Астрономия

Каков предел видимой звездной величины для невооруженного глаза?

Каков предел видимой звездной величины для невооруженного глаза?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Если вы только прочитаете вопрос, вы ответите: "Это зависит от светового загрязнения". Да, это так, но если вы находитесь в самом темном ночном небе (класс Бортла 1), какой величины будет самая тусклая звезда? В статье в Википедии о звездной величине написано, что +6,0 будет типичным пределом, но в статье о шкале Бортла я видел более слабую звездную величину +8.0. Итак, каков реальный предел?

Если вопрос уже задавался, дайте ссылку.


Классификация кажущейся величины произвольно была произведена Птолемеем. Его мысль заключалась в том, чтобы поставить 20 самых ярких звезд на первую позицию, менее яркие звезды на вторую позицию и так далее, вплоть до самых тусклых звезд, которым была дана шестая позиция. После применения закона Погсона мы смогли давать звёздам не только натуральные числа, но и числа с десятичными знаками. Когда мы начали использовать первые телескопы, мы поняли, что числа больше 6 имеют значение. Таким образом, естественным пределом невооруженного глаза является видимая величина +6. Здесь вы можете найти отличную работу итальянского Института науки и технологий по световому загрязнению, которая представляет собой типичный предел невооруженного глаза по сравнению со световым загрязнением каждой области.


Что такое величина в астрономии? Определение, Примеры

Величина (в астрономии, наблюдении за звездами и астрофотографии) просто мера яркости астрономического (небесного) объекта (например, звезда, подобная Бетельгейзе, или галактика, подобная галактике Андромеды).

Почему это так важно для астронома-любителя (в том числе и профессионала), звездочета и астрофотографа? Это очень просто - чем ярче объект, тем легче его увидеть, посмотреть и сфотографировать!


Характеристики [править | редактировать источник]

Видимая величина звезды - 5,49, поэтому она видна невооруженным глазом при подходящих условиях просмотра.

51 Пегаси имеет звездную классификацию G5V, что указывает на то, что это звезда главной последовательности, вырабатывающая энергию за счет термоядерного синтеза водорода в своем ядре. Эффективная температура хромосферы составляет около 5571 K, что придает 51 Pegasi характерный желтый оттенок звезды G-типа. По оценкам, ему от 6,1 до 8,1 миллиарда лет, что делает его несколько старше Солнца, с радиусом на 24% больше и на 11% массивнее. В звезде доля элементов, отличных от водорода / гелия, выше, чем у Солнца, что астрономы называют металличностью звезды. Звезды с более высокой металличностью, такие как эта, с большей вероятностью будут содержать планеты. В 1996 году астрономы Балиунас, Соколов и Сун измерили период вращения 51 пегаса, равный 37 дням.

Хотя в ходе исследования 1981 года предполагалось, что звезда переменная, последующие наблюдения показали, что в период с 1977 по 1989 год почти не было хромосферной активности. Дальнейшее исследование между 1994 и 2007 годами показало аналогичный низкий или ровный уровень активности. Это, наряду с ее относительно низким рентгеновским излучением, предполагает, что звезда может находиться в минимальном периоде Маундера, в течение которого звезда производит меньшее количество звездных пятен.


Предел 7,6 - это крайний предел, один на миллион, который может быть достигнут человеком с отличной остротой зрения в идеальных условиях (возможно, в море в 200 км от ближайшего побережья, в безлунную ночь на безоблачном небе). Среднестатистический человек вряд ли увидит больше 4-й величины в городах и больше 6-й величины в стране.

Обратите внимание, что в таблице приведены максимальные видимые величины 5,1 и 5,5 для Урана и Весты, что значительно ярче, чем у Нептуна 7,78, и даже они не были обнаружены до появления телескопов.

Вот еще одна причина. Вы знаете, сколько на небе объектов величиной менее 7,6? Ответ - примерно 30 тысяч! Относительно легко заметить "большую пятерку" и идентифицировать их как планеты, потому что на всем небе есть только две звезды ярче Сатурна в оппозиции. Но если у вас нет фотографической памяти или вы не составляете подробные звездные карты, чтобы зарабатывать себе на жизнь, вы не сможете распознать Уран, Весту и Нептун как планеты, в лучшем случае вы заметите их и будете считать их обычными звездами.

У меня была возможность сегодня вечером провести некоторое время, глядя на поле, включая Нептун в Козероге. Сначала я нанёс планету на атлас Тириона, а затем быстро посмотрел в бинокль 6x30 мм, чтобы убедиться, что это правильно. Планета удачно расположена в том смысле, что она малолюдна и находится внутри астеризма удобных звезд, так что дальнейшая ссылка на атлас не нужна.

Короче говоря, я этого не видел. Звезда HD 202890, которая сейчас находится недалеко к юго-востоку от планеты, была видна неоднократно. Это гигант K0 с V = 6.9. Я также получал более прерывистые проблески ближайшего 31 Cap при V = 7.1. Нептун с V = 7,7, я думаю, не будет виден с этой широты до тех пор, пока он не окажется к северу от экватора. Придется немного подождать! Это должно быть простым и терпеливым из Чили или где-то еще на юге.​

Сайлас, спасибо, что раскопал это!

Хомяк, я согласен, что люди наверняка не заметили бы Нептуна, если бы не начали его активно искать. Однако есть много астрономов-любителей, которые пытаются обнаружить слабые объекты невооруженным глазом.

В течение нескольких лет Брент Арчинал и я задавались вопросом о предельных величинах, определенных невооруженным глазом Хебером Кутисом в обсерватории Лик на рубеже веков. Он утверждал, что видит внизу магнит. 8, но нам было интересно, каковы современные стандартные звездные величины V. Я откопал соответствующую публикацию (1901 Lick Obs. Bulletin, 2, 67) и поискал звезды (к счастью, короткий и четко обозначенный список). Имена приведены ниже вместе с V и B-V из каталогов Hipparcos / Tycho, а также звездной величиной, которую Кертис дал для тех же звезд. Я использую данные H / T для удобства, они должны быть надежными с точностью до пары процентов, и сравнение с данными, собранными в SIMBAD из обычных источников, показывает, что эти числа подходят для данной цели. Комментарии Кертиса также показаны для большинства звезд.

Как можно видеть, самая тусклая звезда, которую он надежно видел, имеет V = 8,44, а также были видны две другие звезды ниже V = 8,0 и одна при 7,98. Как и следовало ожидать, он в целом лучше справился с областью, близкой к верху над головой вокруг T UMa, чем на поле T Vir, в нескольких градусах к югу от экватора (Lick находится примерно на широте +37,4). Одно это уже многое говорит вам о наблюдениях, кроме наблюдений вблизи меридиана.

По сути, они воспроизводят результаты Дэйва Нэша на вечеринке Nebraska Star Party несколько лет назад, когда он провел двойной слепой тест, используя звезды в голове Драко, и увидел V = 8,2. Зимними и весенними ночами на нашем участке Меса Андерсона я использую звезду в Коме с V = 7,8 в качестве теста на прозрачность и обычно вижу ее.

Комментарии Star V B-V Curtis
HD 106384 6,56 0,28 6,52 [FG Vir, sl var]
HD 107830 7,19 0,43 7,20 легко видно
HD 105654 7,23 0,40 7,31 видно довольно легко
HD 106515 7,34 0,82 7,42 легко видно
HD 106622 7,47 0,93 8,1 видел без проблем последние две ночи
HD 106579 8,44 0,44 8,3 видна, возможно, со значительными трудностями
пятая часть испытаний не удалась

HD 110275 7,98 0,24 8,1 наблюдается один или два отказа
HD 110408 8.08 0.53 8.2 просмотрено
HD 110104 8,21 1,12 8,3 видится с трудом
BD + 60 1415 8,98 1,35 8,5 время от времени очень сомнительно


Зависимость видимой величины звезды от времени экспозиции

Trollmannx писал:

alexisgreat написал:

Я не уверен, что когда-либо видел этот вопрос раньше, но какое время экспозиции необходимо, чтобы запечатлеть звезды данной звездной видимой величины?

В качестве примера, позвольте saxy ISO 3200 f / 2.8 выдержку 1 секунда? 2-й магазин? 5-й? И насколько это влияет на световое загрязнение? В приведенном выше примере, допустим, мы говорим об ограничении 4-й величины в Нью-Йорке по сравнению с 7-й величиной в горах Поконос?

Визуально формула Log D * 5 + 7 - это то, за что цепляются производители (это означает, что вы можете увидеть звезду с величиной 12 в телескоп 10 см). Реальный предел зависит от наблюдателя, от того, насколько высоко в небе находится звезда, от прозрачности и турбулентности атмосферы. D - апертура в см.

Пример: телескоп с апертурой 10 см.

Расчет журнала (10) * 5 + 8,5 = 1 * 5 + 7 = 12 mag.

С моим Atik и телескопом 110/620 мм формула Log D * 5 + 15 (то есть 20 mag) подойдет для нескольких изображений, сделанных в хороших условиях с несколькими пятиминутными подводными камерами, почти идеальной фокусировкой, великолепным пропусканием и устойчивой атмосферой. ).

Я только что сделал быструю проверку со своего заднего двора, используя Vega (высоко в небе), Nikon D3200 50mm f / 1.8 при f / 2.8 на байонете Los Mandy GM100. Ниже показан результат с одной 30-секундной экспозицией (справа) рядом с соответствующей картой звездного неба (слева). На снимке хорошо видны звезды до +11,4.

При диафрагме 50 мм при диафрагме f / 2,8 и диафрагме 1,8 см. Журнал (1,8) * 5 + 8,5 = 9,8. Для моей установки уравнение предсказывает 1,6 звездной величины слишком низко.

Затем я повторил снимок с iso800 с 50 мм f / 2,8, но с 9x4 сек и сложил результаты вместе. Это дает 32 секунды общей экспозиции по сравнению с предыдущими 30 секундами, но достигает «только» +11,1. Так что алгоритм стекирования немного потерял. Есть много других факторов.

В мае 1975 года Томас Фаулер опубликовал «Номограмму для астрофотографов» в газете «Небо и телескоп» (стр. 353). В нем перечислены самые слабые звезды, регистрируемые с помощью эмульсии Kodak & rsquos 102a-O с телескопами разного фокусного расстояния и апертуры, на основе работы Джорджа Абелла. В статье также говорится, что эти уравнения применимы только к пленке, в которой устранен отказ взаимности, то есть к эмульсии 102a-O. В нем утверждается, что свечение неба ограничивает максимальное используемое время экспозиции, t_max = 1,6 * f # ** 2, и что самая слабая регистрируемая звезда, m_lim = 5 * log (f [дюйм]) + 10, является функцией только фокусного расстояния.

Камеры CCD не имеют отказа взаимности, квантовая эффективность & # 160CCD составляет около 0,4 & # 160, а максимальная длина общей экспозиции не ограничивается ограничениями отдельных экспозиций. Уравнение Фаулера предсказывает +11,5 как предел для 50 мм (f = 2 дюйма) & # 160 линзы & # 160hmm.

rnclark написал:

alexisgreat написал:

Это очень интригующая тема (во всяком случае, для меня, и для вас она тоже кажется такой же). В «Облачные ночи» у нас была долгая дискуссия о том, какие места самые темные в мире и как люди могут тускло видеть звездный свет. Цифра 8,5 - это та цифра, которую я нашел в своем исследовании, и чтобы получить некоторое представление о том, на что это может быть похоже, я запустил свою программу Starry Night и установил предельную звездную величину 8,5 и увидел свой рабочий стол, усеянный 100000 звезд ( Я считаю, что 8,5 - это также предел для известного звездного атласа под названием Уранометрия.) Однако в Cloudy Nights мне сказали, что с большим FOV визуальная предельная величина намного ярче, но эта 8,5 достижима только при визуальном взгляде на малый FOV. . Другими словами, при высоте, скажем, 100 градусов неба, даже из самых темных мест, 6.5 все еще является пределом.

Да, это помогает ограничить поле зрения. Ночное небо довольно яркое, поэтому уменьшение этого света от всего неба помогает глазу адаптироваться даже к более слабым сигналам. Таким образом, глядя в телескоп, обычно можно увидеть более слабые звезды, чем при взгляде на все небо, и проецировать изображение из апертуры глаза на апертуру телескопа.

Затем мы перешли к обсуждению мест, где в узком поле зрения для некоторых наблюдателей с орлиным взглядом возможно зрение до 8,5, и упомянутыми местами были Мауна-Кеа, Гавайи, Анды, Юго-западная Африка (Намибия), Необжитая местность. Западной Австралии, Купола C в Антарктиде и некоторых мест на западе США, которые находятся высоко в Скалистых горах или на юго-западе пустыни (или, возможно, на Высоких равнинах, таких как Небраска).

Я наблюдал десятки, а может быть, и сотни ночей на Мауна-Кеа с помощью больших телескопов, и когда у меня была возможность, я попробовал сделать некоторые визуальные наблюдения (в том числе невооруженным глазом и в бинокль). По моему опыту, недостаток кислорода в организме на таких больших высотах снижает степень обморока. Может помочь дыхание кислородом.
У меня всегда получалось лучше, когда я спускался на высоту 9000 футов.

Я бы добавил Серенгети к очень темным сайтам. Но.

Нам есть о чем беспокоиться!

Еще одна вещь, которую следует учитывать, - это свечение воздуха. Есть экваториальное свечение и полярное свечение. Минимальное свечение (конечно, зависит от ночи) в районе 40-50 градусов широты. Так что западные США в отдаленных районах, включая Колорадо, Юту, Неваду, восточный Орегон, восточный Вашингтон, Айдахо, Вайоминг и Монтану, являются идеальными.

Конечно, лучше идти на юг, если вы пытаетесь сфотографировать южные объекты. Идеально было бы пойти на 45 градусов южной широты.

На самом деле, я откопал отчет наблюдателя, который исследовал необжитую местность и который нес с собой устройство, измеряющее световое загрязнение (или его отсутствие), и он достиг предела устройств и смог различить звезды с величиной 8,5 в Большом Магеллановом Облаке и нечто под названием «Мост Света», которое очень трудно увидеть визуально. Описание меня очень взволновало, и, возможно, однажды я спланирую поход, чтобы увидеть, как выглядит по-настоящему прозрачное небо! Он упомянул, что в радиусе 100 миль от него в любом направлении нет населенных пунктов!

Я уже писал об этом раньше здесь:

http://www.dpreview.com/forums/thread/3722785

Еще одна интересная вещь, о которой упоминалось, заключалась в том, что маленькие дети часто видят намного лучше, чем взрослые. Некоторые дети даже могут видеть луны Юпитера невооруженным глазом и даже могут обнаруживать движение луны в небе!

Да. Луна движется примерно на 12 градусов в день, то есть на 1/2 градуса в час, поэтому, когда рядом со звездой, изменение положения становится заметным очень быстро.


Астрономия - Ночное небо

Системы координат астрономии

Полезно (хотя и неправильно) представить, что все звезды закреплены внутри огромного кристаллического купола - небесной сферы.

Абсолютные расстояния между звездами менее важны, чем их угловое расстояние на небе. Согласно вавилонской системе измерения углов, расстояние от горизонта до зенита (прямо над головой) составляет 90 °. С севера на юг по горизонту 180 °.

Постоянные пропорции человеческого тела дают довольно точные ориентиры, которые вы можете использовать для оценки углового расстояния в ночном небе:

Азимутальный угол - это количество градусов, измеренное по часовой стрелке от истинного севера до позиции звезды, проецируемой на горизонт (от 0 до 360 °).

Высота звезды - это ее высота в градусах от горизонта (от -90 ° до + 90 °).

Эту систему координат можно использовать только в том случае, если также указано точное время, поскольку звезды движутся вокруг наблюдателя.

Самое очевидное в звездах - это то, что все они имеют разную яркость или видимую величину. Мы должны отличать это от абсолютной величины звезды (яркости, если бы она находилась на расстоянии точно 32 световых года). Заманчиво полагать, что более тусклые звезды - самые далекие, а более яркие - рядом. Это неправда, на самом деле сэр Артур Эддингтон заявил, что большинство ярких звезд, которые мы можем видеть, - это «Киты среди рыб». Есть много близлежащих звезд, которые слишком тусклые, чтобы их можно было различить.

В 130 г. до н. Э. Компания Hipparcos разработала шкалу видимой величины, в которой самые яркие звезды имели 1-ю звездную величину (1M), а самые слабые, видимые невооруженным глазом, имели 6-ю звездную величину. Так получилось, что звезда 1M в 100 раз ярче звезды 5M. Поскольку это логарифмическая шкала, разница между одной величиной и следующей почти в 2,5 раза.

Предел видимости невооруженным глазом - 6,5 м.

Бинокль 10 x 50 может показывать звезды размером до 9 миллионов

Телескопы большего размера могут обнаруживать большие величины.

Масштаб увеличен назад для объектов яркостью более 1M. Например

Телескопы большего размера могут обнаруживать большие величины.

Некоторые из наиболее ярких звезд образуют на небе группы, которые мы называем созвездиями. Большинство созвездий были названы очень давно греками или арабами. Люди думали, что могут видеть формы животных или их богов, и назвали созвездия их именами. В большинстве случаев очень трудно представить, как они увидели форму, которую должен представлять звездный узор, но мы все еще используем те же имена сегодня.

Регистрационный номер благотворительной организации 1149774 WYRE FOREST & amp DISTRICT UNIVERSITY ТРЕТЬЕГО ВОЗРАСТА


СОДЕРЖАНИЕ

Видно
типичный
человеческий глаз [1]
Очевидный
величина
Яркость
родственник
в Вегу
Количество звезд
ярче, чем
видимая звездная величина [2]
да −1.0 250% 1
0.0 100% 4
1.0 40% 15
2.0 16% 48
3.0 6.3% 171
4.0 2.5% 513
5.0 1.0% 1 602
6.0 0.40% 4 800
6.5 0.25% 9 096 [ 3 ]
Нет 7.0 0.16% 14 000
8.0 0.063% 42 000
9.0 0.025% 121 000
10.0 0.010% 340 000

Шкала, используемая сейчас для обозначения звездной величины, восходит к эллинистической практике деления звезд, видимых невооруженным глазом, на шесть. величины. Говорят, что самые яркие звезды на ночном небе имеют первую величину (м = 1), а самые слабые - шестой величины (м = 6), предел зрительного восприятия человека (без помощи телескопа). Каждая оценка величины считалась удвоенной яркостью следующей степени (логарифмическая шкала). Этот несколько грубый метод определения яркости звезд популяризировал Птолемей в своей работе. Альмагест, и считается, что он произошел от Гиппарха. Эта оригинальная система не измеряла величину Солнца.

В 1856 году Норман Роберт Погсон формализовал систему, определив типичную звезду первой величины как звезду, которая в 100 раз ярче типичной звезды шестой величины, таким образом, звезда первой величины примерно в 2,512 раза ярче звезды второй величины. Пятый корень из 100 известен как Коэффициент Погсона. [4] Масштаб Погсона был первоначально установлен путем присвоения Полярной звездной величины 2. Позже астрономы обнаружили, что Полярная звезда слегка изменчива, поэтому они сначала переключились на Вегу в качестве стандартной опорной звезды, а затем переключились на использование нулевых точек в таблице для измеренных потоков. [5] Величина зависит от диапазона длин волн (см. Ниже).

Современная система больше не ограничивается 6 величинами или только видимым светом. Очень яркие предметы имеют отрицательный величины. Например, Сириус, самая яркая звезда небесной сферы, имеет видимую величину –1,4. Современный масштаб включает в себя Луну и Солнце. Средняя видимая величина полной Луны составляет –12,74 [6], а Солнца - –26,74. [7] Космический телескоп Хаббла обнаружил звезды с величиной 30 в видимом диапазоне длин волн, а телескопы Кека обнаружили такие же тусклые звезды в инфракрасном диапазоне.


Настройки величины и яркости

В астрономии то, насколько яркий объект кажется наблюдателю, называется яркостью объекта. кажущаяся (визуальная) величина, и обозначается в SpaceEngine буквой m. Значения звездной величины следуют обратной логарифмической шкале: чем ниже значение, тем ярче объект, а уменьшение на 5 звездных величин соответствует увеличению яркости в 100 раз. Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом с очень темного неба на Земле, имеют звездную величину около 6-7 м, а самые яркие звезды имеют величину менее 1 м. Самая яркая звезда, Сириус, имеет отрицательную величину: -1,44 м. Солнце, видимое с Земли, имеет звездную величину -26,7 м.

В предельная величина для любого светоприемного устройства (например, глаза или фотоаппарата) - это величина самых слабых объектов, которые могут быть зарегистрированы устройством. Предельная величина невооруженного глаза составляет 6-7 м, в то время как наиболее способные наземные телескопы могут обнаруживать объекты до 28 м. SpaceEngine имеет возможность увеличить предельную звездную величину, аналогично сверхчувствительному зрению невооруженным глазом, что позволяет более четко видеть больше звезд и других небесных объектов. Это единственный способ увидеть далекие галактики и туманности в лучшем виде.

Информация о предельной звездной величине отображается в правом нижнем углу экрана «Limit: 7. m 00». Если предельная величина для всех объектов одинакова, будет отображаться только одно значение. Если галактики, звезды и планеты имеют разные настройки, то текущее значение для каждой из них будет отображаться независимо.

Параметры величины и освещения можно отрегулировать в Настройки величины / яркости меню, которое можно открыть, нажав [F7]или щелкнув значок шестеренки на нижней правой панели инструментов. Вы можете изменить предельную величину для всех объектов, нажав кнопку '[' а также ']' клавишами или с помощью кнопок на нижней правой панели инструментов. Чтобы изменить предельное значение звездной величины для планет, звезд и галактик / туманностей / звездных скоплений по отдельности, используйте показанное выше меню или нажмите кнопку '[' и ']' клавиши, удерживая [Сдвиг] для галактик / туманностей / скоплений, [Ctrl] для звезд, или [Ctrl]+[Сдвиг] для планет. Значения можно сбросить до значений по умолчанию, нажав кнопку По умолчанию в разделе меню предела величины или нажав кнопку на нижней правой панели инструментов.

Увеличение предельной величины до больших значений приведет к снижению производительности ПК.

Флажок для [Автоувеличение звездной величины галактик] позволяет автоматически увеличивать предельную звездную величину галактик до 16 м при нахождении камеры в межгалактическом пространстве. Это позволяет упростить визуальную навигацию между галактиками и наблюдение за крупномасштабной структурой Вселенной.

Общую яркость сцены можно изменить, отрегулировав экспозиция настройку яркости моделей галактик и туманностей можно изменить с помощью предел величины свечения настройка и равномерный белый свет, называемый окружающий свет, может использоваться для освещения планет и космических кораблей, это особенно полезно для просмотра темных сторон планет.

Экспозицию можно увеличить или уменьшить с помощью ползунка в меню, кнопок на нижней правой панели инструментов или кнопки [& lt] а также [& gt] ключи. Предел яркости свечения можно изменить с помощью ползунка освещения модели галактик в меню или с помощью кнопки [Ctrl]+[& lt] а также [Ctrl]+[& gt] ключи. Уровень внешней освещенности можно изменить с помощью ползунка в меню или с помощью [Сдвиг]+[& lt] а также [Сдвиг]+[& gt] ключи. Экспозиция может быть сброшена на значение по умолчанию с помощью кнопки на нижней правой панели инструментов, а все значения могут быть сброшены нажатием кнопки По умолчанию в разделе меню «Освещение моделей».

Для получения информации о Сверхяркий а также Обесцветить тусклые звезды варианты см. Графика.


Садалсууд / Бета Водолея - желтая звезда-сверхгигант спектрального класса G0 фунтов. Она в 2046 раз ярче нашего Солнца, имеет видимую величину 2,87 и абсолютную величину -3,04.

Садалсууд примерно на 100 К холоднее, чем наше Солнце, а средняя температура поверхности составляет около 5 608 К. Корона звезды также является известным источником рентгеновского излучения.

Рентгеновская обсерватория Чандра сообщила, что эта звезда испускает рентгеновские лучи. Это одна из первых сверхгигантских звезд G-типа, у которых было обнаружено рентгеновское излучение.

Спектр Садалсууда служил одной из стабильных опорных точек, по которым с 1943 года классифицируются другие звезды. Эта звезда имеет лучевую скорость 6,5 км / 4,0 мили в секунду, а ее скорость вращения - 6,3 км / 3,9 миль в секунду. Было зарегистрировано, что сила тяжести на поверхности этой звезды составляет около 2,05 сГс.


[править] Объяснение

Шкала, по которой сейчас измеряется величина, берет свое начало в эллинистической практике деления звезд, видимых невооруженным глазом, на шесть. величины. Говорят, что самые яркие звезды имеют первую величину (м = 1), а самые слабые - шестой величины (м = 6), предел зрительного восприятия человека (без помощи телескопа). Каждая оценка величины считалась вдвое большей яркости следующей степени (логарифмическая шкала). Этот несколько грубый метод определения яркости звезд популяризировал Птолемей в своей работе. Альмагест, и считается, что он произошел от Гиппарха. Эта оригинальная система не измеряла величину Солнца.

В 1856 году Погсон формализовал систему, определив типичную звезду первой величины как звезду, которая в 100 раз ярче, чем типичная звезда шестой величины, таким образом, звезда первой величины примерно в 2,512 раза ярче звезды второй величины. Пятый корень из 100 известен как Коэффициент Погсона [1]. Первоначально шкала Погсона была зафиксирована путем присвоения Полярной звездной величины 2. Позже астрономы обнаружили, что Полярная звезда немного изменчива, поэтому они сначала переключились на Вегу в качестве стандартной опорной звезды, а затем перешли на использование нулевых точек в таблице для измеренных потоков [2]. Величина зависит от диапазона длин волн (см. Ниже).

Современная система больше не ограничивается 6 величинами или только видимым светом. Очень яркие предметы имеют отрицательный величины. Например, Сириус, самая яркая звезда небесной сферы, имеет видимую величину & ​​# 87221.47. Современная шкала включает в себя Луну и Солнце, полная Луна имеет видимую величину & ​​# 872212.6, а Солнце - & # 872226.73. Космический телескоп Хаббла обнаружил звезды с величиной 30 в видимом диапазоне длин волн, а телескопы Кека обнаружили такие же тусклые звезды в инфракрасном диапазоне.

Видимые величины известных небесных объектов
Приложение. Mag. Небесный объект
󔼢.73 солнце
󔼔.6 Полнолуние
𕒸.7 Максимальная яркость Венеры
𕒷.9 Самые слабые объекты, наблюдаемые днем ​​невооруженным глазом
𕒶.9 Максимальная яркость Марса
𕒶.8 Максимальная яркость Юпитера
𕒵.9 Максимальная яркость Меркурия
𕒵.47 Самая яркая звезда (кроме Солнца) в видимом диапазоне длин волн: Сириус.
𕒴.7 Вторая по яркости звезда: Канопус.
0 Нулевая точка по определению: раньше это была Вега.
(см. ссылки на современную нулевую точку)
0.7 Максимальная яркость Сатурна
3 Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом в городских кварталах
4.6 Максимальная яркость Ганимеда
5.5 Максимальная яркость Урана
6 Самые слабые звезды, наблюдаемые невооруженным глазом
6.7 Максимальная яркость Цереры
7.7 Максимальная яркость Нептуна
9.1 Максимальная яркость 10 Hygiea
9.5 Самые слабые объекты, видимые в бинокль
10.2 Максимальная яркость Япета
12.6 Самый яркий квазар
13 Максимальная яркость Плутона
27 Самые слабые объекты, наблюдаемые в видимом свете с помощью наземных телескопов длиной 8 м
30 Самые слабые объекты, наблюдаемые в видимом свете с помощью космического телескопа Хаббл
38 Самые слабые объекты, наблюдаемые в видимом свете с запланированной OWL (2020 г.)
(см. также Список самых ярких звезд)

Это только приблизительные значения в видимом диапазоне длин волн (на самом деле значения зависят от используемой точной полосы пропускания) & # 8212 см. «Свечение воздуха» для получения более подробной информации о чувствительности телескопа.

Поскольку количество получаемого света фактически зависит от толщины атмосферы на линии прямой видимости объекта, видимые величины нормализуются к значению, которое они имели бы за пределами атмосферы. Чем ярче кажется объект, тем выше его видимая величина. Обратите внимание, что кажущаяся яркость не равна фактической яркости & # 8212 очень яркий объект может казаться довольно тусклым, если он находится далеко. Скорость изменения видимой яркости по мере увеличения расстояния от объекта вычисляется по закону обратных квадратов (в космологических масштабах расстояний это уже не совсем верно из-за кривизны пространства-времени). Абсолютная величина, M, звезды или галактики - это видимая величина, которую она имела бы, если бы была 10 парсеков (

На расстоянии 32 световых лет) от планеты (или другого тела солнечной системы) она имела бы видимую величину, если бы находилась на расстоянии 1 астрономической единицы от Солнца и Земли. Абсолютная звездная величина Солнца составляет 4,83 в полосе V (желтый) и 5,48 в полосе B (синий).

Видимая звездная величина в полосе x может быть определена как (с учетом этого)

где - наблюдаемый поток в полосе x, а - константа, которая зависит от единиц потока и полосы. Константа определена в Aller et al 1982 для наиболее часто используемой системы.

Разница в яркости между двумя светящимися объектами может быть вычислена другим способом, вычитая величину яркости более яркого объекта из величины более слабого объекта, а затем используя разницу в качестве показателя степени для основного числа 2,512, то есть ( мжмб = Икс и 2,512 Икс = изменение яркости).

[править] Пример 1

Какая разница в яркости между Солнцем и полной луной?

2.512 Икс = изменение яркости

Видимая величина Солнца -26,73, а видимая величина полной Луны -12,6. Полная луна - более тусклый из двух объектов, а Солнце - более яркое..

Разница в яркости

Вариация яркости

изменение яркости = 449,032.16

С точки зрения видимой величины Солнце более чем в 449 032 раза ярче полной Луны. Это хорошая причина не смотреть прямо на Солнце, даже во время не полный фазы солнечного затмения. (Просмотр полностью Затменное Солнце безопасно, но оно остается полностью затемненным только в течение очень короткого периода времени.)

[править] Пример 2

Какая разница в яркости между Сириусом и Полярной звездой?

изменение яркости

Видимая звездная величина Сириуса составляет -1,44, а видимая величина Полярной звезды - 1,97. Полярная звезда - более тусклая из двух звезд, а Сириус - более яркая..

Разница в яркости

Изменение яркости

С точки зрения видимой величины Сириус в 23,124 раза ярче Полярной звезды..

Второе, на что следует обратить внимание, это то, что масштаб является логарифмическим: относительная яркость двух объектов определяется разностью их величин. Например, разница в 3,2 означает, что один объект примерно в 19 раз ярче другого, поскольку коэффициент Погсона, возведенный в степень 3,2, составляет 19,054607. Распространенное заблуждение состоит в том, что логарифмический характер шкалы связан с тем фактом, что человеческий глаз сам по себе имеет логарифмический отклик. Во времена Погсона это считалось правдой (см. Закон Вебера-Фехнера), но теперь считается, что ответ является степенным законом (см. Степенной закон Стивенса) [3].

Величина усложняется тем, что свет не монохроматичен. Чувствительность светового приемника варьируется в зависимости от длины волны света, а способ ее изменения зависит от типа светового приемника. По этой причине необходимо указать, как измеряется величина, чтобы значение было значимым. Для этой цели широко используется система UBV, в которой величина измеряется в трех различных диапазонах длин волн: U (с центром около 350 нм, в ближнем ультрафиолете), B (около 435 нм, в синей области) и V ( около 555 нм, в середине диапазона зрения человека при дневном свете). Диапазон V был выбран для спектральных целей и дает величины, близкие к величине, видимой адаптированным к свету человеческим глазом, и когда видимая величина дается без каких-либо дополнительных уточнений, обычно подразумевается величина V, более или менее значимая. такой же как визуальная величина.

Поскольку более холодные звезды, такие как красные гиганты и красные карлики, излучают мало энергии в синей и ультрафиолетовой областях спектра, их мощность часто недооценивается шкалой UBV. В самом деле, некоторые звезды классов L и T имеют оценочную звездную величину более 100, поскольку они излучают очень мало видимого света, но наиболее сильны в инфракрасном диапазоне.

Меры величины требуют осторожного обращения, и чрезвычайно важно измерять подобное с подобным. На ортохроматической (чувствительной к синему) фотопленке начала 20 века и более ранней относительной яркости синего сверхгиганта Ригеля и красного сверхгиганта Бетельгейзе нерегулярной переменной звезды (максимум) противоположно то, что видят наши глаза, поскольку эта архаичная пленка более чувствительна. к синему свету, чем к красному. Magnitudes obtained from this method are known as photographic magnitudes, and are now considered obsolete.

For objects within our Galaxy with a given absolute magnitude, 5 is added to the apparent magnitude for every tenfold increase in the distance to the object. This relationship does not apply for objects at very great distances (far beyond our galaxy), since a correction for General Relativity must then be taken into account due to the non-Euclidean nature of space.


Смотреть видео: ЧТО НАХОДИТСЯ ЗА ПРЕДЕЛАМИ ВИДИМОЙ ВСЕЛЕННОЙ? (November 2022).