Wielkość gwiazdowa: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
m Anulowanie wersji 56414430 autorstwa 176.96.167.6 (dyskusja) - błąd jest choć nie tutaj Znacznik: Anulowanie edycji |
|||
Linia 1: | Linia 1: | ||
'''Wielkość gwiazdowa''' – pozaukładowa [[jednostka miary]] stosowana do oznaczania blasku [[gwiazda|gwiazd]] (nie mylić z [[jasność (astronomia)|jasnością]]) i innych podobnych [[ciało niebieskie|ciał niebieskich]]. Jednostką wielkości gwiazdowej jest '''magnitudo''' (oznaczenie <sup>m</sup> lub ''mag''). W [[fizyka|fizyce]], do wyrażenia wartości [[Natężenie oświetlenia|natężenia światła]], zazwyczaj używa się [[Luks (fotometria)|luksów]], jednakże w [[astronomia|astronomii]], ze względów praktycznych i historycznych, nadal stosuje się magnitudo. |
'''Wielkość gwiazdowa''' – pozaukładowa [[jednostka miary]] stosowana do oznaczania blasku [[gwiazda|gwiazd]] (nie mylić z [[jasność (astronomia)|jasnością]]) i innych podobnych [[ciało niebieskie|ciał niebieskich]]. Jednostką wielkości gwiazdowej jest '''magnitudo''' (oznaczenie <sup>m</sup> lub ''mag''). W [[fizyka|fizyce]], do wyrażenia wartości [[Natężenie oświetlenia|natężenia światła]], zazwyczaj używa się [[Luks (fotometria)|luksów]], jednakże w [[astronomia|astronomii]], ze względów praktycznych i historycznych, nadal stosuje się magnitudo. |
||
Różnica jasności (wyrażonej w magnitudo |
Różnica jasności (wyrażonej w magnitudo – <math>m_1</math> i <math>m_2</math>) ciał niebieskich odpowiada stosunkowi natężeń ich światła (<math>I_1</math> i <math>I_2</math>): |
||
:: <math>m_2 - m_1 = -2,5 \log_{10} \frac{I_2}{I_1}</math> |
:: <math>m_2 - m_1 = -2{,}5 \log_{10} \frac{I_2}{I_1}.</math> |
||
Zależność ta nazywana jest wzorem Pogsona<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko=Rybka |imię=Eugeniusz | |
Zależność ta nazywana jest wzorem Pogsona<ref>{{Cytuj książkę |nazwisko=Rybka |imię=Eugeniusz |tytuł= Astronomia ogólna |data=1952 |wydawca=[[Wydawnictwo Naukowe PWN|Państwowe Wydawnictwo Naukowe]] |miejsce=Warszawa| strony = 335}}</ref>. |
||
== Historia == |
== Historia == |
||
Magnitudo są jednostkami spopularyzowanymi przez [[Klaudiusz Ptolemeusz|Ptolemeusza]] w jego ''[[Almagest|Almageście]]'' ok. [[140]] r. n.e., ale prawdopodobnie wynalezione przez [[Hipparchos z Nikei|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 wiek]]u. 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 skalę rozszerzono o dodatkowe wielkości: początkowo 7<sup>m</sup>, potem 8<sup>m</sup> |
Magnitudo są jednostkami spopularyzowanymi przez [[Klaudiusz Ptolemeusz|Ptolemeusza]] w jego ''[[Almagest|Almageście]]'' ok. [[140]] r. n.e., ale prawdopodobnie wynalezione przez [[Hipparchos z Nikei|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 wiek]]u. 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 skalę rozszerzono o dodatkowe wielkości: początkowo 7<sup>m</sup>, potem 8<sup>m</sup> itd., aby mieć możliwość uwzględnienia gwiazd niewidocznych gołym okiem. Najjaśniejsze obiekty mają ujemną wartość magnitudo (np. [[Syriusz]]: −1,47<sup>m</sup>). |
||
W [[1856]] roku [[Norman Robert Pogson|Norman Pogson]] zauważył, że tradycyjny system można uściślić, przyjmując, że różnica jasności równa 5 wielkości gwiazdowych odpowiada stosunkowi natężeń oświetlenia równemu 1:100. Łatwo obliczyć, że dla gwiazd różniących się o jedną wielkość gwiazdową, czynnik ten równa się pierwiastkowi piątego stopnia ze 100. Liczba ta, zwana [[czynnik Pogsona|czynnikiem Pogsona]], równa się w przybliżeniu 2,51188643150958. Pogson jako punkt odniesienia swojej skali użył [[Gwiazda Polarna|Gwiazdy Polarnej]] i przypisał jej wielkość 2<sup>m</sup>. Od tego czasu okazało się, że jest to [[gwiazda zmienna]], jednak zasada pozostała niezmieniona. |
W [[1856]] roku [[Norman Robert Pogson|Norman Pogson]] zauważył, że tradycyjny system można uściślić, przyjmując, że różnica jasności równa 5 wielkości gwiazdowych odpowiada stosunkowi natężeń oświetlenia równemu 1:100. Łatwo obliczyć, że dla gwiazd różniących się o jedną wielkość gwiazdową, czynnik ten równa się pierwiastkowi piątego stopnia ze 100. Liczba ta, zwana [[czynnik Pogsona|czynnikiem Pogsona]], równa się w przybliżeniu 2,51188643150958. Pogson jako punkt odniesienia swojej skali użył [[Gwiazda Polarna|Gwiazdy Polarnej]] i przypisał jej wielkość 2<sup>m</sup>. Od tego czasu okazało się, że jest to [[gwiazda zmienna]], jednak zasada pozostała niezmieniona. |
||
Linia 16: | Linia 17: | ||
Niektóre chłodniejsze gwiazdy, takie jak [[czerwony olbrzym|czerwone olbrzymy]] i [[Czerwony karzeł|czerwone karły]], emitują mało energii w zakresie barwy niebieskiej i w skali [[UBV]] są „niedoszacowane”. Przykładowo, niektóre gwiazdy klas L czy T mają wielkość mierzoną w systemie UBV rzędu 100<sup>m</sup>. Dzieje się tak dlatego, że emitują znaczne ilości energii nie w zakresie światła widzialnego, ale w [[podczerwień|podczerwieni]]. |
Niektóre chłodniejsze gwiazdy, takie jak [[czerwony olbrzym|czerwone olbrzymy]] i [[Czerwony karzeł|czerwone karły]], emitują mało energii w zakresie barwy niebieskiej i w skali [[UBV]] są „niedoszacowane”. Przykładowo, niektóre gwiazdy klas L czy T mają wielkość mierzoną w systemie UBV rzędu 100<sup>m</sup>. Dzieje się tak dlatego, że emitują znaczne ilości energii nie w zakresie światła widzialnego, ale w [[podczerwień|podczerwieni]]. |
||
Przy pomiarze wielkości gwiazd szczególnie ważne jest, aby mierzyć „podobne-podobnym”. Dobrym przykładem jest błona filmowa |
Przy pomiarze wielkości gwiazd szczególnie ważne jest, aby mierzyć „podobne-podobnym”. Dobrym przykładem jest błona filmowa – bardziej czuła na światło czerwone, przez co wyniki pomiarów przy jej użyciu mogą być nawet odwrotne niż obserwacje realizowane za pomocą ludzkiego oka. Przykładowo [[Betelgeza]], o wielkości ok. 1<sup>m</sup> wygląda na filmie na jaśniejszą niż [[Rigel]] (0<sup>m</sup>). |
||
Po wytrenowaniu oraz przy zastosowaniu odpowiedniej metody, ludzkie oko może określić różnicę w wielkości między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 magnitudo. |
Po wytrenowaniu oraz przy zastosowaniu odpowiedniej metody, ludzkie oko może określić różnicę w wielkości między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 magnitudo. |
Wersja z 02:09, 16 cze 2020
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). W fizyce, do wyrażenia wartości natężenia światła, zazwyczaj używa się luksów, jednakże w astronomii, ze względów praktycznych i historycznych, nadal stosuje się magnitudo.
Różnica jasności (wyrażonej w magnitudo – i ) ciał niebieskich odpowiada stosunkowi natężeń ich światła ( i ):
Zależność ta nazywana jest wzorem Pogsona[1].
Historia
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 skalę rozszerzono o dodatkowe 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 różnica jasności równa 5 wielkości gwiazdowych odpowiada stosunkowi natężeń oświetlenia równemu 1:100. 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
- Osobny artykuł:
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 „niedoszacowane”. Przykładowo, 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 szczególnie ważne jest, aby mierzyć „podobne-podobnym”. Dobrym przykładem jest błona filmowa – bardziej czuła na światło czerwone, przez co wyniki pomiarów przy jej użyciu mogą być nawet odwrotne niż obserwacje realizowane za pomocą ludzkiego oka. Przykładowo Betelgeza, o wielkości ok. 1m wygląda na filmie na jaśniejszą niż Rigel (0m).
Po wytrenowaniu oraz przy zastosowaniu odpowiedniej metody, ludzkie oko może określić różnicę w wielkości między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 magnitudo.
Wielkość absolutna
- Osobny artykuł:
Oprócz widomej wielkości gwiazdowej (tzn. takiej jaka jest obserwowana z Ziemi) określana też jest tak zwana absolutna wielkość gwiazdowa. Dla obiektów poza Układem Słonecznym jest definiowana jako wielkość, jaką miałoby dane ciało obserwowane z odległości 10 parseków. Można ją obliczyć, jeśli znana jest wielkość obserwowana danego ciała oraz odległość do niego. Przy porównywaniu jasności gwiazd, absolutna wielkość gwiazdowa pozwala na wyeliminowanie czynnika związanego z miejscem obserwacji.
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).
Przypisy
- ↑ Eugeniusz Rybka: Astronomia ogólna. Warszawa: Państwowe Wydawnictwo Naukowe, 1952, s. 335.