Absolutní hodnota - Absolute magnitude


z Wikipedie, otevřené encyklopedie

Absolutní hodnota je mírou svítivosti jednoho nebeského objektu , na logaritmické astronomické velikosti měřítku. Objekt je absolutní hodnota je definována jako rovná zdánlivé velikosti , že objekt by měl, pokud by byl pohledu ze vzdálenosti přesně 10  parsecs (32,6 světelných let ), bez zániku (nebo snižuje) jeho světla v důsledku absorpce mezihvězdné prachové částice. Od hypoteticky umístit všechny objekty ve standardní referenční vzdálenosti od pozorovatele, jejich zářivý výkon lze přímo srovnat na velikostní váze. Stejně jako u všech astronomických veličiny , absolutní velikost lze nastavit pro různé vlnových rozsahů, které odpovídají uvedené filtrační pásy nebo propustných pásem ; hvězdy běžně citovaný absolutní hodnota je absolutní vizuální velikost , která používá vizuální (V) části spektra (ve fotometrickém systému UBV ). Absolutní veličiny jsou označeny velkým M, s indexem představující filtrační pásmo používané pro měření, jako je například M V pro absolutní hodnota v V pásmu.

Čím větší světelný objekt, tím menší je číselná hodnota jeho absolutní velikosti. Rozdíl 5 velikostí mezi absolutní velikostí dvou objektů odpovídá poměru 100 v jejich zářivý výkon, a rozdíl n veličin v absolutní velikosti odpovídá poměru světelné 100 (N / 5) . Například, hvězda absolutní hodnota M V = 3 by byl 100 krát jasnější než hvězda absolutní hodnota M V = 8, měřeno ve V filtru pásma. Slunce má absolutní velikost M V = + 4,83. Vysoce svítivé objekty mohou mít negativní absolutní veličiny: například Mléčná dráha galaxie má absolutní B velikosti asi -20,8.

Objekt je absolutní Bolometrické velikost představuje jeho celkový jas přes všechny vlnové délky , spíše než v jediném filtračním pásu, jak je vyjádřeno v logaritmickém měřítku velikosti. Pro konverzi z absolutní velikosti v konkrétním filtračním pásu k absolutní Bolometrické velikosti, je Bolometrické korekce se aplikuje.

Pro sluneční soustavy těles, které září v odraženém světle, je použita jiná definice absolutní hodnota (H), na základě standardní referenční vzdálenost jednoho astronomické jednotky .

Hvězdy a galaxie ( M )

Ve hvězdné a galaktické astronomii, standardní vzdálenost je 10 parseky (asi 32,616 světelných let 308.57 petameters nebo 308.57 bilionů kilometrů). Hvězda v 10 parsecs má paralaxu 0,1 "(100 mili úhlových vteřin ). Galaxie (a další prodloužené objekty ), jsou mnohem větší než 10 pc, jejich světlo je vyzařováno v delším kousek oblohy, a jejich celkový jas nelze přímo pozorovat z relativně krátké vzdálenosti, ale je použit stejný konvence. Velikost galaxie je definována měřením veškeré světlo vyzařované v celém objektu, ošetřování, že integrovaný jas jako jasu jediného bodu podobně, nebo hvězdy, jako zdroj, a výpočet velikosti tomto bodě podobného zdroje, jak bude vypadat v případě, pozorovány při standardním 10 parseky vzdálenosti. V důsledku toho je absolutní velikost jakéhokoliv objektu rovná zdánlivá velikost to by měl jestliže to bylo 10 parsecs pryč.

Měření absolutní velikosti se provádí pomocí přístroje zvaného bolometr . Při použití absolutní hodnotu, je třeba určit typ elektromagnetického záření je měřen. Když se odkazuje na celkové energetické produkce, správný termín je bolometric velikost. Bolometrické velikost je obvykle vypočítán z vizuálního velikosti plus Bolometrické korekce , M bol = M V + BC . Tato oprava je nutná, protože velmi horké hvězdy vyzařují především ultrafialové záření, zatímco velmi chladné hvězdy vyzařují nejvíce infračerveného záření (viz Planckova zákona ).

Některé hvězdy viditelné pouhým okem mají tak nízkou absolutní hodnotu, že by se zdát dost chytrý, aby zastínit planety a stínů, kdyby byli na 10 parsecs ze Země. Příklady zahrnují Rigel (-7,0), Deneb (-7,2), naos (-6,0) a Betelgeuse (-5,6). Pro srovnání, Sirius má absolutní hodnotu 1,4, což je jasnější než Slunce , jehož absolutní vizuální velikost je 4,83 (ve skutečnosti slouží jako referenční bod). Slunce absolutní bolometric velikost je nastavena libovolně, obvykle na 4,75. Absolutní veličiny hvězd obvykle pohybuje v rozmezí od -10 do +17. Absolutní veličiny galaxií může být mnohem nižší (jasnější). Například, obří eliptická galaxie M87 má absolutní velikosti -22 (tedy jasné jako asi 60.000 hvězdy velikosti -10).

Zdánlivá velikost

Řecký astronom Hipparchos založil číselnou stupnici popsat jas každé hvězdy se objeví na obloze. Nejjasnější hvězdy na obloze byly přiřazeny zdánlivou velikost m = 1 , a temných hvězdy viditelné pouhým okem, jsou přiřazeny m = 6 . Rozdíl mezi nimi odpovídá faktorem 100 jasu. Pro objekty v bezprostřední blízkosti Slunce, absolutní velikost M a zdánlivá velikost m od jakékoliv vzdálenosti d (v parsecs ) souvisí podle:

kde F je zářivý tok měřeno ve vzdálenosti d (v parsecs), F 10 zářivý tok měří na vzdálenost 10 ks . Vztah může být psán v podmínkách logaritmu:

kde bezvýznamnost zániku plynu a prachu se předpokládá. Typická extinkce ve galaxie jsou 1 až 2 veličiny na kiloparseky, kdy tmavé mraky se berou v úvahu.

U objektů na velmi velké vzdálenosti (mimo Mléčnou dráhou), světelnost vzdálenost d L musí být použity namísto d (v parsecs), protože Euclidean přiblížení je neplatný pro vzdálené objekty a obecné teorie relativity je třeba vzít v úvahu. Kromě toho, kosmologický rudý posuv komplikuje vztah mezi absolutní a zdánlivé velikosti, protože záření pozorována byla posunuta do červené oblasti spektra. Porovnávat veličiny velmi vzdálených objektů s těmi místních objektů, je korekce K muset být aplikován na velikostem vzdálených objektů.

Absolutní hodnota M může být také přibližně použití zdánlivou velikost m a hvězdné paralaxy p :

nebo pomocí zdánlivá velikost m a vzdálenost modul u Stabilizátory :

,

Příklady

Rigel má vizuální velikost m V 0,12 a vzdálenosti asi 860 světelných let

Vega má paralaxu p o 0,129 ", a zdánlivou velikost m V 0,03

Alfa Centauri má paralaxu p o 0,742 "a zdánlivou velikost m V z -0.01

Black Eye Galaxy má vizuální velikost m V o 9,36 a vzdálenost modul u Stabilizátory z 31,06

bolometric velikost

Bolometrické velikost M bol , berou v úvahu elektromagnetické záření na všech vlnových délkách . To zahrnuje ty nepozorovaně kvůli instrumentální propustném pásmu , zemské atmosférické absorpce a zánik mezihvězdným prachem . Je definován založený na svítivosti hvězd. U hvězd s několika pozorování, musí být vypočítána za předpokladu efektivní teplotu .

Klasicky je rozdíl ve velikosti Bolometrické souvisí s poměrem světelné podle:

který dělá inverzí:

kde

L je sluneční světelnost (bolometric světelnost)
L je svítivost hvězdy (bolometric světelnost)
M bol, ⊙ je bolometric velikost Slunce
M bol, ★ je bolometric velikost hvězdy.

V srpnu 2015 se Mezinárodní astronomická unie prošla rezoluce B2 vymezení nulové body absolutní a zjevných bolometric magnitudy stupnic v jednotkách SI pro výkon ( watty ) a záření (W / m 2 ), resp. Ačkoli bolometric veličiny byl použitý astronomy po mnoho desetiletí, tam byl systematické rozdíly v absolutní velikosti, světelnosti stupnic prezentovaných v různých astronomických odkazů, a ne mezinárodní standardizace. To vedlo k systematické rozdíly v bolometric oprav vah. V kombinaci s nesprávnými předpokládaných absolutních bolometric veličin pro Slunce by mohlo vést k systematickým chybám v odhadovaných hvězdných zářivý výkon (a hvězdných vlastnosti vypočtené které se spoléhají na hvězdné světelnosti, jako jsou poloměry věkových kategorií, a tak dále).

Rozlišení B2 definuje absolutní Bolometrické velikost měřítko, kde M bol = 0 odpovídá světelné L 0 = 3,0128 x 10 28  W , přičemž nulový bod svítivost L 0 nastaví tak, že Slunce (s nominální svítivosti 3,828 x 10 26  W ) odpovídá absolutní Bolometrické velikost M bol, ⊙ = 4,74. Umístění záření zdroje (např hvězda) při standardní vzdálenosti 10 parsecs , vyplývá, že nulový bod přivrácené velikost Bolometrické měřítku m bol = 0 odpovídá ozáření f 0 = 2,518 021 002 x 10 -8  W / m 2 . Pomocí stupnice IAU 2015, nominální celkový slunečního záření ( „ sluneční konstanta “), měřeno při 1 astronomické jednotky ( 1361 W / m 2 ), odpovídá zjevné Bolometrické velikosti na slunce z m Bol, ⊙ = -26.832.

Následující řešení B2, vztah mezi absolutní bolometric velikosti hvězda a její světelnosti není přímo vázána na slunce (variabilní) svítivost:

kde

L je svítivost hvězdy (bolometric světelnost) ve wattech
L 0 je nulový bod svítivost 3,0128 x 10 28  W
M bol je bolometric velikost hvězdy

Nová IAU Absolutní hodnota stupnice trvale odpojí stupnici od variabilní Sun. Nicméně, na tomto výkonovém rozsahu SI, nominální sluneční svítivost úzce odpovídá M bol = 4,74, hodnotu, která se běžně přijatého astronomů před rozlišení 2015 IAU.

Světelnost hvězdy ve wattech lze vypočítat jako funkci jeho absolutní bolometric velikost M bol jako:

za použití proměnných, jak je definováno výše.

Solární systém tělesa ( H )

U planet a asteroidů je použita definice absolutní hodnota, která je větší smysl pro non-hvězdné objekty. Absolutní hodnota na planetě, Mv nebo planetky, H , je definována jako zdánlivé velikosti , že objekt by měl, pokud to bylo jedna astronomická jednotka (AU) z obou slunce a pozorovatelem, a v podmínkách ideální solární opozice , Ve skutečnosti, je třeba vzít v úvahu, že sluneční soustava tělesa jsou osvětleny Sluncem, a proto velikost se mění v závislosti na podmínkách osvětlení, popsaného fázový úhel . Tento vztah se označuje jako křivka fáze . Absolutní hodnota je definována pro ideální případ fázovým úhlem rovným nule.

Planeta Mv
Rtuť -0,613
Venuše -4,384
Země -3,99
Mars -1,601
Jupiter -9,395
Saturn -8,914
Uran -7,110
Neptune -7,00

Chcete-li převést hvězdné nebo galaktické absolutní hodnotu do planetárního jednoho, odečíst 31,57. Komety nukleární velikost ( M 2 ) je v jiném měřítku, a nemohou být použity pro srovnání velikosti s planetky ( H ) velikosti.

Zdánlivá velikost

Difúzní odraz na kouli a plochého disku

Absolutní hodnota ( H ) mohou být použity k pomoci výpočtu zdánlivou velikost tělesa za různých podmínek.

kde d 0 je 1 AU, χ je fázový úhel , úhel mezi body-Slunce a těla pozorovatele linky. Podle Kosinová věta , my máme:

p ( χ ) je fáze integrál (integrace odraženého světla, číslo v rozmezí od 0 do 1).

Příklad: Ideální difuzní odráží koule . Rozumný první přiblížení k planetárních těles

Full-fáze difúzní koule odráží 2 / 3 množství světla jako difuzní disk o stejném průměru.

vzdálenosti:

  • d BO je vzdálenost mezi pozorovatelem a tělem
  • d BS je vzdálenost mezi Sluncem a tělo
  • d OS je vzdálenost mezi pozorovatelem a Slunce

Poznámka: z důvodu těles sluneční soustavy nejsou nikdy dokonalé rozptýlené reflektory, astronomové používají empiricky odvozeny vztahy předvídat hvězdná velikost, když je zapotřebí přesnost.

Příklad

Měsíc:

  • H Měsíc = 0,25
  • d OS = d BS = 1 AU
  • d BO = 3,845 x 10 8  m = 0,002 57  AU

Jak jasné je Měsíc od Země?

  • Úplněk: χ = 0 , p ( χ ) ≈ 2 / 3
    Aktuální hodnota: -12,7. Úplňku odráží 30% více světla než perfektní difuzní reflektor předpovídá.
  • Čtvrtina měsíc: χ = 90 ° = π / 2 , p ( χ ) ≈ 2 / (pokud difúzní reflektor)
    Aktuální hodnota: cca -11. Difuzní reflektor vzorec se také pro menší fází.

meteory

Pro meteor , standardní vzdálenost pro měření veličin je v nadmořské výšce 100 km (62 mi) na pozorovatele zenitu .

viz též

Reference

externí odkazy