Абсолютная яркость

Абсолютная яркость является вспомогательным переменной в астрономии и астрофизике , для того , чтобы иметь возможность сравнивать фактическую яркость (таким образом, яркость самосветящихся объектов ) из небесных объектов в видимом свете.

определение

Абсолютная яркость отличается от видимой яркости, которая фактически измеряется для объекта с Земли ; Последнее зависит, с одной стороны, от его светимости (для самосветящихся объектов, таких как звезды ) или его отражательной способности (для несамосветящихся объектов), а с другой стороны, от расстояния до него, а также от межзвездной материи для объектов за пределами Солнечной системы .

Абсолютная яркость - это яркость, которую наблюдатель мог бы измерить с одинакового расстояния; это определяется следующим образом:

для самосветящихся объектов : 10 парсеков (32,6 световых года ). Для звезд, находящихся на расстоянии менее 10 парсеков, видимая яркость, следовательно, больше (т. Е. Ее числовое значение меньше), чем абсолютная яркость, и наоборот.
для отражающих объектов в Солнечной системе ( планет , комет и астероидов ): астрономическая единица (а.е.). Предполагается, что объект находится на расстоянии 1 а.е. от Солнца и в то же время на расстоянии 1 а.е. от наблюдателя и находится в полной оппозиции (то есть наблюдается с местоположения Солнца).

Единство и масштаб

Как и видимая яркость, абсолютная яркость указывается в звездных величинах (mag). Меньшее числовое значение означает большую яркость.

Самые яркие неподвижные звезды достигают абсолютной яркости около -9 звездной величины (в 300000 раз больше яркости Солнца ), а самые слабые звезды достигают +17 звездной величины (менее одной десятитысячной светимости Солнца).

В частности, в более старых работах по астрономии часто встречается написание с надстрочным индексом M над десятичной точкой, например со звездой третьей (абсолютной) величины. Использование заглавной буквы дает понять, что это абсолютная яркость. ${\ displaystyle 3 {\ stackrel {\ text {M}} {,}} 0}$

Болометрическая яркость

Болометрическая яркость указывает на яркость звезды не только в видимом свете, но и во всем электромагнитном спектре . Коррекции для этого требуется , зависят от диапазона чувствительности к измерительному прибору и спектрального типа рассматриваемого объекта.

Фотографическая яркость солнца (в видимом свете) - это , с другой стороны, болометрическая яркость . ${\ displaystyle 5 {\ stackrel {\ text {M}} {\ text {,}}} 16}$ ${\ displaystyle 4 {\ stackrel {\ text {M}} {\ text {,}}} 74}$

Модуль расстояния

Разница между видимой яркости м и абсолютная яркость M является называется расстояние модуль, так как она тесно связана с расстоянием г . Из определения уровней яркости следует:

{\ displaystyle {\ begin {align} {\ frac {r} {10 \, \ mathrm {pc}}} & = 10 ^ {\ frac {mM} {5 \, \ mathrm {mag}}} \\\ Leftrightarrow mM & = 5 \, \ mathrm {mag} \ cdot \ log _ {10} \ left ({\ frac {r} {10 \, \ mathrm {pc}}} \ right) \ end {выравнивается}}}

Если мера расстояния задана как безразмерное число, модуль расстояния можно записать как: ${\ Displaystyle г ^ {*} = г / \ mathrm {pc}}$

{\ displaystyle {\ begin {align} mM & = 5 \, \ mathrm {mag} \ cdot (\ lg r ^ {*} - \ lg 10) \\ & = - 5 \, \ mathrm {mag} +5 \ , \ mathrm {mag} \ cdot \ lg r ^ {*} \ end {align}}}

Из определения секунды параллакса следует соотношение между мерой расстояния и годовым параллаксом π (как безразмерное число в угловых секундах ): ${\ displaystyle r ^ {*}}$

{\ displaystyle r ^ {*} = {\ frac {1} {\ pi}}}

Это дает:

{\ displaystyle {\ begin {align} mM & = - 5 \, \ mathrm {mag} -5 \, \ mathrm {mag} \ cdot \ lg \ pi \\ & = - 5 \, \ mathrm {mag} \ cdot (1+ \ lg \ pi) \\\ Leftrightarrow \ pi & = 10 ^ {{\ frac {mM} {- 5 \, \ mathrm {mag}}} - 1} \\\ Leftrightarrow r ^ {*} & = 10 ^ {1 - {\ frac {mM} {- 5 \, \ mathrm {mag}}}} \ end {align}}}

С помощью этих важных для астрономии формул для звезд, светимость которых известна (например, B. Цефеиды или сверхновые , тип Ia), расстояние можно вычислить по светимости . Таким образом, в 1923 году можно было определить расстояние до туманности Андромеды .

Разница между видимой и абсолютной яркостью частично основана на межзвездном поглощении , т.е. ЧАС. частичное поглощение излучения межзвездной пылью . Это необходимо учитывать с помощью дополнительного члена, параметра экстинкции , в уравнении для разности яркости: ${\ displaystyle A}$

{\ Displaystyle мМ = 5 \, \ mathrm {mag} \ cdot (\ lg \, r ^ {*} - 1) + A}

м - м	расстояние		м - м	расстояние
м - м	Парсек	Световых лет	м - м	Парсек	Световых лет
- 5 место	1, 00	3,26	+5,5	125,89	410,61
−4	1,58	5,17	+6,0	158,49	516,93
−3	2,51	8,19	+6,5	199,53	650,78
−2	3,98	12,98	+7,0	251,19	819,28
−1	6,31	20,58	+7,5	316,23	1 031,41
00	10, 00	32,62	+8,0	398,11	1 298,47
+1	15,85	51,69	+8,5	501,19	1 634,68
+2	25.12	81,93	+9,0	630,96	2 057,94
+3	39,81	129,85	+9,5	794,33	2 590,80
+4	63,10	205,79	+10, 0	1,000, 00	3 261,62
+ 5	100, 00	326,16	+ 25, 0	1,000,000, 00	3 261 619, 00

Примеры

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Абсолютная
яркость
ность
(МАГ)

Самосветящиеся объекты (звезды)

звезда	Кажущаяся яркость ( существительное )	Абсолютная яркость ( М )	Модуль расстояния ( м - м )	расстояние
солнце	−26,73 магн.	0+4,84 магазина	−31,57	1 AE
Сириус	0-1,46 магн.	0+1,43 магазина	0−2,89	002,64 шт.
Вега	0+0,03 mag	0+0,58 магн.	0-0,55	007,75 шт.
Поллукс	0+1,15 магн.	0+1.08 лайков	0+0,07	010,34 шт.
Spica	0+1,04 mag	0-3,51 магн.	0+4,55	081,3 0 шт.
Ригель	0+0,12 магн.	0−6,78 магн.	0+6,90	240 , 00 шт.
Денеб	0+1,25 магазина	0-7,24 магн.	0+8,49	499 , 00 шт.

Светоотражающие объекты солнечной системы

объект	(Максимальная) кажущаяся яркость ( м )	Абсолютная яркость ( H )	Расстояние до солнца
Венера	- 04.9 магазина	- 04,4 магазина	0,7 AU
Юпитер	- 02,9 магазина	- 09,4 магазина	4.9-5.5 AU
Эрос	+ 07 , 0лайков	+11,2 магазина	1,1-1,8 а.е.
Апофис	<+15 , 0mag (2029 год до +3 mag)	+19,7 магазина	0,75-1,1 а.е.
Церера	+ 06,6 магазина	+ 03.3 магазина	2,6-3,0 AU
Плутон	+13,7 магазина	- 00,8 магазина	30 - 49 AU
Седна	+21 , 0лайк	+ 01,5 магазина	76 - ≈900 а.е.
2018 VG ₁₈	+24,6 магазина	+ 03.3 магазина	в настоящее время 120 - 130 AU

Смотри тоже

литература

Иоахим Крауттер и др.: Meyers Handbuch Weltall . 7-е издание. Meyers Lexikonverlag, Мангейм / Лейпциг / Вена / Цюрих 1994, ISBN 3-411-07757-3 , стр. 237, 247 ff .
Арнольд Ханслмайер : Введение в астрономию и астрофизику . 2-е издание. Академическое издательство Spectrum, 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3 , стр. 254 ff .

Индивидуальные доказательства

↑ ^a^b Энтони Маллама, Джеймс Л. Хилтон: Вычисление видимых планетных величин для Астрономического альманаха . В кн . : Астрономия и вычисления . 25 октября 2018 г., стр. 10-24. bibcode : 2018A&C .... 25 ... 10M . DOI : 10.1016 / j.ascom.2018.08.002 .

[Mallama_and_Hilton-1] Энтони Маллама, Джеймс Л. Хилтон: Вычисление видимых планетных величин для Астрономического альманаха . В кн . : Астрономия и вычисления . 25 октября 2018 г., стр. 10-24. bibcode : 2018A&C .... 25 ... 10M . DOI : 10.1016 / j.ascom.2018.08.002 .

Languages