzisi ilə müqayisə edilir, 2 əmsal ilə dizayn edilmişdir.


Mütləq böyüklüyün məhdudiyyətləri

Mütləq böyüklük şkalası ulduzların parlaqlığını müqayisə etmək üçün astronomların ən yaxşı səyi olsa da, ölçmək üçün istifadə olunan alətlərlə əlaqəli bir neçə əsas məhdudiyyət var.

Əvvəla, astronomlar ölçmə üçün hansı dalğa uzunluğundan istifadə etdiklərini təyin etməlidirlər. Ulduzlar yüksək enerjili rentgen şüalarından aşağı enerjili infraqırmızı radiasiyaya qədər müxtəlif formalarda şüa sala bilər. Ulduz növünə görə, bu dalğa uzunluğunun bəzilərində parlaq, bəzilərində isə solğun ola bilər.

Bunu həll etmək üçün elm adamları mütləq böyüklük ölçmələri üçün hansı dalğa uzunluğundan istifadə etdiklərini təyin etməlidirlər.

Digər bir əsas məhdudiyyət, ölçmə üçün istifadə olunan alətin həssaslığıdır. Ümumiyyətlə, kompüterlər inkişaf etdikcə və teleskop güzgü texnologiyası illər keçdikcə yaxşılaşdıqca, son illərdə aparılan ölçmələr elm adamları arasında çoxdan çəkilənlərə nisbətən daha çox ağırlığa sahibdir.

Paradoksal olaraq, ən parlaq ulduzlar astronomlar tərəfindən ən az araşdırılanlar arasındadır, lakin parlaqlıqlarının kataloqlaşdırılması üçün ən azı bir səy var. BRITE (BRight Target Explorer) adlı peyk bürcü, ulduzlar arasındakı parlaqlığın dəyişkənliyini ölçəcəkdir. Altı peykli layihənin iştirakçıları arasında Avstriya, Kanada və Polşa yer alır. İlk iki peyk 2013-cü ildə uğurla buraxıldı.


Görünən böyüklük və mütləq böyüklük

Ulduz Zeta Puppis Yerdən $ 460 pc məsafədə yerləşir. Görünən vizual böyüklüyü $ m_V $ $ 2.25 $, mütləq bolometrik böyüklüyü $ M _ < mathrm> $ $ -9.9 $, açısal diametri $ 4.3 times 10 ^ <−4> $ arcseconds-dir.

(Günəş üçün ala bilərsiniz $ M _ < mathrm> = +4.8$ )

a) Zeta Puppis-in mütləq görmə böyüklüyünü hesablayın.

b) Zeta Puppisin günəş vahidlərində parlaqlığını hesablayın $ L _ < bigodot> $

A hissəsi üçün $ M_V = m_V-5 log_ <10> d + 5 = 2.25-5 log_ <10> 460 + 5 yaklaşık-6.06 $

Bu düzgün cavabdır.

Hissə b) münasibətlərdən istifadə edirəm

$ L $ parlaqlıq olduğu yerdə, $ d $ ulduzdan parseklə dünyaya olan məsafədir, $ F _ < zeta> $, $ F _ < bigodot> $ sırasıyla Zeta Puppis və Günəşdən Yerdə alınan axınlardır. . Onsuz da bilirəm ki, Günəşin görünən böyüklüyü, problem cədvəlinin əvvəlki hissəsindən $ m _ < bigodot> = - 26.7 $ (Yerdən göründüyü kimi).

Məsafələr $ d _ < bigodot> = frac <1.5 times 10 ^ <11> mathrm parseklə olduğu üçün, mathrm> <3.1 times 10 ^ <16> mathrm> təqribən 4.84 dəfə 10 ^ <-6> mathrm$

Beləliklə verilmiş dəyərləri $ (3) $ ilə əvəz etmək və sadələşdirmək

Problem ondadır ki, düzgün cavab $ 7.6 times 10 ^ 5 L _ < bigodot> $ -dır

Müəllifin həlli bildirir

Parlaqlığı hesablamaq üçün bolometrik mütləq böyüklükdən istifadə etməliyik, çünki bütün dalğa uzunluğu aralığında yayılan gücü yalnız bolometrik kəmiyyətlər təşkil edir. $ C $ sabit olduğu $ M = −2.5 log L + c $ olduğu üçün $ zeta $ Pup-ın parlaqlığını $ L _ < zeta> $ ilə günəş parlaqlığı $ L _ < bigodot> $ $ M_ əlaqələndirə bilərik. < zeta> -M _ < bigodot> = - 2.5 log_ <10> sol ( frac>> right) $ və beləliklə $ frac>> = 10 ^ <- 4 sol (M _ < zeta> -M _ < bigodot> right)> = 10 ^ <0.4 (4.8 + 9.9)> = 7.6 times 10 ^ 5 $

Tamam, buna görə müəllifin həllinin niyə doğru olduğunu başa düşürəm. Ancaq həll yolumun niyə səhv olduğunu anlamıram. Çünki mühazirə qeydlərimdə məndə var

Bolometrik böyüklük

Ümumi böyüklük, $ rəng< mətnBir ulduzun $ $, bütün dalğa boylarında cəmlənən ulduzun axını təmsil edir. Buna bolometrik böyüklük, $ m _ < mathrm deyilir> $ və ya $ M _ < mathrm> $ üçün $ color< mətn> $. Bir ulduzun bolometrik böyüklüyü ilə müəyyən bir ötürmə bandındakı böyüklüyü arasındakı fərqə, məsələn $ V $, bolometrik düzəliş deyilir, $ BC $. Müəyyən bir ulduz tipi və parlaqlıq sinfi üçün, müəyyən bir keçid bandında ölçülən böyüklükdən $ V $ deyərək bolometrik düzəliş əlavə edərək bolometrik böyüklüyə keçə bilərsiniz. Beləliklə $ m _ < mathrm> = m_V + BC $

Beləliklə, yuxarıda göstərilənlərdən aydın görünən böyüklüklərin də istifadə oluna biləcəyini açıq şəkildə ifadə edir (həllində istifadə etdiyim budur), lakin müəllif mütləq böyüklüklərdən istifadə edir.

Burda əskik olduğumu həqiqətən anlamıram (yəqin ki, düz bir şey var). Yəni sadə şəkildə desək, həll yolum niyə səhvdir?


Mündəricat

Yunan astronomu Hipparchus, eramızdan əvvəl II əsrdə ulduzların aydın parlaqlığını qeyd edən bir kataloq hazırladı. Eramızın ikinci əsrində İskəndəriyyə astronomu Ptolemey ulduzları altı ballıq miqyasda təsnif etdi və böyüklük terminini ortaya çıxardı. [1] Qurbağasız gözə görə Sirius və ya Arcturus kimi daha məşhur bir ulduz, Mizar kimi daha az görkəmli bir ulduzdan daha böyük görünür, bu da Alcor kimi həqiqətən zəif bir ulduzdan daha böyük görünür. 1736-cı ildə riyaziyyatçı John Keill qədim çılpaq göz ölçüsü sistemini bu şəkildə izah etdi:

The sabit Ulduzlar fərqli Bignesses kimi görünürlər, həqiqətən də belə olduqlarına görə deyil, hamısı bizdən eyni dərəcədə uzaq olmadıqlarına görə. [qeyd 1] Ən yaxın olanlar, daha uzaq olan Luster və Bigness-də üstün olacaqlar Ulduzlar zəif bir işıq verəcək və Gözə daha kiçik görünür. Beləliklə paylanması yaranır Ulduzlar, Sifariş və ləyaqətlərinə görə Dərslər bizə ən yaxın olanları ehtiva edən birinci sinif deyilir Ulduzlar yanındakılar ilk böyüklükdəndir Ulduzlar ikinci böyüklüyün. və s. 'Biz gəldiyimizə qədər Ulduzlar ən kiçik hiss edən altıncı böyüklüyün Ulduzlar çılpaq gözlə fərqlənə bilər. Bütün digərləri üçün Ulduzlaryalnız bir Teleskopun köməyi ilə görülən və Teleskopik adlanan bu altı Sifariş arasında sayılmır. Altho 'nun fərqi Ulduzlar altı dərəcə dərəcəsinə çevrilir Astronomlar hələ hər şeyi mühakimə etməliyik Ulduz Altıdan biri olan müəyyən bir Bigness-ə görə sıralanmaq üçün tam olaraq, amma gerçəkdə demək olar ki, çox Sifariş var Ulduzlar, olduğu kimi Ulduzlar, bunlardan bir neçəsi tam eyni Bigness və Parıltıdan. Və hətta bunlar arasında Ulduzlar ən parlaq sinif hesab edilən, üçün böyük bir müxtəliflik var Sirius və ya Arcturus hər biri daha parlaqdır Aldebaran və ya Öküzün Göz, hətta Ulduz in Spica və yenə də bütün bunlar Ulduzlar arasında sayılır Ulduzlar Birinci Sifariş: Bəziləri də var Ulduzlar belə bir intermedial Orderin ki Astronomlar bəzilərini eyni qoyaraq siniflərinə görə fərqləndilər Ulduzlar bir sinifdə, digərləri digərində. Məsələn: Kiçik İt tərəfindən idi Tycho arasında yerləşdirilir Ulduzlar ikinci böyüklüyün Ptolemey arasında sayılırdı Ulduzlar Birinci Sınıfın: Və bu səbəbdən həqiqətən birinci və ya ikinci Sıra deyil, hər ikisi arasındakı bir yerdə sıralanmalıdır. [2]

Diqqət yetirin ki, ulduz nə qədər parlaqdırsa, o qədər kiçikdir: Parlaq "birinci böyüklük" ulduzları "1-ci dərəcəli" ulduzlardır, ancaq gözlə çətin görünən ulduzlar "altıncı böyüklük" və ya "6-cı sinif" dir. Sistem, ulduz parlaqlığını altı fərqli qrupa ayırmaq üçün sadə bir təsvir idi, lakin bir qrupdakı parlaqlıq dəyişikliyinə heç bir icazə vermədi.

Ulduzları təsnif etmək üçün müşahidəçinin qiymətləndirməsindən başqa başqa bir qayda yoxdur və bu səbəbdən də bəzi astronomların başqalarının ikinci olduğunu düşündükləri birinci böyüklükdəki ulduzları hesab etmələri. [6]

Bununla birlikdə, on doqquzuncu əsrin ortalarında astronomlar ulduz paralaksı vasitəsi ilə ulduzlara olan məsafəni ölçdülər və belə başa düşdülər ki, ulduzlar əslində nöqtə işıq mənbəyi kimi görünəcək qədər uzaqdırlar. İşığın difraksiyasını anlamaq və astronomik görmə sahəsindəki irəliləyişlərdən sonra astronomlar həm aydın olan ulduz ölçülərinin saxta olduğunu, həm də bu ölçülərin bir ulduzdan gələn işığın intensivliyindən asılı olduğunu (bu ulduzun aydın parlaqlığıdır, ölçülə biləndir) vatt / sm 2) kimi vahidlərdə daha parlaq ulduzların daha böyük görünməsi üçün.

Müasir tərif Edit

Erkən fotometrik ölçmələr (məsələn, bir süni “ulduzu” teleskopun baxış sahəsinə proyeksiya etmək və parlaqlıqdakı həqiqi ulduzlara uyğunlaşdırmaq üçün bir işıqdan istifadə etməklə aparılmışdır) ilk böyüklükdəki ulduzların altıncı böyüklükdəki ulduzlardan təxminən 100 dəfə daha parlaq olduğunu nümayiş etdirdi. .

Beləliklə, 1856-cı ildə Oxfordlu Norman Pogson, böyüklüklər arasında 5 √ 100 ≈ 2,512 miqdarında bir logaritmik miqyasın qəbul edilməsini təklif etdi, bu səbəbdən beş böyüklük pilləsi parlaqlığın 100 əmsalı ilə tam uyğun gəldi. [7] [8] Bir böyüklüyün hər intervalı 5 √ 100 və ya təxminən 2,512 dəfə parlaqlıq dəyişikliyinə bərabərdir. Nəticə etibarilə 1 böyüklükdəki bir ulduz, böyüklüyün 2 ulduzundan 2,5 dəfə, 3 böyüklüyündən 2,5 2, 4 ulduzdan 2,5 3 daha parlaq və s.

Bu, ulduzların görünən ölçüsünü deyil, parlaqlığını ölçən müasir böyüklük sistemidir. Bu loqaritmik miqyasdan istifadə edərək bir ulduzun “birinci sinif” dən daha parlaq olması mümkündür, bu səbəbdən Arcturus və ya Vega 0, Sirius isə −1.46 böyüklükdədir. [ alıntıya ehtiyac var ]

Yuxarıda qeyd edildiyi kimi, tərəzi tərs olaraq işləyir, mənfi böyüklüyü olan obyektlər müsbət böyüklüyə nisbətən daha parlaqdır. Dəyər nə qədər mənfi olarsa, obyekt daha parlaq olur.

Bu sətirdə soldan daha çox görünən obyektlər daha parlaq, sağdan daha uzaqda görünən obyektlər daha xırdadır. Beləliklə, ortada sıfır görünür, ən sol tərəfdə ən parlaq obyektlər, ən sol tərəfdə isə ən solğun obyektlər.

Astronomların ayırd etdikləri əsas böyüklük növlərindən ikisi bunlardır:

  • Görünən böyüklük, bir cisimin gecə səmasında göründüyü kimi parlaqlığı.
  • Bir obyektin parlaqlığını (və ya asteroidlər kimi parlaq olmayan cisimlər üçün əks olunan işığı) ölçən mütləq böyüklük, cismin müəyyən bir məsafədən, şərti olaraq 10 parsekdən (32,6 işıq ili) göründüyü kimi görünən böyüklüyüdür.

Bu anlayışlar arasındakı fərq iki ulduzu müqayisə etməklə görünə bilər. Betelgeuse (görünən böyüklük 0.5, mütləq böyüklük −5.8), göydə minlərlə qat daha çox işıq saçmasına baxmayaraq Alpha Centauri'dən (görünən böyüklük 0.0, mütləq böyüklük 4.4) nisbətən bir qədər zəif görünür, çünki Betelgeuse çox uzaqdır.

Görünən böyüklük Düzəliş edildi

Müasir logaritmik böyüklük miqyasında, biri yerdən vahid sahəyə görə güc vahidləri ilə (məsələn, kvadrat metr başına vat, W m −2) Yerdən intensivliyi (parlaqlığı) ölçülən bir istinad və ya başlanğıc xətti kimi istifadə olunan iki obyekt. Mən1Mənref , böyüklüyə sahib olacaq m1mref ilə əlaqəli

Bu düsturdan istifadə edərək böyüklük şkalası qədim 1-6 aralığından kənara çıxarıla bilər və sadəcə bir təsnifat sistemi deyil, dəqiq bir parlaqlıq ölçüsü olur. Astronomlar indi fərqləri böyüklüyün yüzdə biri qədər ölçürlər. 1.5 və 2.5 arasında böyüklüklərə sahib olan ulduzlara ikinci böyüklük deyilir, 1.5-dən daha parlaq 20 ulduz var, bunlar birinci böyüklüyündəki ulduzlardır (ən parlaq ulduzların siyahısına baxın). Məsələn, Sirius −1.46, Arcturus −0.04, Aldebaran 0.85, Spica 1.04, Procyon isə 0.34. Qədim böyüklük sistemi altında bu ulduzların hamısı "birinci böyüklükdəki ulduzlar" kimi təsnif edilmiş ola bilər.

Böyüklüklər ulduzlardan (Günəş və Ay kimi) daha parlaq cisimlər və insan gözünün görə bilməyəcəyi qədər zəif cisimlər (Pluton kimi) üçün də hesablana bilər.

Mütləq böyüklük Düzəliş edin

Tez-tez yalnız görünən böyüklükdən bəhs olunur, çünki birbaşa ölçülə bilər. Mütləq böyüklük, görünən böyüklükdən və məsafədən hesablana bilər:

Bu, məsafənin modulu olaraq bilinir, burada d - parseklə ölçülən ulduza olan məsafə, m - görünən böyüklük və M - mütləq böyüklük.

Əgər cisimlə müşahidəçi arasındakı görmə xətti ulduzlar arası toz hissəcikləri tərəfindən işığın udulmasına görə sönmədən təsirlənirsə, cisimin görünən böyüklüyü müvafiq olaraq daha zəif olacaqdır. Sönmə böyüklüyü üçün açıq və mütləq böyüklüklər arasında əlaqə yaranır

Ulduz mütləq böyüklüklər ümumiyyətlə keçid zolağını göstərmək üçün alt yazı ilə böyük bir M ilə təyin olunur. Məsələn, MV V keçid zolağındakı 10 parsellik böyüklükdür. Bolometrik böyüklük (Mbol) bütün dalğa boylarında radiasiyanı nəzərə almaq üçün düzəldilmiş mütləq bir böyüklükdür, xüsusən çox isti və ya çox sərin obyektlər üçün müəyyən bir keçid bandındakı mütləq böyüklükdən daha kiçikdir (yəni daha parlaq). Bolometrik böyüklüklər vatdakı ulduz parlaqlığına əsasən formal olaraq təyin olunur və M-ə bərabər olaraq normallaşdırılır.V sarı ulduzlar üçün.

Günəş sistemi obyektləri üçün mütləq böyüklüklər 1 AU məsafəyə əsasən tez-tez gətirilir. Bunlara böyük H işarəsi ilə istinad edilir. Bu cisimlər əsasən günəşdən yansıyan işıqla yandırıldığından, H böyüklüyü, cismin günəşdən 1 AU və müşahidəçidən 1 AU-da görünən böyüklüyü olaraq təyin edilir. [9]

Nümunələr Düzenle

Aşağıda, Günəşdən Hubble Space Teleskopu (HST) ilə görünən ən zəif cismə qədər səma cisimləri və süni peyklər üçün açıq-aydın böyüklüklər verən bir cədvəl verilmişdir:

Aydın
böyüklük
Parlaqlıq
nisbi
güc 0
Misal Aydın
böyüklük
Parlaqlıq
nisbi
güc 0
Misal Aydın
böyüklük
Parlaqlıq
nisbi
güc 0
Misal
−27 6.31 × 10 10 Günəş −7 631 SN 1006 supernova 13 6.31 × 10 −6 3C 273 kvazar
(11-15 sm) teleskoplarda 4,5-6 limit
−26 2.51 × 10 10 −6 251 ISS (maks.) 14 2.51 × 10 −6 Pluton (maks.)
(20-25 sm) teleskoplarda 8-10 limit
−25 10 10 −5 100 Venera (maks.) 15 10 −6
−24 3.98 × 10 9 −4 39.8 Günəş günəşi yüksək olduqda gün ərzində adi gözlə görünən ən zərif cisimlər [10] 16 3.98 × 10 −7 Charon (maks.)
−23 1.58 × 10 9 −3 15.8 Jupiter (maks.), Mars (maks.) 17 1.58 × 10 −7
−22 6.31 × 10 8 −2 6.31 Civə (maks.) 18 6.31 × 10 −8
−21 2.51 × 10 8 −1 2.51 Sirius 19 2.51 × 10 −8
−20 10 8 0 1 Vega, Saturn (maks.) 20 10 −8
−19 3.98 × 10 7 1 0.398 Antares 21 3.98 × 10 −9 Callirrhoe (Yupiter peyki)
−18 1.58 × 10 7 2 0.158 Qütb 22 1.58 × 10 −9
−17 6.31 × 10 6 3 0.0631 Cor Caroli 23 6.31 × 10 −10
−16 2.51 × 10 6 4 0.0251 Acubens 24 2.51 × 10 −10
−15 10 6 5 0.01 Vesta (maks.), Uran (maks.) 25 10 −10 Fenrir (Saturn peyki)
−14 3.98 × 10 5 6 3.98 × 10 −3 çılpaq gözün tipik həddi [qeyd 2] 26 3.98 × 10 −11
−13 1.58 × 10 5 Bütöv ay 7 1.58 × 10 −3 "Qaranlıq" kənd yerlərindən görünən ən zəif çılpaq ulduzlar (maks.) [11] 27 1.58 × 10 −11 8 metrlik teleskopun görünən işıq həddi
−12 6.31 × 10 4 8 6.31 × 10 −4 Neptun (maks.) 28 6.31 × 10 −12
−11 2.51 × 10 4 9 2.51 × 10 −4 29 2.51 × 10 −12
−10 10 4 10 10 −4 tipik limit 7 × 50 durbin 30 10 −12
−9 3.98 × 10 3 İridium alovu (maks.) 11 3.98 × 10 −5 Proxima Centauri 31 3.98 × 10 −13
−8 1.58 × 10 3 12 1.58 × 10 −5 32 1.58 × 10 −13 HST-nin görünən işıq həddi

Digər tərəzi redaktə edin

Pogson sistemində, Vega ulduzu əsas istinad ulduzu olaraq istifadə edildi, ölçmə texnikasından və dalğa boyu filtrindən asılı olmayaraq görünən bir böyüklüyü sıfır olaraq təyin olundu. Sirius (Vega böyüklüyü −1.46. Və ya .51.5) kimi Vega'dan daha parlaq cisimlərin mənfi böyüklüyə sahib olmasının səbəbi budur. Bununla birlikdə, iyirminci əsrin sonunda Vega'nın parlaqlığı ilə fərqlənərək mütləq bir istinad üçün yararsız hala gətirildiyi aşkar edildi, buna görə istinad sistemi heç bir ulduzun sabitliyindən asılı olmayaraq modernləşdirildi. Bu səbəbdən Vega 'böyüklüyü üçün müasir dəyər V (vizual) zolaqda deyil, əksinə tam sıfıra deyil, 0,03-ə yaxındır. [12] Mövcud mütləq istinad sistemlərinə istinadın vahid tezlik başına sabit axın sıxlığı olan bir qaynaq olduğu AB ölçüsü sistemi və istinad mənbəyinin əvəzinə vahid dalğa boyu sabit axın sıxlığına sahib olduğu təyin edilmiş STMAG sistemi daxildir. . [ alıntıya ehtiyac var ]


Videoya baxın: 38 Atmosfer 1-ci hissə (Dekabr 2021).