Navidezni sij

Iz Wikipedije, proste enciklopedije

Navídezni síj ali navídezna magnitúda (oznaka m) zvezde, planeta ali drugega nebesnega telesa je v astronomiji sij, kot ga vidimo z Zemlje. Navidezni sij torej označuje jakost svetlobe, ki jo vidimo s prostim očesom.

Vsebina

1 Začetki merjenja izseva zvezd
2 Navidezni siji nebesnih teles
3 Enačba za izračun navideznega sija telesa
4 Glej tudi

[uredi] Začetki merjenja izseva zvezd

Med prvimi opazovalci je bil Hiparh, ki je razdelil zvezde po siju v šest razredov. Šesti razred je najtežje viden, prvi pa najsvetlejši. Šele v 19. stoletju so točno določili magnitudo. Uporabili so detektor, ki je sprejemal enako količino izsevane svetlobe kot človeško oko ter izmerili, da je vsaka naslednja magnituda 2,5-krat težje zaznavna.

[uredi] Navidezni siji nebesnih teles

Najsvetlejše zvezde imajo navidezni sij okoli -1, Sonce ima povprečni navidezni sij -26,8 in Luna -12,6. Najšibkejše zvezde, ki jih oko še zazna, imajo navidezni sij 6, a se le ta spreminja glede na opazovalne pogoje. V zelo dobrih pogojih (temna noč, brez Lune na nebu, brez svetlobnega onesnaženja) lahko naraste tudi do magnitude 8. S povprečnimi binokularji lahko dosežemo navidezni sij 10^m, s srednje velikimi daljnogledi pa tudi 15^m.

[uredi] Enačba za izračun navideznega sija telesa

Opazovanja z merilniki za svetlobo so pokazala, da je gostota svetlobnega toka zvezde z navideznim sijem 1^m stokrat večja kot od zvezde s sijem 6^m. Če upoštevamo lastnost očesa, da je odziv sorazmeren z logaritmom dražljaja, dobimo enačbo, ki jo je leta 1858 kot fiziološki zakon zapisal angleški astronom Norman Robert Pogson:

$m = \sqrt[5]{100} \log {j_{1}\over j_{2}} \cong 2{,}5119 \log \frac{j_1}{j_2} \; ,$

kjer je:

j₁ - svetlobni tok zvezde z navideznim sijem 0,
j₂ - svetlobni tok zvezde

Njegov predlog so sprejeli. Z današnjimi natančnimi postopki lahko merimo desetine ali stotine magnitud. Tako ima Barnardova zvezda 9,57^m, Sirij -1,58^m, Saturn -0,192^m in Sonce -26,91^m.