Tähtitiede

Eri suuruuksien vertailu. Onko tämä väite oikea?

Eri suuruuksien vertailu. Onko tämä väite oikea?

Minulla on kaksi menetelmää, joiden avulla voidaan havaita signaali, joka on enintään suuruusluokkaa x. Jos menetelmä 2 pystyy havaitsemaan signaalin, joka on puoli suuruutta suurempi, ts. Heikompi, sanotaan x,5 mag, onko oikein sanoa, että menetelmä 2 voi havaita signaaleja, jotka ovat noin 60% himmeämpiä kuin mikä menetelmä 1 voi havaita?

Onko 60% oikein? Sain tämän luvun muuntamalla suuruudet $ m_i $ vuotamaan $ f_i $eli $$ 100 ^ {(m_1-m_2) /2.5} = frac {f_2} {f_1} noin 0,40 $$ $$ Rightarrow f_2 = 0,40 f_1 sim 40 \% f_1 $$

Täten, $ f_2 $ on noin 40 dollaria \% f_1 $ mikä tarkoittaa noin $60\%$ heikompi. En ole koskaan aikaisemmin työskennellyt suuruudella, joten onko tämä pätevä väite?


Oppikirjat ilmaisevat tyypillisesti vuon ja suuruuden suhteen seuraavasti:

$$ m_2 - m_1 = -2,5 log_ {10} frac {f_2} {f_1} $$

jonka voimme muuttaa tähän:

$$ frac {f_2} {f_1} = 10 ^ {(m_1 - m_2) / 2,5} $$

joten kaavan alkuperäinen versio oli oikea.

Jos m2 - m1 = 0,5, sitten f2 / f1 = 0,63. Joidenkin lukijoiden mielestä vertailut, kuten "x% heikompi", ovat hämmentäviä, joten sanoisin, että menetelmä 2 on herkempi kuin menetelmä 1 kertoimella 1,58.


Tähtien suuruudet: 1,55 on 2, mutta 2,55 on 3? Huh?

Näin juuri twiitin, joka luki & quot; Wikipedia sanoo, että tähdet, joiden suuruus on välillä 1,5 ja 2,5, ovat toista suuruutta. & Quot; Ajattelin, & quot; Okei, anna minun mennä tarkistamaan se. & Quot Joten tein. Tosiaan, tässä on se, mitä Wikipedia toteaa (enkä väitä, että Wikipedia olisi minkäänlainen lopullinen auktoriteetti missään):

Tähtiä suuruusluokkien 1,5 ja 2,5 välillä kutsutaan toisen suuruuksiksi

Normaalisti, kun teen tähtitieteellisiä videoitani, puhun tähtien suuruuksista kymmenesosaan, joten todellakin ilmoitan, & quot; Tämä on 4,4 magnitudin tähti, tämä toinen on 3,6 magnitudia & quot; Mutta en tiennyt tähtiä välillä 1,5 ja 2.5 kutsutaan kaikkia 2. suuruudeksi.

Ymmärrän tarkoituksen - puoli suuruutta 2,0: n kummallakin puolella pidetään edelleen 2. suuruutena - mutta miksi et tekisi sitä 2,5 suuruudesta, niin että mikä tahansa tähti välillä 2,0 ja 3,0 on & quotsekunnin suuruus? Olenko nokkela? Et ajattele kunnolla matematiikan näkökulmasta? Minusta tuntuu vain oudolta, että me itse asiassa kutsumme 1,55-tähtiä & quotsekunnin suuruiseksi tähdeksi, mutta emme 2,55-tähdeksi. Mutta pyöristämisen näkökulmasta, ehkä matemaattisesti, se on oikein?

Vai onko Wikipedia väärässä? (Jälleen kerran ei ehdoteta, että Wikipedia olisi aina auktoriteetti, mutta monilla tähtitieteellisillä tiedoilla se on yleensä melko hyvä.)

Etsin vain selvennystä, koska minua ei syytetä matemaattisesta nerosta.

# 2 JasonBurry

Se on pyöristävä asia. Ajattele mittanauhaa. Mitat 19'-6 & quot. se on noin 20 ', saatat sanoa.

Et mittaa jotain 20'-11 & quot: ssa ja sanoisi & quot; se on 20 'etäisyys & quot. Voisit sanoa, että se oli 21 '.

On järkevää minulle.

# 3 careysub

Jos punnitsit sarjaa esineitä, mutta haluaisit (tai vaadittaisit) kirjoittaa painon yksinkertaisesti "punniksi", kirjoittaisitko 2,95 punnan esineen painon "2 puntaa" tai "3 puntaa"?

Jälkimmäinen on paljon lähempänä todellista painoa, ensimmäinen toisi melkein kilon virheen.

Se ei todellakaan ole mitään monimutkaisempaa kuin tämä.

Ehdotatte, että sen pitäisi olla "suuruussääntö" eroaa muuntyyppisten mittausten yleisestä käytännöstä. Näyttää siltä, ​​että se olisi hämmentävämpää.

# 4 taika612

Luulen, että olen vain aina tuntenut, että 3,6-tähti on kolmas, ei neljäs.

# 5 Tony Flanders

Kyllä, tavanomaisesti n: n suuruusluokan tähti, jossa n on kokonaisluku, tarkoittaa mitä tahansa tähteä, jonka suuruus pyöristyy n: ksi.

Itse asiassa suuruusjärjestelmä kalibroitiin tämän oletuksen avulla, jotta Ptolemaioksen toiseksi suuruudeksi kutsutut tähdet putoaisivat 1,5: n ja 2,5: n välille.

Mitä tehdä 1,50: llä on aina ongelma. Sitten taas eri tietokannat eroavat tavallisesti selvästi yli 0,01 tähtien kirkkaudesta.

Termiä "ensimmäinen suuruus" käytetään myös tarkoittamaan ensimmäisen suuruuden tai kirkkaampaa - vastaavaa Ptolemaioksen käyttöä, jonka mukaan Sirius on ensimmäinen suuruus.

# 6 taika612

Haluan selittää tämän toisella tavalla.

Olen tehnyt joitain AAVSO-muuttuvien tähtien tarkkailuja. En ole millään tavoin tuottelias tarkkailija heille, mutta olen tehnyt joitain arvioita, tarkastellut tähtiä ja ymmärtänyt 1/10 suuruusluokan näkyvyyden.

Joten kun tarkastelen tähtiä etsinnässä tai kaukoputkessa tähtihypyn saamiseksi, käytän tähtien suuruutta 0,0 tarkkuudella voidaksesi & quothop & quot; objekti. Päänseni, jos katson 7,4 ja 7,6 suuruusluokan tähtiä ja tarvitsen hypätä niiden perusteella 8,4 suuruusluokan tähtiin, en aio ajatella 7,6 suuruusluokan tähteä "kahdeksanneksi" suuruudeksi verrattuna 7,4: n suuruuteen , koska visuaalisesti ne ovat lähes identtisiä, varsinkin verrattuna & quot; 8. voimakkuuden & quot; 8,4 magnitudin tähtiin, mikä on melkein koko magnitudi heikompi kuin 7,6.

Luulen, että mielestäni kymmenennen tarkkuuden tasolla en ajattele pyöristystä kokonaisluvun näkökulmasta. Käytän vain kymmenesosan tarkkuutta, koska ajattelen heitä näin. Minun pitäisi pitää kiinni siitä.

# 7 careysub

Luulen, että olen vain aina tuntenut, että 3,6-tähti on kolmas, ei neljäs.

Harkitse tätä - suuruusmittaukset ovat epätarkkoja ja niitä voidaan tarkistaa.

Jos kutsuisimme mitä tahansa tähtiä, jonka suuruus alkaa numerosta & quot & quot; & quot; & quot; kolmas suuruus & quot; Mutta & quot; neljännen suuruuden & quot; lähentämisen aiheuttama virhe oli pois vain 0,01 magnitudilla, kun taas & quot; kolmannen suuruuden & quot; approksimaatio on pois 0,99 magnitudilla

Nyt tämä tapahtuu myös säännöllisen pyöristyksen avulla - 2,49, joka mitattiin uudelleen 2,51 vaihtaessa suuruutta, mutta virhe molemmissa tapauksissa on käytännössä sama noin 0,5 suuruusluokkaa, vain eri suuntiin.

On erittäin hyödyllistä, kun sanomme & quot; neljäs magnitudi & quot; tiedämme, että lausekkeen approksimaatiovirhe ei ole huonompi kuin 0,5 magnitudia plus / miinus mittausvirhe sen sijaan, että se olisi 0 ja 1 magnitudin välillä (plus / miinus mittausvirhe ).

# 8 SkipW

Luulen, että olen täällä Daveen kanssa. Minusta näyttää siltä, ​​että kysymys koskee pyöristyssääntöjen soveltamista päälukuihin (yksi, kaksi, kolme jne., Joita käytetään määrän mittaamiseen), järjestyslukuihin (ensimmäinen, toinen, kolmas, ... joita käytetään järjestyksen tai sijainnin merkitsemiseen) . Tähti Mag 1.6: lla on sisään ensimmäinen suuruus ryhmä koska sen mitatun suuruusluvun kokonaisluku on 1. Edellä olevan esimerkin mukaan hypoteettisesti uudelleen mitattu ja arvosta 4,01 3,99 muutettu tähti nousi juuri kolmannen asteen tilaan. Onnittelut ! Vastaavasti yksi pudotus 1,99: stä 2,01: een alensi juuri toisen asteen ryhmään. Joten anteeksi (mutta epäilen kumpaakin tähtiä todella välittää.)

Wikipedian lausunto on ilmoittamaton, se voi olla vain jonkun mielipide. Pyydä viittausta.

[Muokkaa] Katsomalla sitä toisella tavalla, vauvan kanssa ensimmäinen vuosi, hänen ikä on 0 vuotta ja murto-osa. Hän aloittaa toisen vuodensa heti kun hän täyttää yhden. Ei pyöristystä.

# 9 davidpitre

# 10 davidpitre

# 11 Mies kylpyammeessa

Wikipedian lausunto on ilmoittamaton, se voi olla vain jonkun mielipide. .

# 12 Tony Flanders

Wikipedian lausunto on ilmoittamaton, se voi olla vain jonkun mielipide. Pyydä viittausta.

Olen toimittaja Sky & amp; kaukoputki aikakauslehti. Yhdessä muiden amatööri-tähtitieteilijöille suunnattujen julkaisujen kanssa asetimme standardin. (Ammattilaiset eivät todennäköisesti käytä termejä, kuten "toinen suuruus".)

Käytäntö pyöristää lähimpään kokonaislukuun, kun puhutaan suuruusluokista, on yleinen. Se on niin vakiintunut, että tyylikirjassa ei edes mainita sitä - ei tarvitse. Kaikki tekevät sen.

Tony Flanders
Apulaiseditori, Sky & amp; kaukoputki

# 13 Jon Isaacs

Käytäntö pyöristää lähimpään kokonaislukuun, kun puhutaan suuruusluokista, on yleinen. Se on niin vakiintunut, että tyylikirjassa ei edes mainita sitä - ei tarvitse. Kaikki tekevät sen.

Minusta tämä ketju on mielenkiintoinen. Luulen, että logaritmisen asteikon pyöristäminen on niin karkeaa. Minun on ajateltava, että sovellettaisiin jonkin verran erilaisia ​​sääntöjä.

# 14 taivaansininen1961p

En ole aluksella hamfistedly pyöristää suuruudet joko huolimatta ristiriitoja, jotka saattavat syntyä on tietoja. Varsinkin kun hyppy puoleen kokoluokkaan voi tehdä tai rikkoa havainnon.

# 15 Tony Flanders

En ole aluksella hamfistedly pyöristää suuruudet joko huolimatta ristiriitoja, jotka saattavat syntyä on tietoja. Varsinkin kun hyppy puoleen kokoluokkaan voi tehdä tai rikkoa havainnon.

Se riippuu asiayhteydestä. Jos todella välität kuinka kirkas tähti on, et pyöreä. Mutta jos sanot, että syvän taivaan esine on 9 'kaakkoon 8. magnitudin tähdestä eikä läheisyydessä ole muita 8. asteen tähtiä, ei ole mitään järkeä olla tarkkuudella 0.1.

Jos lähistöllä on muita 8. asteen tähtiä, tarvitset joka tapauksessa lisätietoja - suuruuden määrittäminen kymmenesosiksi ei vie sinua koukusta.

# 16 bunyon

Aioin ehdottaa tätä tarkalleen. Lausekkeella & quot; 2. suuruus & quot; voi olla ollut tärkeä merkitys vuonna 100 eKr., Mutta olemme edenneet pitkälle. Ottaen huomioon nykyisen tekniikan ja tiedon, ei ole koskaan paljon hyötyä sanomasta jotain sellaista kuin & quot; kolmannen suuruusluokan tähti & quot; ellei asiayhteys ole niin joustava ja epämääräinen, että kiertämisellä ei ole merkitystä. Jos etsit reittiohjeita tähtihyppelyyn tai kentän tunnistamiseen, menet kymmenesosiin - JA käytä kuvioita, värejä jne.

Kuten Jon sanoo, logaritmisen asteikon pyöristäminen on hankalaa. Mutta jälleen kerran sillä ei ole väliä niin paljon. Onko 2,5-magnitudinen tähti toinen tai kolmas? Jos tarvitset tietoja opastusta tai tunnistamista varten, aiot käyttää versiota 2.5. Jos sinulla on vain keskustelu, mitä eroa sillä on?

En ole aluksella hamfistedly pyöristää suuruudet joko huolimatta ristiriitoja, jotka saattavat syntyä on tietoja. Varsinkin kun hyppy puoleen kokoluokkaan voi tehdä tai rikkoa havainnon.

Se riippuu asiayhteydestä. Jos todella välität kuinka kirkas tähti on, et pyöreä. Mutta jos sanot, että syvän taivaan esine on 9 'kaakkoon 8. magnitudin tähdestä eikä läheisyydessä ole muita 8. asteen tähtiä, ei ole mitään järkeä olla tarkkuudella 0.1.

Jos lähistöllä on muita 8. asteen tähtiä, tarvitset joka tapauksessa lisätietoja - suuruuden määrittäminen kymmenesosiksi ei vie sinua koukusta.


Suuruus ja väri

Käytännössä taivaankappaleen suuruus mitataan tietyillä aallonpituuksilla tai väreillä suodattimien avulla. Tämä johtuu siitä, että tähtien väreistä on erittäin hyödyllistä tietoa tähtitieteilijöille ja antaa heille tietoa tähden pintalämpötilasta.

Tähden pintalämpötila määrää sen lähettämän valon värin. Siniset tähdet ovat kuumempia kuin keltaiset, jotka ovat kuumempia kuin punaiset tähdet. Siriusin kaltainen kuuma tähti, jonka pintalämpötila on noin 9400 K, lähettää enemmän sinistä valoa kuin punainen valo, joten se näyttää kirkkaammalta sinisen suodattimen läpi kuin punaisen suodattimen läpi. Päinvastoin pätee kylmempään tähteen, kuten Betelgeuse, jonka pintalämpötila on noin 3400 K. Betelgeuse näyttää kirkkaammalta punaisen suodattimen läpi katsottuna kuin sinisen suodattimen läpi.

Tähden väriindeksi on eräs yhden suodattimen tähden suuruus ja toisen suodattimen saman tähden suuruus. Mitä tahansa suodattimia voidaan käyttää väriindekseihin, mutta jotkut yleisimmistä ovat B - V ja V - R. B on sininen aallonpituus, V on vihreitä aallonpituuksia ja R on punainen aallonpituus. Muista, että suuruudet vähenevät kirkkauden kasvaessa, joten jos B - V on pieni, tähti on sinisempi (ja kuumempi) kuin jos B - V on suuri.

Esimerkiksi tähdelle, jolla on B = 6,7 ja V = 8,2, suuruus B - suodatin on kirkkaampi kuin V suodatin ja B - V = -1,5. Arvoille B = 6,7 ja V = 5.8, B - V = 0,9, ja tähti lähettää enemmän vihreää valoa kuin sininen (tämä tähti näyttäisi valkoiselta).

Alla olevassa videossa selitetään, kuinka tähti ja # x27s väri liittyvät sen lämpötilaan ja miksi emme näe vihreitä tähtiä:


Mitä vertailla, mitä kontrastilla

Tähtitieteen tutkimus on jaettu niin tärkeille alueille kuin aurinkokunnan, tähtienvälisen aineen ja galaksin tutkiminen. Näiltä alueilta on täysin mahdollista löytää kaksi sopivaa kohdetta vertailua ja kontrastia varten. Katso itse.

Aurinkokunnan etsintä

Taivaankappaleiden liikkeen mekaniikan tutkiminen antaa mahdollisuuden rakentaa laskelmia, joiden avulla erilaiset avaruuteen laukaistut maalliset ajoneuvot voivat saavuttaa tarkoituksensa. Voit esimerkiksi vertailla myös kahden tällaisen laitteen reittejä ja lentotuloksia.

Tutkiessaan aurinkoa asiantuntijat vastaavat kysymyksiin, jotka liittyvät erilaisiin fyysisiin ilmiöihin, joita esiintyy lähimmällä tähdellä. Erityisesti tutkitaan sellaisia ​​ilmiöitä kuin lämpöydinreaktiot, muut korkeaan lämpötilaan liittyvät prosessit sekä valaisimestamme lähtevä säteily ja sen vaikutusta maapallon ilmakehään ja biosfääriin. Voit esimerkiksi verrata ja verrata aurinkoaktiivisuuden indikaattoreita eri ajanjaksoina.

Meteoriitit ovat tärkeitä myös aurinkokuntamme menneisyyden tutkimiseen. Heidän ikänsä arvioidaan olevan 4,5 miljardia vuotta. On mielenkiintoista ja omaperäistä verrata meteoriitteja, niiden kokoa, syitä ja seurauksia.

On myös tärkeää tutkia komeettoja, jotka muodostuivat aurinkokunnan nuoruuden aikana. Komeetat kuljettavat siis varhaisen aurinkokunnan pääainetta. Kaikki voidaan tehdä täällä analogisesti meteoriittien kanssa.


Eri suuruuksien vertailu. Onko tämä väite oikea? - Tähtitiede

Yksi tähtitieteen perustavimmista tehtävistä on mitata maasta tietystä kohteesta tulevaa valoenergiaa. Etäisten kohteiden kirkkauden tutkiminen on välttämätöntä niiden rakenteen ja käyttäytymisen ymmärtämiseksi. Lisäksi yksityiskohtaiset tutkimukset tiettyjen muuttuvien tähtien kirkkauden aikavaihteluista ovat saaneet tähtitieteilijät laajentamaan etäisyysmittauksemme maailmankaikkeuden kauimpaan ulottuvuuteen, antamalla meidän mitata havaittavan maailmankaikkeuden laajuutta ja maailmankaikkeuden ikää. Opettajalla voi olla tarkat ohjeet siitä, mitä sinun tulisi tehdä, kun teet kuvissasi fotometrisiä mittauksia SIP: n avulla. Tämä sivu antaa prosessin perustiedot.

Sen lisäksi, että tällä sivulla keskustellaan fotometrian perustehtävien suorittamisesta, käsittelemme esimerkkiä kuvasarjasta fotometriaa varten.

Kohteen tarkkojen fotometristen mittausten tavoitteena on tarkan "suuruuden" osoittaminen tälle esineelle jokaiselle otetulle kuvalle tai ainakin suuruus suhteessa joihinkin kuvan vertailutähtiin. Tähden suuruusluokan määrittäminen on varsin välttämätöntä, mikä edellyttää erillisen kuvantamisen monia "fotometrisiä vakiotähtiä" koko illan ajan yhdessä kohdetähden kuvien kanssa ja vaatii hyvin kirkasta taivasta. Suurin osa observatorioista ei voi tehdä tällaista absoluuttista fotometriaa enemmän kuin muutama yö vuodessa. Siellä voi kuitenkin tehdä paljon vertaamalla kohdetähden kirkkaus muiden "vertailutähtien" kanssa samassa digitaalisessa kuvassa. Tätä prosessia kutsutaan "differentiaalifotometriaksi" ja se on tämän sivun aihe. Pitämällä tähtien välisiä eroja saman (pienen) kuvan sisällä, edes kohtalaisen pilviset olosuhteet eivät vaikuta kielteisesti tuloksiin.

Suuruusjärjestelmä

Jos tiedät jo tähtitieteen suuruuksista, voit ohittaa tämän osan.

Tähtien kirkkauden (tai minkä tahansa kohteen kirkkauden) ilmaiseminen "suuruuksina" on hyvin vanha järjestelmä. Kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparchos käytti ensin suuruuksia, osoittamalla ensimmäisen voimakkuuden kirkkaimmille tähdille, jotka näkyvät hänelle, ja kuudennen voimakkuuden himmeimmille tähdille, jotka hän näki. Järjestelmä otettiin käyttöön määrällisesti 1800-luvulla. On käynyt ilmi, että Hipparchosin suuruusluokka on logaritminen kirkkausjärjestysjärjestelmä, jonka alkuperä on silmän logaritminen vaste eri intensiteetin valolle.

Nykyaikaisessa järjestelmässä tähdet, jotka eroavat viidellä suuruudella, eroavat tosiasiallisesti vastaanotetun säteilyenergian määrästä a: lla kerrannaiskerroin Esimerkiksi kuudennen suuruusluokan tähti on 100 kertaa heikompi kuin ensimmäisen suuruusluokan tähti. 11. suuruusluokan tähti on 10000 kertaa himmeämpi kuin ensimmäisen suuruusluokan tähti (100 x 100). Jokainen suuruusasteen nousu vastaa kirkkauden pudotusta kertoimella noin 2,512 (tähti, jonka m = 4, on 2,512 kertaa kirkkaampi kuin tähti, jonka m = 5).

Erotetun fotometrian tekeminen

Oletetaan, että sinulla on jo joukko kuvia muuttuvasta tähdestä, ja jokainen kuva on otettu eri aikoina tarkkailun aikana. Oletetaan myös, että nämä kuvat on jo korjattu pimeällä ja tasakentällä korjattu, jos otit ne itse (katso kohtaa Kuvien käsittely SIP: llä). Tai ehkä olet ladannut jo korjatut kuvat verkosta (esim. Kuten ne, jotka ovat tämän sivun osassa, jonka otsikko on Esimerkki kuvasarjasta fotometriaa varten).

Ajatuksena on analysoida kutakin kuvaa samalla tavalla ja tuottaa lopulta kullekin kuvalle differentiaalinen suuruus muuttuvalle tähdelle (suhteessa kuvan vertailutähdet). Tämän erisuuruisen käyrän tulisi näyttää muuttuvan tähden käyttäytyminen (kunhan vertailutähdet eivät myöskään ole muuttujia!).

  1. Käytä SIP: tä määrittääksesi muuttuvan tähden "instrumentaalinen suuruus" ja joukon vertailutähtiä, joiden kirkkaus on suunnilleen samanlainen kuvassa. Suosittelen vähintään 3 vertailutähden käyttöä. (Käytät samaa vertailutähdistöä jokaiselle kuvalle.)
  2. Keskiarvo kyseisen kuvan vertailutähtien instrumentaaliset suuruudet.
  3. Vähennä vaiheessa 2 määritetty keskimääräinen vertailutähden instrumentaalinen suuruus muuttuvan tähden instrumentaalisesta suuruudesta. Tulos on muuttuvan tähden erisuuruinen suuruus tälle kuvalle.
  4. On myös syytä valita yksi vertailutähti joukosta ja määrittää sen erotusaste suhteessa jäljellä olevien vertailutähtien keskiarvoon.

Voit arvioida mittausvirheidesi suuruuden piirtämällä yhden vertailutähden, jonka tiedot tuotit vaiheessa 4, eron suuruuden ajan ja ajan suhteen. Kaavion tulisi näyttää vain satunnaisia ​​variaatioita kuvasta toiseen. Näiden erosuuruuksien rms ("keskimääräinen neliöpoikkeama keskiarvosta") yhdelle vertailutähdelle ovat arvio mittausvirheistäsi ("virhepalkit", jotka sinun tulisi määrittää muuttuvan tähden differentiaalisuuruuden kuvaajalle .

Vaiheen 1 yksityiskohdat: Instrumentaalisten suuruuksien määrittäminen

Ainoa hankala vaihe differentiaalifotometrian suorittamisessa on vaihe 1 --- käyttämällä SIP: tä muuttuvan tähden instrumentaalisen suuruuden ja kuvan määrän vertailutähtien määrittelemiseen. Tässä osassa kuvataan vaiheen 1 yksityiskohdat. Tässä kuvattua tekniikkaa kutsutaan aukkofotometriaksi, koska kuvan tietyllä alueella olevien pikselien kirkkaus tai aukko summataan tähtien kirkkauden saavuttamiseksi kyseisessä aukossa.

Jos haluat nähdä, mitä tapahtuu, avaa ensimmäinen kuvasi SIP: ssä. Määritä sopivat näyttöparametrit, jotta näet selvästi tähdet kuvassa (esim. Käytä Näytä-valikon kohdan "Automaattinen kontrastin säätö" -valintaa, mutta huomaa, että vain tähtiä sisältävät kentät ovat yleensä parhaiten katsottavissa korkeammalla näytöllä kuin tuotettu "Automaattinen kontrastin säätö" --- käytä arvoa "Vaihda kuvanäytön parametrit".) Valitse Analyze-valikkokohdasta "Determine Centroid or Instrumental Magnitude." Vihreän (esine) laatikon sijainnin säätäminen siten, että se on keskellä yhtä tähtiäsi, tuottaa arvon kyseisen tähden "instrumentaaliselle suuruudelle" m. Teknisesti tämä arvo on

jossa loki on "loki S: n tukiasemaan 10" (vihreän ruudun pikseliarvojen summa) miinus B (yhtä monta pikseliä summa, joka sisältää vain taustan keskiarvon, joka löytyy punaisesta kentästä kuva). Tämä logaritminen lauseke on yhdenmukainen suuruuksien määritelmän kanssa, mutta suuruusasteikon nollaa ei ole sisällytetty oikein tähän tapausmäärittelyyn. Tästä huolimatta, eroja näistä instrumentaalisista suuruuksista ei riipu asteikon nollasta. Huomaa myös, että miinusmerkki 2,5: n edessä tarkoittaa, että suuruusasteikko on päinvastainen: kirkkaampien tähtien suuruus on pienempi (kuten Hipparchos valitsi). Huomaa, että voit pelata vihreän ruudun koon sekä punaisen (tausta) ruudun koon ja sijainnin kanssa saaden eri arvot tähden instrumentaalisesta suuruudesta. Taustaruudun arvojen "keskiarvoa" (keskiarvoa) käytetään laskettaessa vihreän kentän tähden instrumentaalinen suuruus, kuten edellä on kuvattu. Pohjimmiltaan taustakentän keskiarvo on "merenpinnan" arvo vihreän laatikon voimakkuuden "vuorenhuipun" kokonaismassan määrittämiseksi. On selvää, että on tärkeää asettaa punainen laatikko vihreän laatikon lähelle, jotta saat tähdelle merkitykselliset tausta-arvot. Tästä syystä tausta-annulus-lähestymistapa voi olla hyödyllinen (taustakeskiarvo määritetään punaisen neliön "renkaassa", joka on keskitetty vihreään ruutuun). Loppujen lopuksi sinun pitäisi nähdä ihanteellisesti tähden instrumentaalisen suuruuden arvot, jotka eivät ole kovin herkkiä vihreän (esine) tai punaisen (tausta) laatikon tai rengasen koon tai sijainnin muutoksille. Käytännössä instrumentaalinen suuruusarvo riippuu kuitenkin vihreän ja punaisen laatikon koosta ja erottelusta tai punaisen rengaskoosta ja leveydestä. Joten miten on saada jonkinlainen kohtuullinen tarkkuus tässä pelissä? Ajatuksena on tehdä mittausprosessistasi yhdenmukainen tähdestä toiseen ja kuvasta toiseen. Aloita muuttuvasta tähdestä. Käytä renkaan taustamenetelmää. Keskitä vihreä ruutu muuttuvaan tähteen. Varmista, että rengas on suurempi kuin vihreä laatikko. Pidä rengasparametrit kiinteinä ja yritä nyt lisätä vihreän laatikon kokoa tarkkailemalla instrumentaalista suuruusarvoa. Aluksi vihreän laatikon koon kasvaessa instrumentaalisen suuruuden pitäisi olla lasku kun vihreään ruutuun kerätään enemmän valoa, mutta lopulta instrumentaalinen voimakkuus tasoittuu tai jopa tähti kasvaa. Vihreän laatikon leveys, jossa instrumentin suuruus tasoittuu, on vihreän laatikon leveys, johon pidät kiinni kaikki suuruusmittauksesi (jokaiselle tähdelle, jokaiselle kuvalle).

Kiinteän vihreän laatikon leveyden ja kiinteän rengasrenkaan sisäisen leveyden ja paksuuden kanssa määritä instrumenttien suuruudet jokaiselle kuvan vertailutähdelle ja muuttuvalle tähdellesi. Siirry seuraavaan kuvaan ja toista se. Kun olet analysoinut jokaisen kuvan tällä tavalla, voit siirtyä differentiaalifotometrisen prosessin jäljellä oleviin vaiheisiin, yhteenvetona vaiheilla 2-4.

Esimerkki kuvasarjasta fotometriaa varten

jhs / SIP / images / blcam / blcam_01.fit kautta blcam_21.fit ovat kuvia kentästä "huippunopean" kefeidimuuttuvan tähden BL Cam ympärillä. Tässä on yksi näistä kuvista, BL Cam -merkinnällä (tähti aivan kuvan keskikohdan yläpuolella). Nämä kuvat otettiin SBIG ST-7 CCD-kameralla 0,4 m f / 4 -heijastimella Martin Observatoriossa, Virginia Tech, käyttäen Bessell R -fotometristä suodatinta. Jokaisessa kuvassa pohjoinen on ylöspäin, itä on suunnilleen vasemmalla. Näkökenttä on noin 15 kaariminuuttia (itä-länsi) ja 10 kaariminuuttia (pohjoinen-etelä). Kuvia ottivat Virginia Techin opiskelijat Michael Cooley, Eric Lang ja Chris Logie. Jokainen valotus on 30 sekuntia pitkä. Havainnon päivämäärä ja kellonaika (FITS-otsikossa) ovat altistuksen alku universaalina (UT). Nämä kuvat toimitetaan, jotta käyttäjät voivat kokeilla tällä sivulla kuvattuja astrometriatekniikoita. Nämä kuvat ovat tummia ja tasakenttäkorjattuja (mutta ei puolueellisuutta korjattuja - joilla ei ole merkitystä fotometrian suorituskyvylle). Takaisin SIP: n kotisivulle


Suuruusasteikko

Tähtien näennäisen kirkkauden mittausprosessia kutsutaan fotometria (kreikan kielestä kuva merkitys & # 8220light & # 8221 ja -metria mikä tarkoittaa & # 8220mittaa & # 8221). Kun näimme Taivaan tarkkailu: Tähtitieteen syntymä, tähtitieteellinen fotometria alkoi Hipparchus. Noin 150 eaa. Hän pystytti observatorion Rodoksen saarelle Välimerelle. Siellä hän valmisti luettelon lähes 1000 tähdestä, joka sisälsi paitsi heidän sijaintinsa myös arviot heidän näennäisestä kirkkaudestaan.

Hipparchuksella ei ollut kaukoputkea tai mitään instrumenttia, joka voisi mitata näennäiskirkkauden tarkasti, joten hän yksinkertaisesti arvioi silmänsä. Hän lajitteli tähdet kuuteen kirkkausluokkaan, joista kutakin kutsuikin suuruus. Hän kutsui luettelonsa kirkkaimpia tähtiä ensimmäisen suuruusluokan tähteiksi, kun taas niin heikot, että hän tuskin näki niitä, olivat kuudennen tähden tähtiä. 1800-luvulla tähtitieteilijät yrittivät tehdä mittakaavasta tarkemman määrittämällä tarkalleen, kuinka paljon kuudennen tähden näennäinen kirkkaus eroaa ensimmäisen suuruuden tähdestä. Mittaukset osoittivat, että vastaanotamme noin 100 kertaa enemmän valoa ensimmäisen suuruusluokan tähdestä kuin kuudennen tähden tähdestä. Tähän mittaukseen perustuvat tähtitieteilijät määrittivät sitten tarkan suuruusjärjestelmän, jossa viiden suuruuden ero vastaa tarkalleen kirkkauden suhdetta 100: 1. Lisäksi tähtien suuruudet desimaaloidaan, esimerkiksi tähti ei ole vain & # 8220sekunnin tähti, ja # 8221 sen suuruus on 2,0 (tai 2,1, 2,3 ja niin edelleen). Joten mikä luku on se, joka kerrotaan viisi kertaa yhdessä, antaa sinulle tämän kertoimen 100? Pelaa laskimellasi ja katso, saatko sen. Vastaus osoittautuu noin 2,5: ksi, joka on 100: n viides juuri. Tämä tarkoittaa, että suuruusluokan 1,0 tähti ja suuruusluokan 2,0 tähti eroavat kirkkaudessaan noin 2,5 kertoimella. Samoin saamme noin 2,5 kertaa niin paljon valoa 2,0-tähdeltä kuin 3,0-tähdeltä. Entä ero suuruusluokan 1,0 ja 3,0 suuruusluokan välillä? Koska ero on 2,5 kertaa kullekin & # 8220askeleelle & # 8221 -arvolle, kirkkauden kokonaisero on 2,5 × 2,5 = 6,25 kertaa.

Tässä on muutama nyrkkisääntö, jotka voivat auttaa uusia käyttäjiä tässä järjestelmässä. Jos kaksi tähteä eroavat 0,75 suuruudella, ne eroavat noin 2-kertaisella kirkkaudella. Jos ne ovat 2,5 magnitudin päässä toisistaan, ne eroavat kirkkaudessaan kertoimella 10 ja 4-arvoinen ero vastaa kerroin 40: n kirkkauseroa. Saatat sanoa itsellesi tässä vaiheessa, & # 8220Miksi tähtitieteilijät jatkatko tämän monimutkaisen järjestelmän käyttöä yli 2000 vuotta sitten? & # 8221 Se on erinomainen kysymys, ja kuten keskustelemme, tähtitieteilijät voivat nykyään käyttää muita tapoja ilmaista kuinka kirkas tähti näyttää. Mutta koska tätä järjestelmää käytetään edelleen monissa kirjoissa, tähtikartoissa ja tietokonesovelluksissa, tunsimme, että meidän oli esiteltävä opiskelijat siihen (vaikka meillä oli suuri houkutus jättää se pois.)

Kirkkaimmat tähdet, ne, joita perinteisesti kutsuttiin ensimmäisen suuruusluokan täheiksi, eivät todellakaan osoittautuneet (mitattuna tarkasti) kirkkaudeltaan samanlaisiksi. Esimerkiksi taivaan kirkkain tähti, Sirius, lähettää meille noin 10 kertaa enemmän valoa kuin keskimääräinen ensimmäisen suuruusluokan tähti. Nykyaikaisella suuruusasteikolla Sirius, tähti, jolla on kirkkain näennäinen voimakkuus, on osoitettu suuruudeksi -1,5. Muut taivaan esineet voivat näyttää vieläkin kirkkaammilta. Venus kirkkaimmillaan on suuruusluokka −4,4, kun taas aurinko on −26,8. Kuvassa 1 on havaittujen suuruuksien alue kirkkaimmasta heikoimpaan sekä useiden tunnettujen esineiden todelliset suuruudet. Tärkeää on muistaa suuruusluokkaa käytettäessä se, että järjestelmä menee taaksepäin: suurempi suuruus, heikompi havaitsemasi esine.

Kuva 1: Tunnettujen esineiden näennäinen suuruus. Näytetään myös heikoimmat suuruudet, jotka voidaan havaita avomattomalla silmällä, kiikareilla ja suurilla teleskoopeilla.

Esimerkki 1: Suuruusyhtälö

Suuruusyhtälö
Jopa tiedemiehet eivät osaa laskea viidennen juuren päähänsä, joten tähtitieteilijät ovat tiivistäneet yllä olevan keskustelun yhtälöön auttaakseen laskemaan kirkkauseron eri suuruisten tähtien kohdalla. Jos m1 ja m2 ovat kahden tähden suuruudet, voimme laskea niiden kirkkauden suhteen [lateksi] vasen ( frac <_<2>><_ <1>> oikea) [/ lateksi] käyttämällä tätä yhtälöä:

Tässä on toinen tapa kirjoittaa tämä yhtälö:

Tehdään todellinen esimerkki vain osoittamaan, miten tämä toimii. Kuvittele, että tähtitieteilijä on löytänyt jotain erikoista himmeästä tähdestä (voimakkuus 8,5) ja haluaa kertoa oppilailleen kuinka paljon himmeämpi tähti on kuin Sirius. Yhtälön tähti 1 on himmeä tähtimme ja tähti 2 on Sirius.

Tarkista oppimisenne

Se on yleinen väärinkäsitys Polaris (suuruus 2,0) on taivaan kirkkain tähti, mutta kuten näimme, tämä ero todella kuuluu Siriusille (suuruus −1,5). Kuinka Siriuksen näennäinen kirkkaus vertaa Polariksen kirkkautta?

(Vihje: Jos sinulla on vain peruslaskin, saatat miettiä, kuinka 100 saadaan 0,7: een. Mutta tämä on asia, jota voit pyytää Googlea tekemään. Google hyväksyy nyt matemaattiset kysymykset ja vastaa niihin. Kokeile itse . Kysy Googlelta, & # 8220Mikä on 100 - 0.7-teho? & # 8221)

Laskelmamme osoittaa, että Siriuksen näennäinen kirkkaus on 25 kertaa suurempi kuin Polariksen näennäinen kirkkaus.


Eri suuruuksien vertailu. Onko tämä väite oikea? - Tähtitiede

Tähtien kirkkaus määritetään suuruus järjestelmään. Kreikkalainen tähtitieteilijä Hipparchus suunnitteli tämän järjestelmän noin vuonna 150 eaa. Hän laittoi kirkkaimmat tähdet ensimmäiseen suuruusluokkaan, seuraavat kirkkaimmat tähdet toiseen suuruusluokkaan ja niin edelleen, kunnes hän sai kaikki näkyvät tähdet ryhmitellä kuuteen suuruusluokkaan. Himmimmät tähdet olivat kuudennen suuruisia. Suuruusjärjestelmä perustui siihen, kuinka kirkas tähti ilmestyi avomattomalle silmälle.

Tähtitieteilijät olivat 1800-luvulle mennessä kehittäneet tekniikan tähtien kirkkauden objektiiviseen mittaamiseen. Tähtitieteilijät sen sijaan, että luopuisivat kauan käytetystä suuruusjärjestelmästä, tarkensivat sitä ja määrittelivät sen. He totesivat, että a 5 suuruuseroa vastaa täsmälleen 100-kertaista intensiteettikerrointa. Muut suuruusvälit perustuivat 1800-luvun uskomukseen siitä, kuinka ihmissilmä havaitsee kirkkauserot. Uskottiin, että silmä havaitsi kirkkauserot logaritmisella asteikolla, joten tähden suuruus ei ole suoraan verrannollinen todelliseen vastaanotettuun energiamäärään. Nyt tiedetään, että silmä ei ole aivan logaritminen ilmaisin.

Silmäsi havaitsevat samanarvoisen suhteet voimakkuuden yhtä suuri välein kirkkautta. Kvantifioidussa suuruusasteikossa suuruusväli 1 vastaa kerrointa 100 1/5 tai suunnilleen 2,512 kertaa todellisen intensiteetin määrän. Esimerkiksi ensimmäisen suuruusluokan tähdet ovat noin 2,512 2-1 = 2,512 ajat kirkkaampia kuin 2. suuruusluokan tähdet, 2.512 & # 2152.512 = 2.512 3-1 = 2.512 2 ajat kirkkaampia kuin 3. suuruusluokan tähdet, 2.512 & # 2152.512 & # 2152.512 = 2.512 4-1 = 2.512 3 ajat kirkkaampia kuin 4. suuruusluokan tähdet, jne. (Katso matematiikan tarkistusliitteestä, mitä termeillä 'kerroin' ja 'kertaa' tarkoitetaan.) Huomaa, että nostat luvun 2,512 tehoon, joka on yhtä suuri kuin ero suuruuksina.

Monet objektit ylittävät myös Hipparchuksen alkuperäiset suuruusluokat 1–6. Joidenkin erittäin kirkkaiden kohteiden suuruus voi olla 0 tai jopa negatiivinen, ja hyvin heikkojen kohteiden suuruus on yli +6. Tärkeää on muistaa, että kirkkaammilla esineillä on pienempi suurempia kuin himmeät esineet. Suuruusjärjestelmä on mutkikas, mutta se on perinne! (Kappale alkaen Viulunsoittaja katolla voidaan toistaa täällä.)

Näkyvä suuruus

Miten sinä teet tuon?

Absoluuttinen suuruus ja kirkkaus

Tähti voi olla valoisa, koska se on kuuma tai se on suuri (tai molemmat!). Esineen kirkkaus = jokainen neliömetri tuottaa energian määrän kerrottuna sen pinta-alalla. Muista sähkömagneettisen säteilyn luvusta, että jokaisen neliömetrin läpi vuotava energiamäärä = & # 215 (kohteen pintalämpötila) 4, missä on Stefan-Boltzmannin vakio. Koska lämpötila nostetaan neljänteen tehoon, se tarkoittaa, että tähden kirkkaus kasvaa hyvin nopeasti jopa lämpötilan pienellä nousulla.

Koska pinta-ala on myös kirkkaussuhteessa, isomman tähden kirkkaus on suurempi kuin pienemmän tähden samassa lämpötilassa. Voit käyttää suhdetta saadaksesi toisen tärkeän tähden ominaisuuden. Jos mitat tähden näennäisen kirkkauden, lämpötilan ja etäisyyden, voit määrittää sen koon.

Alla oleva kuva havainnollistaa mitattavien suuruuksien riippuvuutta johdetuista arvoista, joista on keskusteltu tähän mennessä. Vasemmassa kolmion suhteessa näennäinen kirkkaus, etäisyys ja kirkkaus on sidottu toisiinsa siten, että jos tunnet minkä tahansa kahdesta sivusta, voit johtaa kolmannen puolen. Esimerkiksi, jos mitat hehkuvan kohteen näennäiskirkkauden (kuinka kirkas se näyttää sijainnistasi) ja sen etäisyyden (trigonometrisen parallaksin kanssa), voit johtaa hehkuvan kohteen kirkkauden. Tai jos mitat hehkuvan kohteen näennäisen kirkkauden ja tiedät kohteen kirkkauden tuntematta sen etäisyyttä, voit johtaa etäisyyden (käänteisen neliön lain avulla). In the right triangular relationship, the luminosity, temperature, and size of the glowing object are tied together. If you measure the object's temperature and know its luminosity, you can derive the object's size. Or if you measure the glowing object's size and its temperature, you can derive the glowing object's luminosity---its electromagnetic energy output.

Finally, note that a small, hot object can have the same luminosity as a large, cool object. So if the luminosity remains the same, an increase in the size (surface area) of the object must result in a DEcrease in the temperature to compensate.

Most famous apparently bright stars are also intrinsically bright (luminous). They can be seen from great distances away. However, most of the nearby stars are intrinsically faint. If you assume we live in a typical patch of the Milky Way Galaxy (using the Copernican principle), then you deduce that most stars are puny emitters of light. The bright stars you can see in even the city are the odd ones in our galaxy! The least luminous stars have absolute magnitudes = +19 and the brightest stars have absolute magnitudes = -8. This is a huge range in luminosity! See the ``How do you do that?'' box below the following table for examples of using the apparent and absolute magnitudes to determine stellar distances and luminosities of stars.

Even the intrinsically faintest star's luminosity is much, much greater than all of the power we generate here on the Earth so a "watt" or a "megawatt" are too tiny a unit of power to use for the stars. Star luminosities are specified in units of solar luminosity---relative to the Sun (so the Sun generates one solar luminosity of power). One solar luminosity is about 4 × 10 26 watts.

Magnitudes and Distances for some well-known Stars (from the precise measurements of the Hipparcos mission)

Star App.Mag. * Distance(pc) Abs.Mag. * Visual Luminosity(rel. to Sun) **
Aurinko -26.74 4.84813吆 -6 4.83 1
Sirius -1.44 2.6371 1.45 22.5
Arcturus -0.05 11.25 -0.31 114
Vega 0.03 7.7561 0.58 50.1
Spica 0.98 80.39 -3.55 2250
Barnard's Star 9.54 1.8215 13.24 1/2310
Proxima Centauri 11.01 1.2948 15.45 1/17700


* magnitudes measured using ``V'' filter, see the next section.

** The visual luminosity is the energy output in the ``V'' filter. A total luminosity (``bolometric luminosity'') would encompass the energy in all parts of the electromagnetic spectrum.

How do you do that?

If you know a star's absolute magnitude, then when you compare it to calibration stars, you can determine its distance.
Its distance = 10 (apparent magnitude - absolute magnitude + 5)/5 .

For example, Spica has an apparent magnitude of 0.98 and stars of its type have absolute magnitudes of about -3.55, so Spica is at a distance of 10 [0.98 - (-3.55) + 5]/5 = 10 1.906 = 80.54 which is very close to the trig. parallax value measured by Hipparcos (Spica's absolute magnitude of -3.546 was rounded to -3.55 in the table above).


What is the difference between earthquake magnitude and earthquake intensity? What is the Modified Mercalli Intensity Scale?

Magnitude scales, like the moment magnitude, measure the size of the earthquake at its source. An earthquake has one magnitude. The magnitude does not depend on where the measurement is made. Often, several slightly different magnitudes are reported for an earthquake. This happens because the relation between the seismic measurements and the magnitude is complex and different procedures will often give slightly different magnitudes for the same earthquake.

Intensity scales, like the Modified Mercalli Scale and the Rossi-Forel scale, measure the amount of shaking at a particular location. An earthquake causes many different intensities of shaking in the area of the epicenter where it occurs. So the intensity of an earthquake will vary depending on where you are. Sometimes earthquakes are referred to by the maximum intensity they produce.

In the United States, we use the Modified Mercalli (MMI) Scale. The Mercalli Scale is based on observable earthquake damage. From a scientific standpoint, the magnitude scale is based on seismic records while the Mercalli is based on observable data which can be subjective. Thus, the magnitude scale is considered scientifically more objective and therefore more accurate. For example a level I-V on the Mercalli scale would represent a small amount of observable damage. At this level doors would rattle, dishes break and weak or poor plaster would crack. As the level rises toward the larger numbers, the amount of damage increases considerably. Intensity X (10) is the highest value on the MMI.


Moment magnitude, Richter scale - what are the different magnitude scales, and why are there so many?

Earthquake size, as measured by the Richter Scale is a well known, but not well understood, concept. The idea of a logarithmic earthquake magnitude scale was first developed by Charles Richter in the 1930's for measuring the size of earthquakes occurring in southern California using relatively high-frequency data from nearby seismograph stations. This magnitude scale was referred to as ML, with the L standing for local. This is what was to eventually become known as the Richter magnitude.

As more seismograph stations were installed around the world, it became apparent that the method developed by Richter was strictly valid only for certain frequency and distance ranges. In order to take advantage of the growing number of globally distributed seismograph stations, new magnitude scales that are an extension of Richter's original idea were developed. These include body wave magnitude (Mb) and surface wave magnitude (Ms). Each is valid for a particular frequency range and type of seismic signal. In its range of validity, each is equivalent to the Richter magnitude.

Because of the limitations of all three magnitude scales (ML, Mb, and Ms), a new, more uniformly applicable extension of the magnitude scale, known as moment magnitude, or Mw, was developed. In particular, for very large earthquakes, moment magnitude gives the most reliable estimate of earthquake size.

Moment is a physical quantity proportional to the slip on the fault multiplied by the area of the fault surface that slips it is related to the total energy released in the earthquake. The moment can be estimated from seismograms (and also from geodetic measurements). The moment is then converted into a number similar to other earthquake magnitudes by a standard formula. The result is called the moment magnitude. The moment magnitude provides an estimate of earthquake size that is valid over the complete range of magnitudes, a characteristic that was lacking in other magnitude scales.


Question regarding magnitudes

The integrated magnitude of an extended object is equivalent to that light being shrunk down to a star-like point. The integrated magnitude is a reasonable guide to visibility only if the magnified image results in the object subtending on the retina an angle no larger than about a degree.

In any case, for all extended objects which are resolved as clearly larger than a near-point source, surface brightness is the best indicator of visibility.

To start with, you should become at least passingly familiar with the range of sky surface brightness (SB) under various conditions. The darkest sky possible has SB = 22 magnitudes per square arcsecond (MPSAS). A sky under the full moon had SB = 18, or even 17 in moister air masses.

To first order, a DSO can be seen only when its SB is no more than about 3--possibly 4--magnitudes fainter than the sky SB. This applies to filtered views as well. If, for example, a nebula filter dims the sky by 2 magnitudes, and a nebula is 5 magnitudes dimmer than the sky, the filter will bring the differential into the 3 magnitude cut-off, thus affording the pissibility of detection.

If you know the integrated magnitude of an object, and its size, you can calculate its *average* SB as

m_v is the integrated magnitude, and
a and b are the major and minor axes of the equivalent elliptical shape, in arcminutes.

To provide some perspective, here are a few key surface brightness values:

Darkest sky: 22
Suburban sky: 20
Urban sky: 18
Color detection threshold: 18-19
Brightest nebula: 14
'Bright' nebula: 18-20
'Faint' nebula: 20-23
'Very faint' nebula: 23-25
Typical galaxy/globular cluster core: 16-19

Note that one square degree of the darkest possibly sky is equivalent to a 4th magnitude star.

At the darkest sites on Earth, the light of the full dome of the sky (NOT including stars) is at least -7 magnitude (which is why you can see your way around without a flashlight.)

This is merely an introduction to this interesting and most important subject.


Katso video: Ihana maailma (Lokakuu 2021).