Tähtitiede

Kuinka näennäinen suuruus voi olla negatiivinen?

Kuinka näennäinen suuruus voi olla negatiivinen?

Mikä on tämän asteikon syy? Johtuuko se siitä, että muuten maksimin määritteleminen olisi liian vaikeaa (?). Miksi esineille, jotka ovat (ilmeisesti) kirkkaampia, annetaan pienempi numero (ja negatiiviseen asti)?


Näkyvä suuruus mittaa kuinka kirkas esine näyttää maan tarkkailijalle, mikä tarkoittaa, että se riippuu sekä kohteen sisäisestä kirkkaudesta että etäisyydestä meistä. Suuruusluokkien käsite on peräisin muinaisista kreikkalaisista, jolloin taivaan tähdet luokiteltiin kuuteen suuruusluokkaan (kirkkain 1 ja heikoin 6). Jokainen peräkkäin pienempi suuruus oli kaksi kertaa kirkkaampi kuin edellinen, eli asteikko oli logaritminen. Käytämme edelleen suuruuksia historiallisista syistä, vaikka asteikko myöhemmin standardisoitiin kaavan käyttämiseksi

$ m_x - m_ {x, 0} = -2,5 log_ {10} ( frac {F_x} {F_ {x, 0}}) $

missä $ m_x $ ja $ F_x $ ovat kiinnostuksen kohteena olevan kohteen suuruus ja virtaus ja $ m_ {x, 0} $ ja $ F_ {x, 0} $ ovat vertailuobjektin vuon suuruus (missä tavallisesti Vega on käytetään määrittämään 0 pisteen suuruus). Tämä tarkoittaa, että kaikilla esineillä, jotka näyttävät kirkkaammilta kuin Vega, on negatiivinen suuruus. Kohteen kirkkaudelle ei ole rajoitusta, joten suuruuksille ei ole alarajaa. Esimerkiksi auringon, joka on kirkkain esine taivaallamme, voimakkuus on noin -27.


Suuruusasteikko on logaritminen asteikko. Yhden voimakkuuden kasvu vastaa kirkkauden vähenemistä noin 2,5 kertaa himmentimellä. Vega, kirkkaan tähden suuruus on 0, joten minkä tahansa Vegaa kirkkaamman tähden suuruus on alle 0.

Tämä on outo järjestelmä; syy siihen on historiallinen. Muinaiset kreikkalaiset tilasivat tähdet kirkkauden mukaan luokkiin: ensimmäiset suuruusluokan tähdet olivat kirkkaimmat ja kuudennet suurimmat. Kun oli mahdollista mitata tarkasti tähtien valon voimakkuus, asteikko valittiin perinteisten suuruuksien arvioimiseksi, mutta tällä muodollisella kirkkauden mittauksella asteikon logaritminen luonne teki väistämättömäksi, että kirkkaimpien kohteiden suuruus olisi se oli alle 1 tai jopa negatiivinen.


MIKÄ ON NÄKYVÄ KORKEUS?

Tähtitiede määrittelee tänään kaksi suuruusluokkaa. Näkyvä suuruus ja absoluuttinen suuruus. Seuraavassa tekstissä kerron sinulle näennäisestä suuruudesta. Tarkasteltaessa tähtitaivasta huomaat, että tähdet loistavat eri hehkuilla. Jotkut ovat hallitsevasti kirkkaita ja jotkut tuskin näkyvissä. Aikana ennen kaukoputken ilmestymistä ihmiset luottivat tähtitarkkailuihinsa nähdessään silmänsä. He jakoivat tähden kuuteen luokkaan. Silloinkin voidaan sanoa, että tähtien kirkkaus on kuusi erilaista. Kaksikymmentä kirkkainta tähteä julistettiin yhdeksi luokaksi, ja tähdet luokiteltiin jopa 6 tähteä vähiten näkyviksi. Mitä pienempi numero, sitä kirkkaampi tähti. Henkilö, jolla on hyvä näkö, pimeässä paikassa ja kirkkaalla taivaalla, voi nähdä tähtien hehkun jopa kuudenteen kokoon. 1700-luvulla tähtitieteilijät havaitsivat, että kuuden suuruusluokan tähti oli sata kertaa tummempi kuin yhden koon tähti. Tämän logiikan perusteella he päättelivät, että ensimmäisen suuruuden tähti oli 2512 kertaa kirkkaampi kuin toisen suuruuden tähti. Puhdas logaritminen asteikko. Kun kaukoputket ilmestyivät, tähtitieteilijät tajusivat, että on olemassa miljardeja muita tähtiä, joita he eivät ole koskaan ennen nähneet. He tajusivat, että suuruusluokkia oli suurempia, koska he näkivät tähtiä, joiden kiilto oli jopa matalampi kuin kuudennen suuruusluokan.


Tähtitieteen suuruus

Sana "Suuruus" tähtitieteessä on kirkkauden määrä, jota taivaankappale ylläpitää.

Kun puhutaan Betelgeusen kaltaisista tähdistä tai Andromedan kaltaisen galaksin kaltaisista tähdistä, niillä kaikilla on jonkin verran kirkkautta, jonka voimme laskea käyttämällä suuruusastronomian käsitettä.

Suuruus on kuitenkin tähtitieteellisten kohteiden kirkkauden mittaaminen ennalta määritetyllä päästökaistalla. Määritetty päästökaista on joko näkyvä tai infrapunaspektri. Lisäksi voimme tarkkailla kirkkautta myös aallonpituuksilla.

Tällä sivulla ymmärrämme yksityiskohtaisesti suuruusastronomian ja absoluuttisen tähtitieteen.

Tähtitieteellisten esineiden suuruus

Nikean Hipparchus oli kreikkalainen matemaatikko, tähtitieteilijä ja maantieteilijä. Hän esitteli epätarkan, jopa systemaattisen mittauksen esineiden suuruuden määrittämiseksi.

Hän on tunnettu muinainen tähtitieteellinen tarkkailija. Lisäksi hän on yksi antiikin suurimmista tähtitieteilijöistä.

Lisäksi hän esitteli määrälliset ja tarkat mallit auringon ja kuun selviytymisen liikkumiselle.

Suuruusastronomian määritelmä

Täällä ymmärrämme suuruusasteikon tähtitieteen muutamalla esimerkillä näennäisestä visuaalisesta suuruudesta:

Suuruus on erilaisten taivaankappaleiden, kuten tähtien ja galaksien, kirkkauden mitta.

Siksi mitä kirkkaampi kohde on, sitä pienempi on sen suuruus kokonaislukuina.

Muinaisina aikoina tähtitieteilijät luokittivat tähden kuuteen suuruusluokkaan. Ensimmäinen suuruusluokka käsittää kirkkaimmat tähdet.

Yksi suuruus on kirkkauden suhde 2,512 kertaa. Esimerkiksi tähti, jonka voimakkuus on 5,0, on 2,512 kertaa kirkkaampi kuin tähti, jonka suuruus on 6,0.

Siten viiden suuruuden ero liittyy kirkkaussuhteeseen 100: 1.

Nollapisteiden standardoinnin ja osoittamisen jälkeen kirkkaimman luokan havaittiin sisältävän valtavan määrän kirkkauksia. Lisäksi negatiiviset suuruudet otettiin käyttöön alueen levittämiseksi.

Suuruusasteikon tähtitiede

Tähtitieteilijät käyttävät kahta erilaista suuruusmittausta:

Ensinnäkin puhutaan näennäisestä suuruudesta:

Näennäinen suuruus (m) on kohteen kirkkaus, kun se näkyy yön taivaalla maasta.

Näennäinen suuruus riippuu kohteen seuraavista ominaisuuksista:

Sukupuutto vähentää sen kirkkautta.

Toiseksi meillä on absoluuttinen suuruus:

Absoluuttinen suuruus (M) kuvaa objektin luontaista kirkkautta.

Samoin absoluuttinen suuruus (M) on yhtä suuri kuin näennäinen suuruus, jos esine sijoitetaan tietylle etäisyydelle maasta. Tähtien etäisyyden tulisi olla noin 10 parsekkiä.

Tähden näennäinen suuruus

Tähden näennäinen suuruus (m) on kohteen kirkkaus, kuten se näyttää maan tarkkailijalle.

Esimerkiksi tähtien visuaalinen suuruus on seuraava:

Sunin näennäinen suuruus on - 26,7.

Lisäksi täysikuun näennäinen suuruus on noin −11.

Lisäksi kirkkaan tähden Siriuksen näennäinen suuruus, - 1,5.

Hubble-avaruusteleskoopin kautta näkyvät himmeimmät kohteet ovat kuitenkin näennäisesti 30: n suuruisia.

Tähtien näennäinen kirkkaus

Näennäinen kirkkaus on se, miten tähti ilmestyy, kun katsomme sitä maasta, mutta se riippuu kuitenkin absoluuttisesta kirkkaudesta ja etäisyydestä tähdestä maasta.

Esimerkiksi tähden näennäinen visuaalinen suuruusasteikko on + 3 ja absoluuttinen visuaalinen suuruus on 0,8.

Absoluuttinen kirkkaus on tässä kirkkaus, joka mittaa auringon säteilemää kokonaistehoa.

Siksi kaksi tähteä, jotka näyttävät olevan yhtä kirkkaita tai kimaltelevia, vaikka ne ovatkin lähempänä, päivällistähti ja sitä kauempana kirkkaampi.

[Kuva lähetetään pian]

Absoluuttisen suuruusmäärityksen tähtitiede

Absoluuttinen suuruus on kohteen kirkkaus, kun sitä tarkastellaan 10 parsekin (32,6 valovuoden) etäisyydeltä. Auringon absoluuttinen suuruus on 4,8.

Meidän on tiedettävä, että absoluuttinen suuruus vaihtelee käänteisesti taivaallisten esineiden kirkkauden mukaan.

Joten jos tähden / galaksin suuruus on pienempi, se tarkoittaa, että ne ovat kirkkaita, ja päinvastoin.

Tähtien absoluuttinen suuruus vaihtelee välillä - 10 - +17. Galaksien suuruus on kuitenkin pienempi. Kun puhutaan jättiläisestä elliptisestä galaksista M87, sen absoluuttinen suuruus on - 22.

Tässä - 22 tarkoittaa, että M87-galaksi on yhtä kirkas kuin 60000 - 10-magnitudista tähteä.

Absoluuttinen suuruusastronomia

Tähden kirkkaus on tosi tai absoluuttinen vain, jos kaikki tähdet ovat tasaisella etäisyydellä maasta.

Tähtien absoluuttinen suuruus mitataan verrattuna aurinkoomme.

m & lt 1, kirkkaampi kuin aurinko

Lisäksi m & gt 1, vähemmän kirkas kuin Aurinko

Etäisyysmoduuli tähtitiede

Tiedätkö mitä etäisyysmoduuli tähtitiede on? Jos ei, yksinkertaisemmin sanottuna meillä on sen määritelmä:

Etäisyysmoduuli on tapa ilmaista etäisyyksiä tähtitieteessä.

Siinä kuvataan etäisyydet logaritmisella asteikolla kaikki tähtitieteellisessä suuruusjärjestelmässä huomioitavat asiat.

Tiedätkö?

Vuonna 1850 englantilainen valtion tähtitieteilijä Norman Robert Pogson ehdotti tähtien suuruuksien matemaattista asteikkoa, jossa kahden peräkkäisen suuruuden suhde oli sadan viides juuri (

Lisäksi hän viittasi tähän suhteeseen Pogsonin suhteena. Tämä järjestelmä on varmasti nykyisessä käytössä.

Tähtitieteilijät käyttävät monimutkaisempaa absoluuttisen suuruuden määrittelyä planeetoille ja pienille aurinkokunnan kappaleille.

Ne mittaavat absoluuttisen suuruuden sen kirkkauden perusteella, joka on yhdellä tähtitieteellisellä yksiköllä tarkkailijasta ja auringosta.


2 vastausta 2

Tämä on hyvin yleinen väärinkäsitys fysiikan opiskelijoiden keskuudessa, joten anna minun nähdä, voinko antaa joitain esimerkkejä, jotka tekevät eron selkeämmäksi.

VEKTORIT ovat määriä, joilla on a suuruus ja a suunta. Nopeuden suuruus on nopeus, joka on aina positiivinen.

  • Esimerkkejä: Kuten huomautit, yksi yksinkertaisimmista esimerkeistä vektorimäärästä on nopeus. Muita hyviä esimerkkejä ovat voimat ja momentti.
  • Vektorille $ vec$, vektorin suuruus, $ | vec| $ on vektorin pituus. Tämä määrä on aina positiivinen! Esimerkiksi nopeuden suuruus on nopeus, joka on aina positiivinen. (Jos auto ajaa 95 mph, tutkapistooli rekisteröi auton nopeudeksi 95 mph riippumatta siitä, onko auto menossa taaksepäin, eteenpäin vai sivuttain). Vastaavasti voiman suuruus on aina positiivinen luku, vaikka voima osoittaa alaspäin. Jos sinulla on $ 7 N: n voimat osoittavat ylös, alas, vasemmalle ja oikealle, näiden voimien suuruus on kaikki vain $ 7 N. Jälleen kerran, vektorin suuruus on sen pituus, joka on aina positiivinen.

SCALARS Toisaalta toimi täysin eri tavalla. Skalaarisilla määrillä on numeerinen arvo ja merkki.

Esimerkkejä: Lämpötila on mukava yksinkertainen esimerkki. Toisia ovat aika, energia, ikä ja pituus.

Skalaarille $ s $ skalaarin absoluuttinen arvo, $ | s | $, on yksinkertaisesti sama numeerinen arvo kuin aikaisemmin, negatiivinen merkki (jos sellainen oli) leikattu. Emme puhu (tai ainakaan meidän ei pitäisi!) Puhua skalaarin "suuruudesta"! Käsitteellisesti suosittelen ajattelemaan skalaarin absoluuttista arvoa ja vektorin suuruutta täysin erilaisina asioina. Jos ulkona on $ -3 ° F $, ei ole järkevää puhua lämpötilan suuruudesta. Voit kuitenkin laskea lämpötilan absoluuttiseksi arvoksi 3 ° F $.

Huomaa, että joillakin skalaarisuureilla ei ole merkitystä negatiivisina numeroina: Henkilön ikä on skalaarinen määrä, emmekä oikeastaan ​​puhu negatiivisesta iästä. Toinen esimerkki on kelvin-asteikolla mitatut lämpötilat.

Joten, vastaamaan kysymykseesi, energia on skalaari, joten sillä ei ole suuruutta. Jos ruumiilla on -40J potentiaalista energiaa, niin siinä on yksinkertaisesti 40J vähemmän kuin mielivaltainen 0 pisteesi. Ei ole järkevää puhua tämän skalaarimäärän suuruudesta. Kerro minulle, jos se auttoi tai vahingoitti ymmärrystäsi!


Mikä on paljaiden silmien suuruusraja?

Kirjoittaja: Roger W.Sinnott 19. heinäkuuta 2006 0

Lähetä tällaiset artikkelit postilaatikkoosi

Kuinka saan selville paljaiden silmien suuruusrajan?

Pegasus, siivekäs hevonen, näyttää ylösalaisin pohjoiselta pallonpuoliskolta nähtynä, kun se lentää marraskuun taivaan yli.
Sky & amp; kaukoputki

Laske tähtiä Pegasuksen Suurella aukiolla, joka on hyvällä paikalla marraskuun iltaisin. Jos näet vain kaksi tähteä neliön sisällä, olet saavuttamassa visuaalisen suuruuden 4.6 ja taivaasi ovat todennäköisesti valosaastetta. Jos havaitset kahdeksan tähteä, lyö voimakkuus 5,5 ja 13 tähteä 6,0. 31-37 tähden summa pimeässä, kuutonta yötä tarkoittaa poikkeuksellisen hyvää paljain silmin rajan 6,5. Ateenan observatoriossa 1800-luvun puolivälissä Julius Schmidt laski 102 tähtiä, jotka hän näki 7,4: n suuruuteen!


Tiede

miksi Betelgeusen kaltaisella viileällä, kaukaisella ja suurella tähdellä on niin suuri näennäinen voimakkuus? Ole hyvä ja auta HELPPPPP: tä.

TIETEEN OHJE

Seuraavien kuvien perusteella valitse se, joka todennäköisesti edustaa O-luokan tähteä. Tähti A on keltainen tähti. Tähti B on sininen tähti. Tähti C on punainen tähti. Tähti D on vihreä tähti. A B C D onko se b

Laskenta 1

Muuttuva tähti on tähti, jonka kirkkaus vuorotellen kasvaa ja pienenee. Yhden tällaisen tähden osalta kirkkauden jaksojen välinen aika on 4,7 päivää, tähden keskimääräinen kirkkaus (tai suuruus) on 5,3 ja

Tiede

Tarrat keskimääräisen tähden elinkaaren kuvaamiseksi Olet havainnollistava keskimääräisen tähden elinkaaren ja massiivisen tähden elinkaaren osana tietokoneanimaatiota. Vedä kutakin kohdetta osoittaaksesi

Tähtitiede

1. Mitä väriä ovat tähdet, jotka ovat erittäin kuumia ja kirkkaita? A. Punainen B. Sininen C. Valkoinen D. Keltainen 2. Prototähden supistumisen aikana tiheys kasvaa ja ______ kasvaa. A. Ydinenergia B. Pöly C. Lämpötila D. Ulosvirtaus 3. Mitä

Tiede auttaa

Mikä näistä Barnardin tähden havainnoista on todennäköisesti tarkkoja? Auttakaa! Minun täytyy lopettaa tämä TÄNÄÄN. ja minulla ei ole ideaa :-( Barnardin tähti on vähemmän kirkasta kuin aurinko, sen pintalämpötila on alle 3800 K ja

Fysiikka

Mustia reikiä epäillään, kun näkymätön kumppani, joka on yli 3 kertaa niin massiivinen kuin Aurinko, vetää näkyvää tähteä. Punainen jättiläinen tähti kiihtyy lineaarisuuntaan painovoiman avulla nopeudella 0,075 m / s2

Tiede auttakaa :)?

3. mikä, jos seuraavat tekijät määräävät, kuinka kauan tähti elää? (1 piste) A. tähden väri b. tähden massa **** c. tähden halkaisija d. tähden etäisyys auringosta 4. mikä seuraavista syistä

Fysiikka

800 N henkilö seisoo mittakaavassa hississä. Mikä on hänen näennäinen paino, kun hissi kiihtyy ylöspäin nopeudella 2 m / s ^ 2? B) mikä5 on hänen näennäinen paino, kun hissi on alaspäin nopeudella 2 m / s ^ 2? c) mikä on hänen

Tähtitiede

Hei, voitko tarkistaa työni? Minun on todella tehtävä hyvin tässä. 1. Mitä tähden ominaisuuksia tarvitaan tähtien kirkkauden laskemiseksi? a. koko ja näennäinen kirkkaus b. massa ja etäisyys tähtiin **** c. lämpötila ja

Tiede

(OIKEA, JOS VÄÄRIN) Valkoisen kääpiötähden pintalämpötila on noin _______ celsiusastetta. 3000 B. 5000 - 10000 *** C. 20000 - 50000 Kirkkaalla tähdellä on negatiivinen luku absoluuttisesta suuruudestaan

Tiede auttaa

Tähtitieteilijä näkee kaksi tähteä taivaalla. Molemmat tähdet ovat yhtä kaukana Maasta, mutta ensimmäinen tähti on kirkkaampi kuin toinen tähti. Mikä seuraavista on pätevä johtopäätös ensimmäisestä tähdestä? Se on suurempi kuin toinen


Ero absoluuttisen suuruuden ja näennäisen suuruuden välillä

Suurin ero absoluuttisen suuruuden ja näennäisen suuruuden välillä on se, että absoluuttinen suuruus on arvio tähden kirkkaudesta 10 parekeksi tai 32,58 valovuoden etäisyydeltä, kun taas näennäinen suuruus on arvio tähden kirkkaudesta maan etäisyydeltä ja että tähti.

Absoluuttinen suuruus vs. näennäinen suuruus

Estimaatti tähtien kirkkaudesta, joka voidaan ilmoittaa tähden kirkkaustasona, kun havaitaan 10 parsekin (2,58 valovuoden) etäisyydeltä, tunnetaan absoluuttisena suuruutena, toisaalta estimaattina tähden kirkkaudeksi maan etäisyydeltä katsottuna tunnetaan näennäisenä suuruutena.

Luonnollisesti sisäänrakennetun tähden luontainen kirkkaus liittyy kääntöpuolen absoluuttiseen suuruuteen, tähden läpi kulkevan vuon tiheyden (energian) tila näennäiseen suuruuteen.

Tähtitieteellisen kappaleen absoluuttisen suuruuden mittaus on peräisin kymmenestä parsekistä (32,58 valovuotta) ilman minkäänlaista mahdollista kirkkautta rajoittavaa syytä. Kolikon toisella puolella tähtitieteellisen kappaleen (tähden) näennäisen suuruuden mittaamiseen ei liity tähden etäisyyden maasta tulkintaa. Silti sitä voidaan tarkastella yksinkertaisesti mistä tahansa pisteestä joko kaukoputkesta tai paljaalla silmällä.

Tähden absoluuttisen suuruuden estimoinnin laskeminen tapahtuu toisaalta tunnetulla etäisyyden arvolla, näennäinen suuruus mitataan tähden etäisyydellä mistä tahansa pisteestä. Tässä suuruus-etäisyyskaavassa, jossa etäisyys = d yksikköparekeissa, absoluuttinen suuruus = Mv, (mv- Mv) = vastakkaisella puolella olevan tähden etäisyysmoduuli, näennäinen suuruus = mv. Yhtälö on mv - Mv = - 5 + 5 log10 (d). Absoluuttisen suuruuden symboli on kääntöpuolella ”Mv”, näennäisen suuruuden symboli ”mv”.

Vertailukaavio

Absoluuttinen suuruusNäkyvä suuruus
Se on tähden kirkkauden arvio 10 parsekista tai 32,58 valovuoden etäisyydeltä.Se on tähden kirkkauden arviointi maan ja tuon tähden etäisyydeltä.
Mittaus
Tähden kirkkaus mitataan vakioetäisyydeltä.Tähden kirkkaus mitataan minkä tahansa pisteen etäisyydeltä.
Etäisyys
Havaittu 10 parsekista (2,58 valovuotta)Havaittu maan etäisyydeltä
Suuruuden luonne
Tähden luontainen kirkkausTähden energiavirta
Symboli
Mvmv
Auringon suuruus
4.8-26.93

Mikä on absoluuttinen suuruus?

Absoluuttinen suuruus fysiikan suhteen on mittari tähden kirkkaudelle, johon tässä viitataan tähden kirkkauteen, kun se havaitaan 10 parsekin etäisyydellä tai valovuoden arvolla 32,58. Tähtitieteellisen ruumiin absoluuttisen voimakkuuden mittaus on peräisin kymmenestä parsekistä (32,58 valovuotta) ilman minkäänlaista mahdollista valaistusta rajoittavaa syytä. Kirkkaiden tähtien absoluuttiset suuruudet ovat esimerkiksi Sirius 1.45, Arcturus -0.31, Vega 0.58, Spica -3.55, Barnard's Star 13.24 ja Proxima Centauri 15.45.

Yhtälö on mv - Mv = - 5 + 5 log10 (d). Eli absoluuttisen suuruuden edustuksen symboli on ”Mv.” Absoluuttisen suuruuden luonne on tähden sisäinen kirkkaus. Hipparkian asteikon perusteella auringon absoluuttinen suuruus on 4,83. Tähden kirkkauden absoluuttisen suuruuden mittaus lasketaan etäisyyden vakioarvolla. Luonnollisesti kiinteän tähden sisäinen kirkkaus liittyy absoluuttiseen suuruuteen. Se tarkoittaa, että absoluuttinen suuruus on tähden luonnollinen kirkkaus.

Suuruus-etäisyys-kaavan mukaan, missä etäisyys = d yksikköparekeissa, absoluuttinen suuruus on yhtä suuri kuin Mv, (mv-Mv), mikä on yhtä suuri kuin tähden etäisyysmoduuli. Tähden kirkkauden mittausta, joka voi olla lyhyt, koska tähden kirkkaustaso mitattuna 10 parsekin (2,58 valovuoden) etäisyydeltä, kutsutaan absoluuttiseksi suuruudeksi. Tämä tähden kirkkauden mittaus voidaan suorittaa kaukoputken avulla, ja paljaalla silmällä ei voida mitata tätä luonnollista kirkkautta.

Mikä on näennäinen suuruus?

Fysiikan näennäinen suuruus on tähtien kirkkauden mittari, joka on tähden kirkkaus, kun etäisyys mitataan eathista kirkkaaseen tähtiin. Näiden tähtien näennäinen suuruus on Vega 0,03, Sirius -1,44, Arcturus -0,05, Vega 0,03, Spica 0,98, Barnard & # 8217s Star 9,54 ja Proxima Centauri 11,01. Yhtälö on mv - Mv = - 5 + 5 log10 (d). Joten näennäisen suuruuden edustuksen symboli on ”mv.”

Suuruus-etäisyyskaavan mukaan näennäinen suuruus on yhtä suuri kuin mv. Tähden vuon tiheyden (energian) tila liittyy näennäiseen suuruuteen. Tähden kirkkauden mittausta maan etäisyydestä mitattuun tähteen kutsutaan näennäiseksi suuruudeksi katsottuna. Tähtitieteellisen kappaleen (tähti) näennäissuuruuden laskeminen ei sisällä tähden etäisyyden selvittämistä maasta. Silti se voidaan mitata helposti mistä tahansa pisteestä joko paljaalla silmällä tai kaukoputkella.

Näennäinen suuruus voidaan kuitenkin mitata tähden etäisyydellä mistä tahansa pisteestä. Näennäisen suuruuden keskustelun pääkohde voi liittyä tähden kirkkauteen. Tämä näennäinen suuruus ei ole tähden sisäinen ominaisuus, mutta se voidaan mitata etäisyyden suhteen maasta kaukoputken avulla.

Tärkeimmät erot

  1. Tunnettujen tähtien absoluuttiset suuruudet ovat kuten Sirius 1.45, Arcturus -0.31, Vega 0.58, Spica -3.55, Barnard's Star 24 ja Proxima Centauri 15.45 kääntöpuolella, näiden tähtien näennäinen suuruus on Vega 0.03, Sirius - 1.44, Arcturus -0.05, Vega 0.03, Spica 0.98, Barnard & # 8217s Star 9.54 ja Proxima Centauri 11.01.
  2. Hipparkian asteikon perusteella aurinko on toisaalta 4,83 absoluuttista suuruutta, aurinko on -26, kuu -11 ja venus -3 näennäinen suuruus.
  3. Absoluuttisen suuruuden edustamiseksi käytetty symboli on Mv vastakkaisella puolella, symboli, jota käytetään näennäisen suuruuden edustamiseen, on mv.
  4. Absoluuttisessa suuruudessa tähden kirkkaus mitataan vastakkaisella puolella olevasta tavallisesta kaukaisesta pisteestä, näennäisenä suuruutena tähden kirkkaus mitataan minkä tahansa pisteen etäisyydeltä.
  5. Absoluuttisen suuruuden luonne on toisaalta tähden sisäinen kirkkaus, näennäisen suuruuden luonne on tähden energiavirta.
  6. Absoluuttinen suuruus on tähtien kirkkauden mittaus 10 parsekistä tai 32,58 valovuodesta, toisaalta näennäinen suuruus on tähtien kirkkauden mittaus maan etäisyydestä kyseiseen tähteen.
  7. Tähden luonnollinen kirkkaus liittyy lähinnä kääntöpuolen absoluuttiseen suuruuteen, tähden vuon tilatiheys liittyy näennäiseen suuruuteen.
  8. Suuruus-etäisyyskaavan mukaan, jossa d = yksikkö parsekeissa, absoluuttinen suuruus = Mv vastakkaisella puolella, näennäinen suuruus = mv.

Johtopäätös

Yllä olevassa keskustelussa päätellään, että absoluuttisen suuruuden luonne on tähden luonnollinen kirkkaus kääntöpuolella, näennäisen suuruuden luonne on tähden vuon tilatiheys.

Harlon Moss

Harlon työskentelee tällä hetkellä Difference Wikin laadunvalvojana ja sisällönkirjoittajana. Hän valmistui Kalifornian yliopistosta vuonna 2010 tietojenkäsittelytieteeksi. Seuraa häntä Twitterissä @HarlonMoss


Suuruudet: Tähtien kirkkauden mittaaminen

Jos olet havainnut yötaivasta, olet huomannut, että jotkut tähdet ovat kirkkaampia kuin toiset. Pohjoisen pallonpuoliskon talvitaivaan kirkkain tähti on Sirius, "Koiran tähti", joka seuraa Orionia öisin matkansa läpi taivaan. Lyran harpun tähtikuviossa Vega loistaa kirkkaimmin kesätaivaalla. Kuinka kirkas Sirius on verrattuna tähtitaivaisiinsa yön taivaalla? Kuinka se vertaa Vegaan, joka on vastaava kesätaivaalla? Kuinka kirkkaat nämä tähdet ovat verrattuna kuun pinnalta heijastuvaan valoon? Venuksen pinnalta?

Menetelmä, jota tänään käytämme tähtien näennäisen kirkkauden vertaamiseen, on juurtunut muinaisiin aikoihin. Hipparchus, kreikkalainen tähtitieteilijä, joka asui toisella vuosisadalla eKr., Yleensä hyvitetään järjestelmän muotoilemisesta tähtien kirkkauden luokittelemiseksi. Hän kutsui jokaisen tähtikuvion kirkkaimman tähden "ensimmäiseksi suuruudeksi". Vuonna 140 jKr Ptolemaios tarkensi Hipparchuksen järjestelmää ja käytti asteikolla 1 - 6 tähtien kirkkauden vertailua, joista yksi oli kirkkain ja kuusi heikointa. Tähtitieteilijät 1800-luvun puolivälissä määrittivät nämä luvut ja muuttivat Kreikan vanhaa järjestelmää. Mittaukset osoittivat, että ensimmäisen suuruusluokan tähdet olivat sata kertaa kirkkaampia kuin kuudennentoista tähdet. On myös laskettu, että ihmissilmä havaitsee yhden suuruuden muutoksen 2,5 kertaa kirkkaammaksi, joten muutos 5 suuruudessa näyttää olevan 2,5 5 (tai noin 100) kertaa kirkkaampaa. Siksi 5 suuruuseron on määritelty olevan yhtä suuri kuin näennäisen kirkkauden kerroin täsmälleen 100.

Tästä seuraa, että yksi suuruus on yhtä suuri kuin viides juuri 100 tai noin 2,5, joten kahden kohteen näennäistä kirkkautta voidaan verrata vähentämällä niiden yksittäisten suuruuksien ero ja nostamalla 2,5 tämän eron suuruiseen tehoon. Esimerkiksi Venuksella ja Siriuksella on ero noin 3 suuruusluokkaa. Tämä tarkoittaa, että Venus näyttää 2,5 3 (tai noin 15) kertaa kirkkaammalta ihmissilmälle kuin Sirius. Toisin sanoen, kestää 15 tähteä Siriusin kirkkaudella yhdessä taivaalla vastaamaan Venuksen kirkkautta. Siriusilla, talvitaivaan kirkkaimmalla näennäistähdellä, ja Auringolla on näennäinen suuruusero noin 25. Tämä tarkoittaa, että tarvitsemme 2,5 25 tai noin 9 miljardia Sirius-tyyppistä tähteä yhdessä paikassa, jotta loistaisimme yhtä kirkkaasti kuin Aurinkomme! Täysikuu näyttää olevan 10 magnitudia kirkkaampi kuin Jupiter 2.510 on suunnilleen 10000, joten tarvitsisi 10000 Jupiteriä näyttämään yhtä kirkkaalta kuin täysikuu.

Tässä mittakaavassa jotkut esineet ovat niin kirkkaita, että niiden suuruus on negatiivinen, kun taas tehokkaimmat teleskoopit ovat paljastaneet heikkoja 30: n suuruisia esineitä. Hubble-avaruusteleskooppi pystyy "näkemään" esineitä noin +30: n voimakkuudelle. Sirius on taivaan kirkkain tähti, jonka näennäinen voimakkuus on -1,4, kun taas Vega on lähes nolla magnitudia (-0,04).


Johdatus tähtitieteeseen ja # 8211 näennäinen suuruus

Eilen olen käyttänyt termiä & # 8220ilmeinen suuruus & # 8221 artikkelissani Antlia-tähdistöstä. Koska jotkut teistä saattavat olla uusia tähtitieteessä, päätin aloittaa uuden artikkelisarjan, joka esittelee teille aiheen. Sarjan jokainen artikkeli keskittyy yhteen tähtitieteessä käytettyyn tieteelliseen termiin. Sarja ei ole tavallinen sarja: Kirjoitan artikkelin vasta, kun olen käyttänyt monimutkaista tähtitieteellistä termiä, jonka jotkut teistä tarvitsevat minun selittävän.

Näennäinen suuruus (merkitty muodossa m) on taivaankappaleen mitta sen kirkkaudesta, jonka tarkkailija näkee maapallolla. Koska taivaankappaleen näennäinen kirkkaus riippuu ilmakehän olosuhteista, suuruus on normalisoitu siihen arvoon, joka sillä olisi ilman maapallon ilmakehää. Mitä kirkkaampi esine näkyy, sitä pienempi on sen suuruusarvo. Kohteella voi olla negatiivinen näennäinen suuruus, kun se on erittäin kirkas.

Asteroidi 65 Cybele ja 2 tähteä, joiden suuruus on merkitty. Kuvahyvitys: Kevin Heider.

Näkyvän suuruusasteikon alkuperä

Asteikko, jota käytämme antiikin Kreikasta peräisin olevan kohteen näennäisen suuruuden määrittelemiseen. Ptolemaios popularisoi sen, mutta sen uskotaan yleensä luoneen Hipparchus. Alun perin kaikki paljaalla silmällä näkyvät tähdet jaettiin kuuteen suuruudet. Kirkkaimpien tähtien sanottiin olevan ensimmäisen suuruusluokan (m = 1), kun taas heikoimmat tähdet olivat kuudennen suuruisia (m = 6) juuri ihmisen visuaalisen havainnon rajalla ilman kaukoputken apua. Kukin suuruusluokka katsottiin kaksinkertaiseksi seuraavan asteen kirkkaudeksi logaritmisen asteikon mukaisesti. Tämä alkuperäinen järjestelmä ei mitannut Auringon eikä Kuun suuruutta.

Vuonna 1856 Norman Robert Pogson virallistti järjestelmän määrittelemällä tyypillisen ensimmäisen suuruusluokan tähden tähdeksi, joka on 100 kertaa kirkkaampi kuin tyypillinen kuudennen voimakkuuden tähti. Siksi kukin suuruusluokka ei ole enää kaksinkertainen seuraavan luokan kirkkauteen, vaan noin 2,512 kertaa. 100: n viides juuri tunnetaan nimellä Pogson & # 8217s -suhde.

Moderni järjestelmä ei ole enää rajoitettu kuuteen suuruuteen tai vain näkyvään valoon. Erittäin kirkkailla esineillä on negatiivinen suuruus. Esimerkiksi taivaalla näkyvin kirkkain tähti Siriuksen näennäinen suuruus on –1,4. Täysikuun keskimääräinen näennäinen suuruus on –12,74 ja Auringon näennäinen –26,74. Joidenkin Hubble-avaruusteleskoopin lähellä sijaitsevien heikkojen tähtien suuruus on 30 tai enemmän.


Absoluuttinen ja näennäinen suuruus: Kirkkauden mitat

Olen joskus viitannut eri tähtien ja muiden taivaan esineiden kirkkauteen. Haluan kertoa teille, kuinka tähtitieteilijät mittaavat kirkkautta.

Ensimmäinen termi, joka sinun on tiedettävä, on & # 8220näennäinen suuruus & # 8221, mikä on vain hienostunut tapa sanoa kuinka kirkas esine näyttää olevan, yleensä katsottuna maan pinnalta.

Toinen termi on & # 8220 absoluuttinen suuruus & # 8221, mikä tarkoittaa, että jos asetat tähdet samalle etäisyydelle maasta, mikä kirkkaus olisi silloin?

Sallikaa minun nyt selittää numerointi-asteikko, jota käytetään tämän kirkkauden ilmaisemiseen. Tässä se tuntuu hullulta. Katsot, mitä kirkkaampi esine on, alempi numero on. Esimerkiksi kirkkaimman kohteen, auringon, näennäinen suuruus on -26,74. Seuraava kirkkain tähti, Sirius, saapuu & # 8220 vain & # 8221 -1.46.

Erityinen asteikko ulottuu kreikkalaiseen kirjailijaan Hipparchukseen 1. vuosisadalla eKr. Hän nimitti kirkkaimmat 20 tähteä ensimmäisen asteen tähdiksi ja himmein kuudeksi asteiksi. Tämä oli melko yksinkertainen tapa kuvata kirkkautta, ennen kuin kirkkauden tarkkaan mittaamiseen oli olemassa kaukoputkia tai instrumentteja. Tähdet, jotka ovat liian himmeitä paljaalla silmällä nähdäkseen, ovat 7. astetta tai matalampia.

Lopulta, kun suuruusmittaus aloitettiin, alettiin kirjoittaa desimaalilomaketta. Tämän järjestelmän muodosti vuonna 1856 englantilainen tähtitieteilijä nimeltä Norman Robert Pogson (1829-1891). Hänen järjestelmässään ensimmäisen asteen tähti on sata kertaa kirkkaampi kuin kuudennen asteen tähti, joten jokainen aste edustaa noin 2,5-suhdetta, jota joskus kutsutaan & # 8220Pogson & # 8217s -suhteeksi & # 8221. Sinulle matematiikan nerdsille tarkka summa on 100: n viides juuri.

Pogson & # 8217s -järjestelmässä North Star, Polaris, määritettiin asteikoksi 2.0, mutta tätä muutettiin myöhemmin, koska Polaris & # 8217: n suuruus vaihtelee hieman ajan myötä. Vega-tähti on nyt määritelty 0,00-suuruudeksi. On neljä tähteä kirkkaampaa kuin Vega, mikä tarkoittaa välttämättä sitä, että niiden suuruus on negatiivinen.

Tässä on luettelo taivaan 10 kirkkaimmasta kohteesta (planeetat ja kuu on lueteltu kirkkaimmillaan, mutta ne vaihtelevat ajan myötä). On huomattava, että on olemassa erilaisia ​​mahdollisia tapoja mitata tähtien näennäinen suuruus, ja saatat nähdä ne hieman eri järjestyksessä. Katso alempaa Wikipedia, Luettelo kirkkaimmista tähdistä lisätietoja näistä muunnelmista.

  1. Aurinko: -26,74
  2. Kuu: -12,74
  3. Venus: -4,89
  4. Jupiter: -2,94
  5. Mars: -2,91
  6. Elohopea: -2,45
  7. Sirius: -1,46 (tähti Canis Majorissa)
  8. Canopus: -0,74 (tähti Carinassa *)
  9. Saturnus: -0,49
  10. Rigil Kentaurus: -0,27 (tähti Centaurus *)

* Huomaa: Carina ja Centaurus voidaan nähdä vain eteläiseltä pallonpuoliskolta.

Nyt absoluuttiseen suuruuteen. Tämä määritellään kirkkaudeksi, jonka esineellä olisi, jos se katsottaisiin normaalilta etäisyydeltä (10 parsekkiä tai 32,6 valovuotta), säätämällä tähtienväliselle pölylle. He voivat myös mitata sitä eri valokaistoilla, mutta en kestänyt sinulle selitystä siitä. Katso Wikipedia, absoluuttinen suuruus lisätietoja tästä. Varoitus: tällä sivulla on paljon monimutkaista matematiikkaa. Huomaa myös, että parsekki on etäisyyden mitta, ei aika, kuten ensimmäisessä Tähtien sota -elokuvassa tarkoitetaan.

Measurement of absolute magnitude is made with an instrument called a bolometer, and varies based on what type of light wavelength you’re looking at.

Some stars are so bright that they would appear brighter than the planets and cast shadows if they were only 10 parsecs away. For example, Rigel is -7.0, Deneb is -7.2, and Betelgeuse in Orion has an absolute magnitude of -5.6. By comparison, Sirius is 1.4, much brighter than the Sun’s absolute magnitude 4.83.

Apparent magnitude for objects in the solar system is based on supposing that the object were a standard distance of 1 Astronomical Unit (about 93 million miles, or the distance between the Sun and Earth) from both the Sun and the observer.

So now you know the difference between apparent and absolute magnitude. Now if someone asks how to measure the brightness of stars, you’ll know the answer!