Wielkość gwiazdowa
Z Wikipedii
Wielkość gwiazdowa - pozaukładowa jednostka miary stosowana do oznaczania jasności gwiazd 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, jednak ze względów praktycznych i historycznych w astronomii stosuje się nadal magnitudo.
Spis treści |
[edytuj] 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 jasności na 6 grup. Najjaśniejsze gwiazdy miały jasność 1, najsłabsze widocznym gołym okiem 6. Skala ta była w użyciu jeszcze w 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 gołych okiem.
W 1856, Norman R. Pogson zauważył, że tradycyjny system można uściślić przyjmując, że ilość światła dochodząca od gwiazd różniących się jasnością 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 jasność 2m. Od tego czasu okazało się, że jest to gwiazda zmienna, jednak zasada pozostała niezmieniona.
[edytuj] Jasność obserwowana
-
Zobacz więcej w osobnym artykule: Obserwowana wielkość gwiazdowa.
Sprawa pomiaru jasności 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 jasności, by miał on wartość naukową (i by był porównywalny z innymi pomiarami). W powszechnym użyciu jest system UBV, w którym jasność 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 jasność podana bez żadnego dodatkowego określenia jest jasnością V.
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 jasności mierzone w systemie UBV rzędu 100m. Dzieje się tak dlatego, że emitują znaczne ilości energii nie w zakresie światła widzialnego, ale w podczerwieni.
Przy pomiarze jasności 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 jasności ok. 1m wygląda na filmie na silniejszą od Rigla (0m).
Po wytrenowaniu i stosując odpowiednią metodę, ludzkie oko może określić różnicę w jasności między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 wielkości gwiazdowej.
[edytuj] Jasność absolutna
-
Zobacz więcej w osobnym artykule: Absolutna wielkość gwiazdowa.
Oprócz jasności widomej (tzn. takiej jaka jest obserwowana z Ziemi) jest tak zwana jasność absolutna. Jest to jasność jaką miałoby dane ciało obserwowane z odległości 10 parseków. Można ją obliczyć jeśli znamy jasność obserwowaną danego ciała oraz odległość do niego. Pozwala ona na wyeliminowanie czynnika odległości przy porównywaniu jasności.
