Zdánlivá velikost

Zdánlivá velikost je měřítkem z ozáření jednoho nebeského objektu pozorovaného ze Země . Použitá téměř výlučně v astronomii , velikost historicky odpovídala klasifikaci hvězd, nejjasnější bytost „první velikosti“, druhá a třetí velikost byla nižší, až do šesté velikosti, hvězdy sotva viditelné okem. Nyní je definována na inverzní logaritmické stupnici , kde se velikost zvyšuje o jednu, protože ozáření se dělí asi o 2,5. Čím jasnější je nebeský objekt, tím slabší nebo dokonce záporná jeho velikost. Je obvyklé definovat nulovou velikost jako hvězdnou Vegu , s výjimkou kalibračních chyb.

Velikost se měří fotometrií v jednom nebo více spektrálních pásmech ( ultrafialové , viditelné spektrum , infračervené záření ) za použití fotometrických systémů , jako je systém UBV . Obvykle je velikost dána ve spektrálním pásmu V (vizuální) a poté je viděna jako vizuální velikost, označená m v nebo jednoduše V. Větší dalekohledy mohou detekovat nebeské objekty až do limitní velikosti AB 31,2 ( extrémně hluboké Hubblovo pole ); James-Webb Space Telescope se očekává, že dosáhne 34 ve viditelném světle.

Historický

První klasifikace hvězd podle jejich jasu sahá až do starověku , kdy II th století před naším letopočtem. Nl Řecký astronom Hipparchus by vytvořil katalog tisíce hvězd viditelných pouhým okem. Škála pak zahrnuje šest „velikostí“: nejjasnější hvězdy jsou první velikosti a nejméně jasné hvězdy viditelné pouhým okem jsou šesté velikosti. Tato metoda pořadí byl pak propagován v Almagest o Ptolemaia ve II -tého století.

V XVII th století, Galileo , který pozoroval oblohu s jeho dalekohledem , byl nucen vytvořit sedmé magnitudy roztřídit viditelné pouze se svým nástrojem. Až do XIX th století, nové úrovně a střední úrovni se postupně přidává k rozsahu s lepšími nástroji pro pozorování. Například v 60. letech 19. století napočítal katalog Bonner Durchmusterung 324 188 hvězd klasifikovaných do devíti velikostí. Ale tato klasifikace se může velmi lišit podle úsudku pozorovatelů a vzhledem k množení hvězd a jejich katalogům je nutné najít méně subjektivní proces pozorování. Bylo vyvinuto několik technik, z nichž jednou z nejpoužívanějších je fotometr : přeměňuje svítivost na elektrický proud, který je pak porovnáván se standardními hodnotami. Navzdory tomu zůstávají rozdíly příliš velké - jedenáctá velikost Friedricha Georga Wilhelma von Struve odpovídala osmnácté Johna Herschela - a musíme najít zákon variace jasu hvězd.

V roce 1856 Norman Robert Pogson navrhl novou klasifikaci, ve které nahradil slovo „ velikost “, které příliš silně vyvolalo myšlenku velikosti, slovem „ velikost “ (což je naučené synonymum). Všiml si, že hvězda první velikosti je stokrát jasnější než hvězda šesté velikosti. Pokles o jednu velikost tedy představuje pokles svítivosti rovný 5 √ 100 nebo přibližně 2,512. Tato nová logaritmická stupnice respektuje fyziologickou vlastnost oka na jeho citlivost na světlo ( Weber-Fechnerův zákon ). Tato stupnice vede k reklasifikaci asi dvaceti hvězd první velikosti ( Sirius , Véga , Betelgeuse atd.) , Jejichž záblesky jsou příliš odlišné, a ke vzniku negativních velikostí. Pogson vybere jako nulový bod pro svou stupnici pólovou hvězdu (α Ursae Minoris), jejíž velikost fixuje na 2. Následně si ale astronomové uvědomí, že pólová hvězda je proměnná hvězda a jako novou referenci zvolí l. Hvězda Vega s velikostí 0. Ale opět, zdá se, že je mírně Vega variabilní a od XXI th století astronomům stabilní světelné zdroje, jako je laboratorní systém Gunn, systém STMAG nebo AB velikosti .

Analytická formulace

Zdánlivá velikost je dána Pogsonovým zákonem, který je napsán: $m$

${\ displaystyle m = -2,5 \ log _ {10} (E) + C = -2,5 \ log _ {10} \ left ({\ frac {L} {4 \ pi d ^ {2}}} \ right) + C}$

kde je osvětlení nebo jas hvězdy v janském (10 −26 W m −2 Hz −1 ) - což je vyjádřeno skutečnou svítivostí hvězdy a vzdáleností mezi hvězdou a Zemí vyjádřenou v metrech - a kde je konstanta používaná k definování počátku měřítka. Tuto konstantu fixuje astronom v době pozorování, aby vyhověl jeho měřením velikosti standardních hvězd ve vztahu k jejich známým velikostem uvedeným v katalozích. $E$ $L$ $d$ $VS$

V případě, že je vnitřní jas hvězdy bolmetrický , použijeme Stefan-Boltzmannův zákon, který nám umožňuje dospět k následujícímu výrazu:

${\ displaystyle m = -2,5 \ log _ {10} \ left ({4 \ pi R ^ {2} \ sigma T ^ {4} \ přes 4 \ pi d ^ {2}} \ right) + C}$

kde je poloměr hvězdy v metrech , efektivní teplota hvězdy v Kelvinech a na Stefan-Boltzmannova konstanta . $R$ $T$ $\ sigma$

Vzorec se běžněji používá k porovnání zdánlivých velikostí dvou nebeských objektů, a tak odvozuje velikost neznámého objektu (1) ve srovnání se známým objektem (2), jako je hvězda Vega, jejíž velikost je nastavena na 0.

${\ displaystyle m_ {1} -m_ {2} = - 2,5 \ log _ {10} \ left ({\ frac {E_ {1}} {E_ {2}}} \ right)}$

Měření velikosti

Spektrální pásma

Spektrální pásma a jejich průměrné vlnové délky

Spektrální pásmo		Průměrná vlnová délka ( nm )
U	ultrafialový	367
B	modrý	436
PROTI	vizuální ( žlutá - zelená )	545
R	Červené	638
Já	infračervený	797

Velikost se měří pouze v malé části elektromagnetického spektra, která se nazývá spektrální pásmo . Hodnota se proto liší v závislosti na volbě pásma: U ( ultrafialové ), B ( modré ), V (vizuální), R ( červené ) nebo I ( infračervené ). Když se měření provádí v celém elektromagnetickém spektru, jedná se o bolometrickou velikost . Lze jej získat použitím bolometrické korekce BC na absolutní nebo zdánlivou velikost.

Vizuální velikost, označená m v nebo přímo V, je velikost ve spektrálním pásmu V, která nejlépe odpovídá citlivosti oka . Je to tato velikost, která se obvykle používá, když není dána přesnost pozorovaného spektrálního pásma.

Fotografické velikost , označené m pg , měří od fotografické desky citlivější na modré. Fotografická velikost se tedy liší od vizuální: ukazuje jasnější modré hvězdy a méně jasné žluté hvězdy. Naopak, velikost obrazu, označená m pv , se měří z orthochromatické desky citlivější v žloutku. S vhodnými filtry pak získáme velikost odpovídající vizuální velikosti. Tyto dvě metody jsou považovány za zastaralé a byly nahrazeny fotometrickými systémy měřícími veličiny v několika spektrálních pásmech. Nejpoužívanějším je fotometrický systém UBV (neboli Johnson) vytvořený v 50. letech Haroldem Johnsonem a Williamem Wilsonem Morganem .

Speciální nebeské objekty

U velkých nebeských objektů, jako jsou galaxie nebo mlhoviny , mluvíme o povrchovém lesku nebo povrchovém lesku. Vyjadřuje se jako velikost na jednotku plného úhlu , například velikost za sekundu oblouku na druhou.

U proměnných hvězd , to znamená hvězd, jejichž jasnost se mění v delších nebo kratších obdobích, jsou uvedeny maximální a minimální veličiny a periody variace.

Měření velikosti dvojitých hvězd nebo více hvězd vrátí celkovou velikost hvězdného systému, která se nerovná součtu velikostí hvězd v něm. Známe-li počet hvězd v systému, je možné rozlišit jejich velikosti. Jsou propojeny vzorcem:

${\ displaystyle m_ {f} = - 2 {,} 5 \ log _ {10} (10 ^ {- 0 {,} 4 m_ {1}} + 10 ^ {- 0 {,} 4 m_ {2}})}}$

kde je celková velikost systému a a jsou velikosti hvězd, které jej tvoří. $m_f$ $m_1$ $m_ {2}$

Limit nástrojů

Omezující velikost listiny se vztahuje na nejnižší pozorovatelné svítivosti v dané konfiguraci zařízení a spektrálním pásmu. Vizuální omezující velikost je limitující velikost ve spektrálním pásmu V (viditelné).

Vizuální limitní velikost pouhým okem je 6, dalekohled je 10 a velikost velkých pozemských dalekohledů nebo kosmických dalekohledů, jako je Hubble, je 30. Tato hranice je neustále posouvána zpět a očekává se, že evropský obří dalekohled ve výstavbě má mezní velikost 34.

Mezihvězdná absorpce

Zdánlivá velikost závisí na vnitřní svítivosti nebeského objektu a jeho vzdálenosti od Země. Nicméně, další jev přichází do hry: část světla je absorbována prachu a plynů z mezihvězdného média . Toto absorbované množství se nazývá extinkce nebo mezihvězdná absorpce označená A. Tento jev je u dlouhých vlnových délek méně důležitý než u malých, to znamená, že absorbuje více modré než červené. Vytvoří se červenající efekt, díky kterému bude objekt vypadat červenější než skutečná věc.

Index Barva hvězdy je rozdíl mezi hvězdná velikost této hvězdy byly získány ze dvou odlišných spektrálních pásmech. Existuje několik indexů v závislosti na použitých pásmech: B - V , U - B ...

Vztah k absolutní velikosti

Absolutní hodnota je míra vnitřní ozáření nebeského objektu, na rozdíl od zdánlivé velikosti, která závisí na vzdálenosti od hvězdy a zániku v přímé viditelnosti. Pro objekt nacházející se mimo sluneční soustavu je definován zjevnou velikostí, kterou by tato hvězda měla, pokud by byla umístěna v referenční vzdálenosti nastavené na 10 parseků (přibližně 32,6 světelných let ).

Porovnání absolutní velikosti se zdánlivou velikostí umožňuje odhad vzdálenosti od objektu.

${\ displaystyle \ mu = mM = 5 \ log _ {10} (d) -5}$

kde je zdánlivá velikost, absolutní velikost a vzdálenost vyjádřená v parsecích. Hodnota , nazývaná modul vzdálenosti , je svým způsobem měrnou jednotkou pro vzdálenost, jako je světelný rok a parsec. $m$ $M$ $d$ $\ mu$

Velikost pozoruhodných předmětů

Zdánlivé vizuální veličiny pozoruhodných nebeských objektů

PROTI	Nebeský objekt
-26,7	slunce
-12,6	full moon
-8,4	Iridiový blesk (maximum)
-7,5	Nejjasnější supernova : SN 1006 (v roce 1006)
-5,3	Mezinárodní vesmírná stanice plně osvětlená v perigeu
-4,6	Nejjasnější planeta : Venuše (maximum)
-2,9	Mars a Jupiter (maxima)
-2,4	Rtuť (maximální, nepozorovatelná)
-1,5	Nejjasnější hvězda: Sirius
-0,7	Druhá nejjasnější hvězda: Canopus
0,0	Zelenina podle konvence ( ve skutečnosti +0,03)
0,4	Saturn (maximum)
0,9	Nejjasnější galaxie : Velký Magellanovo mračno
1.0	Nejjasnější mlhovina : Mlhovina Carina (NGC 3372)
2.0	Alpha Ursae Minoris ( polární hvězda severní polokoule)
3.4	Galaxie Andromeda (M 31 / NGC 224)
5.3	Uran (maximum)
5.4	Sigma Octantis (polární hvězda jižní polokoule)
6	Omezení velikosti pouhým okem
7.8	Neptun (maximum)
10	Limit velikosti dalekohledu
12.6	Nejjasnější kvasar : 3C 273
13.7	Pluto (maximum)
31	Limit velikosti Hubblova kosmického dalekohledu
34	Očekávaná mezní velikost evropského obrovského dalekohledu (ve výstavbě)
50	Cestování 1

Poznámky a odkazy

http://xdf.ucolick.org
Neil Comins ( z angličtiny přeložili Richard Taillet a Loïc Villain), Objevování vesmíru: Základy astronomie a astrofyziky [„ Objevování vesmíru “], Paříž, De Boeck Supérieur ,září 2016, 2 nd ed. ( 1 st ed. 2011), 536 str. ( ISBN 978-2-8073-0294-5 , číst online ) , kap. 10 („Galerie portrétů hvězd“), s. 10 296-299.
Gabriel Merle, The Universe and Us: Our History , Publibook Publishing ( ISBN 978-2-7483-0485-5 , číst online ) , str. 210-214.
Guillaume Cannat, Le Guide du ciel , AMDS / Nathan ( číst online ).
„ Ptolemaios and Geocentrism “ , na astrosurf.com (přístup 18. ledna 2017 ) .
(in) Charles Francis Light after Dark I: Structures of the Sky , Troubador Publishing Ltd.2016, 248 s. ( ISBN 978-1-78589-932-4 , číst online ) , kap. 6 („Hvězdné vzdálenosti“) , s. 6 84-85.
[PDF] (in) Neil Phillips, „ Photometric Systems “ , na místě Královské observatoře v Edinburghu ,8. dubna 2008(zpřístupněno 19. ledna 2017 ) .
Mianes 1964 , str. 279.
Schatzman a Praderie 1990 , kap. I , § 1.3 , str. 31.
(en) Frederick R. Chromey, To Measure the Sky: An Introduction to Observational Astronomy , Cambridge University Press ,2016, 2 nd ed. ( ISBN 978-1-316-76051-2 , číst online ) , s. 22-24.
(en) Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen a Karl Johan Donner, Fundamental Astronomy , Springer ,2016, 6 th ed. , 550 str. ( ISBN 978-3-662-53045-0 , číst online ) , kap. 4 („Fotometrické koncepty a velikosti“) , s. 4 94-96.
[PDF] Club d'Astronomie de Valmondois, „ Les magnitudes “ , na astrosurf.com ,Listopadu 1999(zpřístupněno 19. ledna 2017 ) .
(in) „ Brightness and Surface Brightness “ , na místě University of Michigan (přístup 19. ledna 2017 ) .
(in) „ Arnitmetika velikosti “ na .caglow.com ,17. ledna 2011(zpřístupněno 19. ledna 2017 ) .
Serge Brunier, „ E-ELT: super obří teleskop pro Evropu “ , o na Science et Vie webové stránky ,13. června 2012(zpřístupněno 18. ledna 2017 ) .
(in) Bob King, „ Predictive Prowess: See an Iridium Flare “ na webu Sky & Telescope ,17. července 2014(zpřístupněno 20. ledna 2017 ) .
„ ISS (International Space Station) - Satellite Information “ , na adrese heavyens-above.com (přístup 18. ledna 2017 ) .
(in) „ Informační list o Venuši “ na webu NASA (přístup k 18. lednu 2017 ) .
(in) „ March Fact Sheet “ na webových stránkách NASA (přístup 18. ledna 2017 ) .
(in) „ Jupiter Fact Sheet “ na webových stránkách NASA (přístup 18. ledna 2017 ) .
(in) „ Mercury Fact Sheet “ na webových stránkách NASA (přístup k 24. květnu 2020 ) .
(in) " Sirius " v databázi Sindibád Strasbourg astronomická datových center (přístupné 18.ledna 2017 ) .
(in) " α Carinae " na databázi Sinbad Strasbourg astronomická Data Center (přístupné 18.ledna 2017 ) .
(in) ' Vega (α Lyrae) " , v databázi Simbad Astronomical Data Center ve Štrasburku (přístup k 18. lednu 2017 ) .
(in) „ Saturn Fact Sheet “ na webu NASA (přístup k 18. lednu 2017 ) .
(in) „ α Ursae Minoris “ , v databázi Simbad Astronomické datové centrum ve Štrasburku (přístup k 18. lednu 2017 ) .
(in) „ Uranus Fact Sheet “ na webových stránkách NASA (přístup k 18. lednu 2017 ) .
(in) „ σ Octantis “ v databázi Simbad Astronomické datové centrum ve Štrasburku (přístup ke dni 20. ledna 2017 ) .
(in) „ Neptun Fact Sheet “ na webových stránkách NASA (přístup k 18. lednu 2017 ) .
(in) „ 3C 273 - Quasar in Virgo “ , na webu SEDS (přístup 18. ledna 2017 ) .
(in) „ Pluto Fact Sheet “ na webových stránkách NASA (přístup 18. ledna 2017 ) .

Podívejte se také

Bibliografie

[Pogson 1856] (en) Norman Pogson , „ Magnitudy třiceti šesti planetek pro první den každého měsíce v roce1857 „ [“ Veličiny třiceti šesti planetek pro první den každého měsíce v roce1857 »], Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv. 17, n o 1,Listopadu 1856, str. 12-15 ( OCLC 6911225640 , DOI 10.1093 / mnras / 17.1.12 , Bibcode 1856MNRAS..17 ... 12P , číst online [PDF] ).
[Mianes 1964] Pierre Mianes , „ Fotoelektrická fotometrie: přechod k magnitudám hvězd “, L'Astronomie , sv. 78, n o 7,Červenec 1964, str. 279-282 ( Bibcode 1964LAstr..78..279M , číst online ).

[Schatzman a Praderie 1990] Évry Schatzman a Françoise Praderie , Les étoiles , Paříž, InterÉditions et Éditions du CNRS , kol. "Současné znalosti / astrofyzika",Září 1990, 1 st ed. , 1 sv., 491 s. , ill., in-8 o ( ISBN 2-7296-0299-2 a 2-222-04023-X , EAN 9782729602994 , OCLC 300428163 , upozornění BnF n o FRBNF35105088 , SUDOC 001703900 , číst online ).

Související články