Wielkość gwiazdowa

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania

Wielkość gwiazdowa – pozaukładowa jednostka miary stosowana do oznaczania blasku gwiazd (nie mylić z jasnością) i innych podobnych ciał niebieskich. Jednostką wielkości gwiazdowej jest magnitudo (oznaczenie m lub mag). Zazwyczaj w fizyce do wyrażenia wartości natężenia światła używa się luksów, jednakże ze względów praktycznych i historycznych w astronomii stosuje się nadal magnitudo.

Historia[edytuj | edytuj kod]

Magnitudo są jednostkami spopularyzowanymi przez Ptolemeusza w jego Almageście ok. 140 r. n.e., ale prawdopodobnie wynalezione przez Hipparcha, który wszystkie gwiazdy sklasyfikował pod względem blasku na 6 grup. Najjaśniejsze gwiazdy miały wielkość 1, najsłabsze widoczne gołym okiem 6. Skala ta była w użyciu jeszcze na początku XIX wieku. Była to skala odwrócona (i to się nie zmieniło do dziś), tzn. im jaśniejsza gwiazda tym niższa wielkość gwiazdowa była jej przypisana. W połowie XIX wieku rozszerzono ją o wielkości początkowo 7m, potem 8m, itd., aby mieć możliwość uwzględnienia gwiazd niewidocznych gołym okiem. Najjaśniejsze obiekty mają ujemną wartość magnitudo (np. Syriusz: −1,47m).

W 1856 roku Norman Pogson zauważył, że tradycyjny system można uściślić przyjmując, że ilość światła dochodząca od gwiazd różniących się o 5 wielkości gwiazdowych różni się o czynnik 100. Łatwo obliczyć, że dla gwiazd różniących się o jedną wielkość gwiazdową czynnik ten równa się pierwiastkowi piątego stopnia ze 100. Liczba ta, zwana czynnikiem Pogsona, równa się w przybliżeniu 2,51188643150958. Pogson jako punkt odniesienia swojej skali użył Gwiazdy Polarnej i przypisał jej wielkość 2m. Od tego czasu okazało się, że jest to gwiazda zmienna, jednak zasada pozostała niezmieniona.

Wielkość obserwowana[edytuj | edytuj kod]

Sprawa pomiaru wielkości gwiazdowej komplikuje się jednak, jeśli uświadomimy sobie, że światło ciał niebieskich nigdy nie jest monochromatyczne. Czułość odbiornika światła różni się w zależności od długości fali światła, a także od rodzaju samego odbiornika. Z tego powodu konieczne jest podawanie sposobu pomiaru wielkości, by miał on wartość naukową (i by był porównywalny z innymi pomiarami). W powszechnym użyciu jest system UBV, w którym wielkość mierzy się w trzech zakresach fal: U (jego środek przypada na długość fali ok. 350 nm, w pobliżu ultrafioletu), B (środek około 435 nm, w pobliżu barwy niebieskiej) i V (około 555 nm, pośrodku zakresu widzialności ludzkiego oka). Ostatni zakres, V, w przybliżeniu odpowiada zakresowi ludzkiego oka, zwykle więc wielkość podana bez żadnego dodatkowego określenia jest wielkością V. Nieco mniej popularne, ale także często używane, są kolejne standardowe kolory odpowiadające barwie czerwonej i obserwacjom w zakresie podczerwieni: R (około 700 nm), I (około 900 nm), J (około 1,25 mikrometra), H (około 1,65 mikrometra) i K (około 2,2 mikrometra).

Niektóre chłodniejsze gwiazdy, takie jak czerwone olbrzymy i czerwone karły, emitują mało energii w zakresie barwy niebieskiej i w skali UBV są "niedoceniane". Dla przykładu niektóre gwiazdy klas L czy T mają wielkość mierzoną w systemie UBV rzędu 100m. Dzieje się tak dlatego, że emitują znaczne ilości energii nie w zakresie światła widzialnego, ale w podczerwieni.

Przy pomiarze wielkości gwiazd jest szczególnie ważne, aby mierzyć podobne podobnym. Dla przykładu błona filmowa jest bardziej czuła na światło czerwone i wyniki pomiarów przy jej użyciu mogą być nawet odwrotne niż za pomocą oka. Np. Betelgeza o wielkości ok. 1m wygląda na filmie na silniejszą od Rigla (0m).

Po wytrenowaniu i stosując odpowiednią metodę, ludzkie oko może określić różnicę w wielkości między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 magnitudo.

Wielkość absolutna[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Absolutna wielkość gwiazdowa.

Oprócz widomej wielkości gwiazdowej (tzn. takiej jaka jest obserwowana z Ziemi) określana też jest tak zwana absolutna wielkość gwiazdowa. Jest to wielkość, jaką miałoby dane ciało obserwowane z odległości 10 parseków. Można ją obliczyć, jeśli znamy wielkość obserwowaną danego ciała oraz odległość do niego. Pozwala ona na wyeliminowanie czynnika odległości przy porównywaniu jasności gwiazd.

Dla ciał Układu Słonecznego takich, jak planety, komety i planetoidy, stosuje się zupełnie inną skalę absolutnych wielkości gwiazdowych. Dla tych obiektów określa się ją jako hipotetyczną wielkość gwiazdową, gdy obserwator znajduje się w odległości 1 jednostki astronomicznej od danego obiektu, a miejscem obserwacji jest powierzchnia Słońca (obserwujemy wtedy oświetloną stronę). Absolutna wielkość gwiazdowa tych ciał zależy od ich rozmiarów oraz albedo (zdolności odbijania światła).