Tähtitiede

Lasketaan satelliitin näennäinen suuruus

Lasketaan satelliitin näennäinen suuruus

Kirjoitan ohjelmaa, johon kuuluu satelliittien näennäisen suuruuden laskeminen maasta. Minulla on tällä hetkellä satelliittien sisäinen suuruus ja aurinkovaihekulma asteina. En näytä löytävän toimivaa kaavaa.

Minä yritin

suuruus = sisäinenMagneettisuus - 15 + 5 * Math.Log (etäisyysToSatellite) - 2,5 * Math.Log (Math.Sin (B) + (Math.PI - B) * Math.Cos (B));

(B on vaihekulma)

… Mutta se ei toimi (se palauttaa numerot kuten +30). Tiedän, että se on väärin, koska vertaan sitä Heaven-above.com-satelliittilippuihin.

intrinsicMagnitude = Visuaalinen suuruus 1000 km: n päässä (Käytä -1,3)

distanceToSatellite = Tarkkailijan etäisyys satelliittiin kilometreinä (käytä 483)

B = Tämän yritän selvittää.

Asiakirjassa sanotaan mikä tämä on, mutta siinä sanotaan joitain muita asioita, joita en ymmärrä. Tämän saavuttamiseksi käyttämäsi vaihekulman tulisi olla 113.

Tämän yhtälön tavoitetuloksen tulisi olla noin -3.


Tämä koskee satelliitteja, joiden koko ja suunta ovat tuntemattomat, mutta tunnetut vakiosuuruudet (vakiosuuruus löytyy yllä olevasta taivaan satelliittitietosivulta, numeroa kutsutaan sisäiseksi suuruudeksi).

kaksinkertainen etäisyysToSatelliitti = 485; // Tämä on KM: n kaksoisvaiheessaAngleDegrees = 113,1; // Auringon kulma-> satelliitti-> tarkkailija kaksinkertainen pa = vaiheAngleDegrees * 0,0174533; // Muunna vaihekulma radiaaneiksi kaksinkertainen sisäinen suuruus = -1,8; //-1.8 on vakio. mag issille kaksoistermi_1 = sisäinen suuruus; kaksoistermi_2 = 5,0 * Math.Log10 (distanceToSatellite / 1000,0); kaksinkertainen arg = Math.Sin (pa) + (Math.PI - pa) * Math.Cos (pa); kaksoistermi_3 = -2,5 * Math.Log10 (arg); kaksinkertainen näennäinen magnitudi = term_1 + term_2 + term_3;

Tämä antaa satelliitin näennäisen suuruuden. Huomaa: Annoin kaavan muodossa C #


Onnittelut @NickBrown ratkaisusta! Tämän yhtälön ja muutamien lisäviitteiden perusteella lisätään vain vähän enemmän.

Visuaalisen suuruuden laskeminen vie kolme tuloparametriä

  1. kuinka hyvä heijastin on esine
  2. valaistuksen ja katselun välinen kulma
  3. etäisyydet valaisimesta ja katsojasta ovat kohteesta

Tähtitieteellisiin kohteisiin käytämme kohteen # 1 absoluuttista suuruutta, satelliittikatseluun sekä absoluuttista suuruutta että sisäinen suuruus käytetään. Absoluuttinen suuruus on kohteen visuaalinen suuruus 1 AU: n etäisyydellä Auringosta ja 1 AU: n päässä sinusta, katsottuna täydessä tilassa (vaihekulma = 0), mikä tarkoittaa, että istut aivan Auringon vieressä.

Luonnollinen voimakkuus on samanlainen, mutta olet nyt vain 1 000 km päässä kohteesta ja aurinko olkapääsi yli.

Joko niin, kaikki albedo-, koko- ja muodotiedot kootaan absoluuttiseen tai sisäiseen suuruuteen, jättäen vain etäisyydet ja kulmat.

Valaistussuunnan ja katselusuunnan välistä kulmaa kutsutaan vaihekulma. Ajatella kuun vaiheet esimerkiksi. Jos kuun vaihekulma olisi 90 astetta, se olisi puolikuu. Nolla olisi täysikuu ja 180 astetta uusi kuu.

Kirkkauden modulointia vaihekulman funktiona ehdotti Vallerie, E.M. III, Keinotekoiselta maasatelliitilta vastaanotettujen fotometristen tietojen tutkimus, AD # 419069, Ilmavoimien teknillinen instituutti, Puolustusasiakirjojen keskus, Alexandria, Virginia, 1963, jonka löysin Rita L. Cognionin julkaisusta GEO-satelliittien havainnointi ja mallintaminen suurivaiheisissa kulmissa, myös Researchgatessa.

Riippuvuus annetaan termillä

$$ frac {1} { pi} ( sin ( phi) + ( pi- phi) cos ( phi)) $$

ja näyttää

Kysymyksessä olevan satelliitin 483 kilometrin etäisyydellä ja sisäisellä suuruudella -1,3 näennäinen suuruus näyttää olevan noin -2,0 ja sen riippuvuus vaihekulmasta on seuraava:


Kaikki avaruusalukset eivät ole pallomaisia, niissä on diffuusit valkoiset pinnat eikä pallomaisia ​​lehmänmuotoisia.

Joidenkin muiden tuttujen muotojen vaihekulmariippuvuudesta, katso kuva 2 kohdassa Tyypillisten satelliittien näkyvä suuruus synkronisissa kiertoradoissa William E. Krag, MIT, 1974 AD-785 380, joka kuvaa ongelmaa hienosti.

def Mapparent_from_Mintrinsic (minttu, d_km, pa): term_1 = rahapajan term_2 = +5.0 * np.log10 (d_km / 1000.) arg = np.sin (pa) + (pi - pa) * np.cos (pa) term_3 = -2,5 * np.log10 (arg) return term_1 + term_2 + term_3 tuonnin numero kuin np tuonti matplotlib.pyplot muodossa plt puolipiste, pi, twopi = [f * np.pi f: lle (0.5, 1, 2)] astetta rads = 180 / pi, pi / 180 Mintrinsic = -1.3 d_kilometrit = 483. vaihe_angles = np.linspace (0, pi, 181) Mapp = Mapparent_from_Mintrinsic (Mintrinsic, d_kilometers, phase_angles) # / q / 28744/7982 # https: / /www.researchgate.net/publication/268194552_Large_phase_angle_observations_of_GEO_satellites # https://amostech.com/TechnicalPapers/2013/POSTER/COGNION.pdf # https://apps.dtic.mil/dtic/tr/full3/u2/7 jos Tosi: plt.figure () F = (1./pi)*(np.sin(phase_angles) + (pi-phase_angles) * np.cos (phase_angles)) plt.suptitle ('F = (1 / pi) (sin (phi) + (pi-phi) cos (phi)) ', fontsize = 16) plt. osa-alue (2, 1, 1) plt. plot (degs * vaihe_sarjat, F) plt. etiketti (' F ', fontsize = 16) plt. osa-alue (2, 1, 2) plt. juoni (degs * vaihe_sarjat, -2,5 * np.log10 (F)) plt.xlabel ('vaihekulma (degs)', fontsize = 16) plt.ylabel ('- 2.5log10 (F)', fontsize = 16) plt.ylim ( -1, 11) plt.show () jos tosi: plt.figure () plt.plot (degs * vaihe_angles, Mapp) plt.plot (degs * vaihe_angles [113], Mapp [113], 'ok') plt. text (90, -5, '{: 0.2f} at {: 0.1f} deg'.format (Mapp [113], 113), fontsize = 16) plt.xlabel (' vaihekulma (degs) ', fontsize = 16) plt.ylabel ('mag', fontsize = 16) plt.title ('sisäisen magian näennäinen mag = -1,3 483 km: ssä, fontsize = 16) plt.ylim (-10, 15) plt.show ()

Satelliitin näennäisen suuruuden laskeminen - tähtitiede

Kirkkauden määrittäminen suuruusjärjestelmän avulla

Suuruudet

Siten yhdessä äärimmäisyydessä aurinko on magnitudi (mag.) -27 ja jotkut heikoimmin havaituista tähdistä mag. +24. Täysikuu on mag. -12,5, Sirius kirkkain tähti yötaivaalla mag. -1,5, kun taas heikoimmat paljaalla silmällä näkyvät tähdet hyvissä olosuhteissa ovat mag. +6.

Tämän menetelmän etuna on tietysti se, että tähdet ovat helposti käsillä vertailua varten satelliittiin (koska tieto tähtien suuruuksista).

Kirkkauden suuruusarvon lisäkeskustelut löytyvät Kirkkaat satelliitit ja resurssit -sivulta.

Satelliitin suuruuden määrittäminen

Pikaopas olosuhteisiin ja satelliitin kirkkauteen voidaan saada selville tutkimalla sopivaa tähdistöä. Pohjoisella pallonpuoliskolla Ursa Minor ("pieni karhu") on ihanteellinen. Sirkumpolaarinen ja siten usein näkyvissä, se sisältää tähtiä, jotka peittävät suuruudet +2 - +6. Kirkkaammat esiintymät voidaan mitata havaitsemalla joitain loistavampia tähtiä (Sirius, Altair, Vega, Deneb jne.).

Tämä kaavio osoittaa Ursa Minor -komponenttitähtien suuruudet erinomaisen oppaan olosuhteiden näkemiseen.

Lähin vastine Ursa Minorille eteläisessä taivaassa on Crux. Vastaavasti sirkumpolaarinen se sisältää tähtiä aina mag. +0,8 - +6,5.

Tämä kaavio osoittaa Cruxin komponenttitähtien suuruudet opasteena olosuhteiden näkemisessä.

Binokulaarinen silmä

Tässä taas tutustu sopivaan tähtikenttään (luonnollisesti tarvitset tällä kertaa hyvän täht atlasin) näkemisen olosuhteiden määrittämiseksi. Merkitsemällä satelliitin polun näkökentän läpi ja yksityiskohtaisesti vastaavan kirkkailla tähdillä voit viitata takaisin atlaseen vielä kerran saadaksesi selville satelliitin suuruuden ohituksen jälkeen.

Tietysti satelliitin seuraaminen suuressa teleskoopissa vaatii moottorikäyttöisen kiinnikkeen, jolla on tarkat koordinaatit passille. Jopa käytettäessä kelvollisia, ajan tasalla olevia USSPACECOM-elementtejä, seurantavirhe voi olla jopa yksi aste. Tämä on edes ottamatta huomioon liikkumista, jonka sukkula suorittaa säännöllisesti. Silti kuvia voidaan saada. Linkit: VSO: n kotisivulle, tarkkailuoppaaseen ja satelliittiennusteisiin


Vastaukset ja vastaukset

Hei, AC.
Se on sinun & kvotaesteetiselle kuullesi & quot;

Entä jos pudotat absoluuttisen suuruuden käsitteen kokonaan ja keskityt kirkkauteen ja näennäiseen suuruuteen?

Valovoima noudattaa käänteistä neliölakia. Sinun on laskettava kokonaisvirtaus neliömetriä kohti planeetan kiertoradan etäisyydeltä (ts. Missä kuu on myös):
## F_0 = frac<4∏R_0 ^ 2> ##
kerro sitten se satelliitin ja sen albedon poikkileikkausalueella saadaksesi sen heijastaman kokonaistehon:
## L_1 = F_0 * ∏r ^ 2 * α ##
(r - kuun säde α - albedo)

käsittele sitten satelliittia valonlähteenä juuri lasketulla kirkkaudella ja käytä käänteistä neliölakia uudelleen löytääksesi planeetalle tapahtuvan virtauksen kuusta:
## F_1 = 2 frac<4∏R_1 ^ 2> ##
(R1 - kuu-planeetan etäisyys kerroin 2 johtuu siitä, että kuu heijastaa valoa vain puoleen tähtien loistavista suunnista, joten kokonaisteho on paljon vähemmän levinnyt)

Käytä sitten ## log_ <2.512> frac= m-m_0 ## F: llä0 ja m0 Koska olemme joko aurinkomme tai tähtemme vertailuvalo ja suuruus, löydät kuun näennäisen suuruuden.

Kytke aurinkoa, maata ja kuuta koskevat arvot nähdäksesi, miten se toimii. Tulokset eivät ole täydellisiä, mutta riittävän lähellä.

(Kaikki nämä olettavat vaihekulman 0 °, ts. Täysikuu)

Kyllä se on! (Ajattelin, että tämä oli suoraviivaisempi fysiikan kysymys, joten lähetin sen tänne.) (Työskentelen edelleen hitaasti loppuosan kanssa.)

Pitäisikö siinä viimeisessä yhtälössä olla F0/ F1 tai L0/ F1? Sanoit kirkkauden, mutta käytit F: tä1 arvo? Minulla on vaikeuksia saada oikeat numerot pois.

Maapallon ja kuun numeroiden liittäminen:

missä L0 = 1 * 3,846E + 26 W, R0 = 149597870,7 km

## L_1 = 1367,6 * ∏ * 1737,1 ^ 2 * 0,136 = 2199,1 ##

mikä on oikein! Mutta kumpikaan niistä ei tule lähelle -12,74: ää (käyttämällä alinta päätä, se tulee noin 30). Minun täytyy mennä pieleen jossain - luultavasti viimeisessä yhtälössä tai F: ssä1tai pilkkomalla yksikköni jonnekin.


Taivaankappaleen, kuten tähden tai galaksin, näennäinen suuruus on tarkkailijan mittaama kirkkaus tietyllä etäisyydellä kohteesta. Mitä pienempi etäisyys tarkkailijan ja kohteen välillä on, sitä suurempi näennäinen kirkkaus on.

Kaksi esinettä, joilla on sama näennäinen suuruus maapallolta katsottuna, voivat olla joko:

  • Samalla etäisyydellä maasta, samalla kirkkaudella.
  • Eri etäisyydellä maasta, eri kirkkausarvoilla (vähemmän valovoima esine, joka on hyvin lähellä maata, voi näyttää olevan yhtä kirkas kuin hyvin valoisa esine, joka on pitkän matkan päässä).

Näennäisen suuruuden muuntamiseksi m, tähden todelliseksi suuruudeksi (absoluuttinen suuruus, M), meidän on tiedettävä etäisyys, d Tähtiin. Vaihtoehtoisesti, jos tiedämme tähden etäisyyden ja absoluuttisen suuruuden, voimme laskea sen näennäisen suuruuden. Molemmat laskelmat tehdään käyttämällä:

kanssa m & # 8211 M tunnetaan etäisyysmoduulina ja d parsekkeina mitattuna.

Valittujen tähtien näennäinen suuruus, absoluuttinen suuruus ja etäisyys on lueteltu alla:

Tähti mv Mv d (kpl)
Aurinko -26.8 4.83 0
Alfa Centauri -0.3 4.1 1.3
Canopus -0.72 -3.1 30.1
Rigel 0.14 -7.1 276.1
Deneb 1.26 -7.1 490.8

Vaikka Rigelillä ja Denebillä on sama todellinen kirkkaus (sama absoluuttinen suuruus), Rigel näyttää kirkkaammalta kuin Deneb taivaalla (sillä on pienempi näennäinen voimakkuus), koska se on paljon lähempänä maata.

Opiskele astronomiaa verkossa Swinburne-yliopistossa
Kaikki materiaali on © Swinburne University of Technology paitsi, jos on ilmoitettu.


Joten virhe, luulen, että minulle annettiin visuaalinen c toisessa kysymyksessä, luulen, että se on -21,58.

Joten L1 + L2 = 10 ^ ((5,1 + 21,58) / - 2,5) * (4 * pi * d ^ 2) +10 ^ ((4,6 + 21,58) / - 2,5) * (4 * pi * d ^ 2) = 2,13 * 10 ^ -11 * (4 * pi * d ^ 2) + 3,37 * 10 ^ -11 * (4 * pi * d ^ 2)

m = -2,5 * log (L / 4 * pi * d ^ 2) + c
m = -2,5 * loki (5,50 * 10 ^ -11 * (4 * pi * d ^ 2) / 4 * pi * d ^ 2) -21,58
m = -2,5 * log (5,50 * 10 ^ -11) -21,58
m = 4,07

Onko se oikein? Ajattelin vain, että minulla on numero, joka eroaa muista, mutta en tiedä onko se oikein?

Minulla on kaksi kysymystä, jotka ovat hyvin samanlaisia ​​kuin yllä, mutta olen melko varma, että minulla ei ole arvoa vakiolle.

Binaarisen tähden kokonaisnäkyvyys on 15,00. Yksi komponenttitähti on kaksi kertaa kirkkaampi kuin toinen.

(a) Osoita, että kirkkaamman tähden näennäinen suuruus on 15,44. [2]

Tämän voin tehdä, mutta en ymmärrä miksi se toimii.

Eli - m + 2,5 log (F) = mbright - & gt F = 1,5
15 + 2,5 log (1,5) = 15,44

(b) Heikomman tähden absoluuttinen magneetti on 4,50. Kuinka kaukana Kpc: n binaarijärjestelmä on?

Sitten tämän seuraavan kysymyksen voin varmasti tehdä, ellei se johtuisi hämmennyksestä osaan a, mutta minulla on henkinen lohko sen takia. Tiedän etäisyysyhtälön D = 10 ^ (m-M) / 5 x 10, mutta tarvitsen heikomman tähden näennäisen suuruuden, jotta se voidaan ratkaista, enkä voi tehdä sitä. En usko, että sinun on löydettävä koko näennäinen suuruus vastauksen löytämiseksi, mutta voisin olla väärässä.

MUOKKAA - Täydellisen arvauksen antaminen on, että heikon tähden 16.19 näennäinen mag (käyttäen 15 + 2.5log (3)) antaa etäisyyden 2,18 Kpc? Vaikka tämä onkin oikein, se on kokeen tarkistaminen, joten haluaisin tietää, miten se tehdään sen sijaan, että hämmentäisin tieni.


Lasketaan satelliittien näennäinen suuruus.

Yritän selvittää, kuinka lasketaan satelliittien näennäinen suuruus maanpinnasta. Minulla on kaikki laskelmat selvittääksesi, missä satelliitti on (SGP4), mutta kamppailen siitä, kuinka selvittää, kuinka kirkkaus lasketaan. Minulla on luontainen kirkkaus myös. Jos joku pystyy osoittamaan minut oikeaan suuntaan, se olisi mahtavaa!

Tarjoan ehdotuksen vakiovalokäyrien luomiseksi käyttämällä tähtiä vertailupisteinä. Todennäköisesti suositeltavaa tehdä rutiininomaisia ​​toistuvia havaintoja eri vuodenaikoina (mahdollisimman selkeinä) tunnetuista tähdistä Zenithissä tai sen läheisyydessä sijaitsevissa tähdistöissä samoilla optiikan ja ilmaisimen asetuksilla. Mitä enemmän puhtaita tietoja syötät, sitä tarkempia ne ovat. Miksi se on sen arvoista, on melko manuaalinen ja työläs prosessi.

Haluaisin tietää, saivatko kukaan paremman tavan vai voisivatko suositella siihen kalibroitavaa zippy & # x27all-in-one & # x27 -laitetta.


Tähtien valo

Sinua pyydetään tekemään erilaisia ​​laskutyyppejä. Näennäisen suurennuksen erojen selvittäminen, absoluuttisen ja näennäisen suurennuksen sekä etäisyyden löytäminen.

Kysymys 1

Spican näennäinen suuruus on 0,98 ja absoluuttinen suuruus - 3,55. Kumpi on kirkkaampi 10 parsekin etäisyydeltä katsottuna?

10 parsekkiä on absoluuttisella suuruudella mitattu kirkkaus. Pienempi (tai jopa negatiivinen) luku on kirkkaampi. Spican absoluuttinen suuruus on siis kirkkaampi.

Kysymys 2

Tähti A on näennäinen voimakkuus 2,3. Se on 2,5 kertaa kirkkaampi kuin B.Mikä on B: n näennäinen suuruus?

2,5 kirkkaampi = 1 suuruus
B = 3,3

Kysymys 3

Kaksi tähteä, A ja B, eroavat näennäisesti suuruudeltaan: A = 1,8, B = 4,8
a) Kuinka monta näennäisen suuruusastetta on A kirkkaampi kuin B?
b) Kuinka paljon kirkkaampi on A kuin B

a) 4,8 miinus 1,8 = 3
b) 2,53 = 2,5 x 2,5 x 2,5 = 16

Kysymys 4

Tähti Rigel on 238 parsekkiä maasta. Sen näennäinen suuruus on 0,15. Mikä on Rigelin absoluuttinen suuruus?

M = m + 5 - 5 log d
M = 0,15 + 5 - 5 log 238
M = -6,73

Kysymys 5

Tähän, Reguluksen, absoluuttinen suuruus on 0,54. Se on 23,8 parsekkiä maasta. Mikä on sen näennäinen suuruus maapallosta?

m = M-5 + 5 log d
m = 0,54-5 + 5 log 23,8
m = 2,42

Kysymys 6

Denebin näennäinen suuruus on 1,25 ja absoluuttinen suuruus -8,75. Kuinka kaukana maasta Deneb on parsekeissa?

10 (m-M + 5) / 5
(m-M + 5) / 5
1,25 - -8,75 + 5 = 15 (Negatiivisen luvun vähentäminen tuottaa positiivisen)
15/5 = 3
103 = 1000 parsekkiä


Vertaa kirkkauden (näennäisen suuruuden) arvoja

Laskin kahden taivaankappaleen kirkkauden vertailuun mag. Tätä toimenpidettä käytetään tähtien ja planeettojen tähtitieteessä ja se perustuu antiikin perinteisiin. Mitä pienempi arvo, sitä kirkkaampi kohde on. Vuonna 1850 suuruusasteikko määriteltiin tavallaan siten, että ensimmäinen magnitudi (1,0 mag) on ​​sata kertaa kirkkaampi kuin kuudes (6,0 mag). Viiden suuruuden ero on 100 kertaa, joten vaiheesta toiseen ero on 5 & radikaali 100 kertaa = 2,51188643150958. Logaritmin perusta on kyseisen arvon multiplikatiivinen käänteinen, koska kirkkaus vähenee arvojen kasvaessa.
Anna kaksi arvoa, kolmas lasketaan.

Esimerkki: Sirius, taivaan kirkkain tähti, lukuun ottamatta Aurinkoa, on -1,46 mag: llaan melkein 24 kertaa Polaris-kirkkauden kanssa 1,97 mag. Aurinko kirkkaudella -26,74 magnitudia on melkein 13 miljardia kertaa kirkkaampi kuin Sirius. Nämä ovat näennäiset suuruudet, jotka johtuvat erilaisista etäisyyksistä maasta. Absoluuttiseksi suuruudeksi, jos kaikilla tähdillä olisi sama etäisyys, Polaris olisi kirkkain näistä kolmesta, seuraavaksi olisi Sirius.


3 vastausta 3

Suurempi upotus tapahtuu, kun viileämpi tähti kulkee kuumemman kohteen edessä. Syynä siihen, että upotus on tässä tapauksessa suurempi, on kylmemmän tähden peittämän kuumemman tähden alueelta tulevan valon määrä paljon suurempi kuin saman alueen viileässä tähdessä lähettämän valon määrä. Kun viileä tähti kulkee kuumemman tähden edessä, paljon valoa estetään ja uppoaminen on suuri. Kun kuumempi tähti kulkee viileämmän tähden edessä, valoa ei ole menetetty niin paljon ja upotus on pienempi.

Mitä lähempänä lämpötilaa (ja kirkkautta) nämä kaksi tähteä ovat yhtä suuret dipit. Tässä tapauksessa meillä on hyvin heikko tähti, joka kiertää hyvin kirkasta, koska ensisijainen eclise (vaiheessa 0.0 == 1.0) pudotus on 1,6 suuruutta, kun taas toissijainen upotus (vaiheessa 0.5) on hyvin pieni, alle 0,1 suuruusluokkaa.

Jos ajattelet sitä loogisesti, sen pitäisi olla helppo visualisoida.

Itse asiassa kirkkaampi tähden ei tarvitse olla suurempi välttämättä. Se voisi hyvinkin olla pienempi - ehkä suurempi tähti on punainen jättiläinen, kun taas pienempi tähti on sininen pääjärjestys, jolla on suurempi kirkkaus.

Joka tapauksessa M: n keskipiste tapahtuu, kun tähti, jonka pintalämpötila on alhaisempi menee tähti, jolla on korkeampi pintalämpötila, ja sivut ovat, kun päinvastainen tapahtuu. Tästä syystä: Tähän pinnan neliömetriä kohti annettavan valon määrä riippuu suoraan tähden pintalämpötilasta. Pintalämpötila on ei aina Tähän koko liittyy (jos molemmat tähdet ovat pääjärjestys, niin isommalla tähdellä on korkeampi pintalämpötila, mutta jos yksi tähdistä on jättiläinen, niin ei ehkä ole - jättiläistähdet ovat suhteellisen viileitä verrattuna). Aina kun pimennys tapahtuu, riippumatta siitä, mitä tähtiä pimenee, sama määrä pinta-alaa peitetään (yhtä suuri kuin pienemmän tähden koko). Siten, koska sama määrä pinta-alaa peitetään molemmilla tavoilla, tähti, jolla on korkeampi pintalämpötila, antaa syvemmät laskut kuvaajaan, kun se on pimennyt.

Tämä tarkoittaa sitä, että kirkkaampi tähti ei välttämättä ole korkeampi pintalämpötila. Tässä on esimerkki: oletetaan, että sinulla on mielettömän suuri super jättiläinen tähti, jonka auringon kirkkaus on 100 000 kertaa suurempi. Siitä huolimatta se on melko viileä - sen suuri kirkkaus johtuu sen koosta. Meillä on myös suhteellisen pieni, mutta erittäin kuuma O-tyypin sininen tähti, joka on 50000 kertaa suurempi kuin auringon kirkkaus. Nyt supergiant, vaikka sillä on alhaisempi pintalämpötila, on silti kirkkaampi. Kuitenkin sama periaate on edelleen voimassa: pienempi M: n keskipiste tapahtuu, kun sininen tähti peittää superjätin (toisin sanoen, kun himmennin tähti peittää kirkkaampi tähti) ja suurempi lasku tapahtuu, kun superjätti peittää sinisen tähden.

Katso tämä mukava pimenevä binäärisimulaattori saadaksesi visuaalisen kuvan siitä, miten se toimii.


Suuruusjärjestelmä

Valonlähteen virtaus (tai näennäinen kirkkaus) ilmoitetaan samanlaisina yksikköinä kuin edellisellä sivulla (joulea sekunnissa / neliömetri). Tässä yksikköryhmässä tai missä tahansa vastaavassa yksiköiden joukossa mitä enemmän valoa vastaanotamme kohteesta, sitä suurempi on mitattu vuonopeus. Tähtitieteilijät käyttävät kuitenkin edelleen tähtien kirkkauden mittausjärjestelmää, jota kutsutaan suuruusjärjestelmä sen esitteli antiikin kreikkalainen tiedemies Hipparchus. Suuruusjärjestelmässä Hipparchus ryhmitti kirkkaimmat tähdet ja kutsui heitä ensimmäiseksi suuruudeksi, hieman heikommat tähdet olivat toisen suuruusluokan ja heikoimmat tähdet, jotka silmä näki, lueteltiin kuudenneksi. Jos huomaat, suuruusjärjestelmä on siis taaksepäin - mitä kirkkaampi tähti on, sitä pienempi sen tähti.

Silmämme pystyvät havaitsemaan tähtien kirkkauseron noin 100 kertaa, joten ensimmäisen suuruusluokan tähti on noin 100 kertaa kirkkaampi kuin kuudennentoista tähti. Olemme säilyttäneet tämän suhteen nykyaikaisessa suuruusluokassa, joten kahden kohteen kirkkauden 5 eron jokaista suuruutta kohden kohteet eroavat näennäisessä kirkkaudessa (vuossa) kertoimella 100. Jos kohde A on 10 suuruutta heikompi kuin esine B, se on (100 x 100) tai 10000 kertaa himmeämpi. Jos kohde A on 15 suuruutta heikompi kuin esine B, se on (100 x 100 x 100) tai 1 000 000 kertaa himmeämpi.

Muista, että kohteen näennäinen kirkkaus riippuu sen etäisyydestä meistä. Joten, tähden suuruus riippuu etäisyydestä. Mitä lähempänä tähti on meille, sitä kirkkaampi tähti on. Eli tähden näennäinen suuruus on sen maapallolla mitattu suuruus. Tähtitieteilijät käyttävät kuitenkin absoluuttiset suuruudet luokitella tähdet sen perusteella, miten ne näyttäisivät, jos ne olisivat kaikki samalla etäisyydellä. Jos tiedämme etäisyyden kyseiseen tähtiin ja laskemme, mikä olisi sen näennäinen suuruus, jos se olisi 10 pc: n etäisyydellä, kutsumme tätä arvoa tähden absoluuttiseksi suuruudeksi. Tässä järjestelmässä:

  • Jos tähti on täsmälleen 10 pc: n päässä meistä, sen näennäinen suuruus on sama kuin sen absoluuttinen suuruus.
  • Jos tähti on lähempänä meitä kuin 10 kpl, se näyttää kirkkaammalta kuin jos se olisi 10 kpl, joten sen näennäinen suuruus on pienempi kuin sen absoluuttinen suuruus.
  • Jos tähti on kauempana kuin 10 kpl, se näyttää himmeämmältä kuin jos se olisi 10 kpl, joten sen näennäinen suuruus on suurempi kuin sen absoluuttinen suuruus.

Tähden näennäisellä suuruudella on vastaava virtaus tai näennäinen kirkkaus. Tähden absoluuttinen suuruus vastaa sen kirkkautta, koska se antaa sinulle mittauksen kirkkaudesta tietyllä etäisyydellä, jonka voit muuntaa tähden pinnalla säteileväksi energiamääräksi.

Koska suuruusjärjestelmä on taaksepäin (kirkkaampi kohde = pienempi), se voi olla hämmentävää. Tästä syystä emme käytä kursseja suuruuksina, ja suosittelen jopa, ettet käytä sitä omilla kursseillasi. Sen sijaan viittaan kohteen näennäiseen kirkkauteen tai virtaukseen tarkoittamaan mittausta, jonka teemme sen kirkkaudesta maapallolla, ja kohteen kirkkautta viittaamaan sen lähettämään sisäiseen energiamäärään. Sinun tulisi kuitenkin olla tietoinen suuruusjärjestelmän olemassaolosta, koska todennäköisesti näet sen käyttävän useimmissa tämän kurssin aikana lukemissasi tähtitieteellisissä julkaisuissa.

Haluatko oppia lisää?

Jos haluat voimakkaasti oppia suuruusluokan järjestelmän omaksi eduksi, suosittelen keskusteluja seuraavissa paikoissa: