Mutlak büyüklük

Olarak astronomi , mutlak büyüklüğü belirten içsel parlaklığı a gök nesne farklı olarak, belirgin büyüklükte bağlıdır mesafe yıldıza ve yok olma görüş hattında.

Tüm büyüklükler gibi, nesnenin parlaklığının logaritmasının azalan bir afin fonksiyonudur : parlaklık 2,5'e bölündüğünde büyüklük bir artar. Güneş sistemi dışındaki bir nesne durumunda mutlak ve görünür (veya göreceli) büyüklük arasındaki fark, mesafe modülü ile verilir . Mutlak büyüklük, bir spektral bantta , çoğunlukla Johnson fotometrik sisteminin V filtresinde veya bolometrik büyüklük olarak verilebilir , yani tüm dalga boylarında alınan akıyı tanımlar. V bandındaki mutlak büyüklük ile ikincisi arasındaki fark, bolometrik düzeltmeyi oluşturur .

Yıldızlar ve galaksiler (M)

Tanım

Orijinal tanım (1902)

" Paralaksı π ve uzaklığı r olan bir yıldızın mutlak büyüklüğünü ( M ) de, bu yıldızın Güneş'ten 0, 1 arcsaniye paralaksına karşılık gelen bir mesafede aktarılsaydı sahip olacağı görünür büyüklük olarak tanımlarız. "

- "6. Mutlak parlaklık ve mutlak büyüklük", Kapteyn Astronomi Laboratuvarı Yayınları Groningen, cilt. 11, sayfa 12 ( http://adsabs.harvard.edu/abs/1902PGro...11Q..12 .), Ücretsiz çeviri.

Mevcut tanım

Uluslararası Astronomi Birliği'nin tanımı gereği , "bir nesnenin mutlak büyüklüğü, bu nesneden tam olarak 10 parsek [32.6 ışıkyılı ] uzaklıkta bulunan bir gözlemciyi görecek büyüklüktür ".

Dolayısıyla mutlak büyüklük, yıldızın parlaklığıyla doğrudan ilişkili logaritmik bir ölçektir . Mutlak büyüklük tanımı matematiksel terimlerle yazılmıştır:

nerede L birimi cinsinden ifade edilen yıldızın parlaklık olan güneş parlaklığının , C sabit ve günlük ondalık logaritma olduğunu. Ters logaritmik ölçek olarak, bir yıldızın üzerinde daha parlak, büyüklüğü düşüktür .

Parlaklığın bir spektral bant mavi B (yaklaşık 436 nm ) veya görünür V (yaklaşık 545 nm ) üzerinden hesaplanmasına bağlı olarak , mutlak büyüklük M B veya M V ile gösterilir . Bugün sabit, Güneş'in B ve V bantlarındaki mutlak büyüklükleri M B = 5,48 ve M V = 4,83 olacak şekilde seçilmiştir.

Biz tüm düşündüğümüzde elektromanyetik spektrumu gelen, radyo dalgaları ile gama ışınları ve sadece belirli bir spektral bant, bu nedenle bolometrik parlaklığa bahsediyoruz ve edilmektedir bolometrik büyüklüğünü .

Yıldızların mutlak büyüklükleri, spektral türlerine bağlı olarak genellikle -10 ile +17 arasında değişir  : mavi bir üstdev -10'a kadar mutlak bir büyüklüğe sahipken, bir kırmızı cüceninki +17'ye kadar çıkabilir. Mutlak büyüklüğü +4,8 olan Güneş , bu iki uç noktanın hemen hemen ortasında yer alır.

Görünen büyüklük ve mesafe

Mutlak büyüklüğün görünen büyüklükle karşılaştırılması (Dünya'da gerçekte gözlemlenen büyüklüktür), nesneye olan uzaklığın tahmin edilmesini sağlar. Uzaklığın karesiyle parlaklıktaki azalmaya bağlı olarak şunu elde ederiz:

nerede görünür gerçek büyüklük, mutlak büyüklük ve parsek cinsinden ifade edilen mesafe . Değer aynı zamanda mesafe modülü olarak da adlandırılır , ikincisi daha çok galaktik nesneler için kullanılır.

Mutlak büyüklüğe sahip olmak için yıldız modellerine ve yıldızın sıcaklığını bilmeye ihtiyacınız var (bu, bir nesnenin görünür büyüklüklerinin farkından başka bir şey olmayan renk indeksinden elde edilebilir . İki farklı spektral bantta) .

Uygulamada, sadece hazır miktarı açıkça aslında belirgin büyüklük ve birleşimidir gözlenen kuvvetinin, yıldızlararası emilim : bir emme .

Soğurma bilgisi genellikle kritiktir. Işığın yıldızlararası toz tanecikleri tarafından saçılması nedeniyle soğurma nesnenin gerçek parlaklığını değiştirir . Taneciklerin uzaydaki kaotik dağılımı, belirli bir nesne için belirli bir yönde geçerli olan yandaki yıldız için önemli ölçüde farklı olabileceğinden, yıldızlararası soğurmayı tahmin etmeyi son derece zorlaştırır (iki yıldızın da olduğu varsayımını yaparak) aynı mesafe). Ek olarak, saçılma etkisi nedeniyle absorpsiyon dalga boyuna bağlıdır ve bu nedenle kromatik bir etkidir ( ayrıntılı makaleye bakın ).

Yani pratikte denklem şu şekilde yazılır:

ve yalnızca değerinin ölçülmesi kolaydır.

Güneş sistemi nesnelerinin mutlak büyüklüğü (H)

Bu özel durumda, referans uzaklık 10 parsek değil, astronomik bir birimdir .

Güneş Sistemindeki gezegenler , kuyruklu yıldızlar veya asteroitler gibi nesneler yalnızca Güneş'ten aldıkları ışığı yansıtırlar ve bu nedenle görünen büyüklükleri yalnızca Dünya'ya olan mesafelerine değil, aynı zamanda Güneş'e olan uzaklıklarına da bağlıdır. Dolayısıyla, bu nesnelerin mutlak büyüklüğü , Güneş'ten bir astronomik birim ve Dünya'dan bir astronomik birim konumlandırılmışlarsa, görünür büyüklükleri olarak tanımlanır; faz açısı sıfır derecedir ("dolunayda", Toprak aydınlatılmıştır).

Dünya ve Güneş'ten uzakta bulunan bir cisim için, büyüklüğü (göreceli) ile mutlak büyüklüğü arasındaki ilişki , aşağıdaki formülle verilmiştir:

nerede faz integrali, fonksiyonu , nesnenin faz açısını temsil eden ; ve astronomik birimlerle ifade edilmelidir.

Faz integrali aşağıdaki formülle "yaklaşık olarak tahmin edilebilir":

Mutlak büyüklük tanımıyla açıklanan durum fiziksel olarak imkansızdır: Faz açısı, Dünya ve Güneş'ten bir astronomik birimdeki küresel bir yıldız için 30 derecedir. Bir ölçüt olarak görülmelidir - ve gözlemlenen sonuç için doğru büyüklük sırasını verir.

Çok parlak gök cisimleri

Çıplak gözle görülebilen bazı yıldızlar, gerçekte sadece 10 parsek uzakta olsalardı onları gezegenlerden daha parlak hale getirecek mutlak bir büyüklüğe sahiptir. Rigel ( -7.0 ), Déneb ( -7.2 ), Naos (-7.3) ve Betelgeuse (-5.6) süper devlerinin durumu budur . Karşılaştırma için, sonra gökyüzündeki en parlak nesneler Güneş (-26.73 arasında bariz büyüklüğe sahiptir) vardır Ay (dolunayda görünen kadir -12) ve Venüs (görünen kadir -4, maksimum parlaklıkta 3).

Son gök bir amacı olan görünür büyüklüğü yukarıdaki üç nesne mutlak büyüklüğü ile karşılaştırılabilir bir oldu süpernova oluştu 1054 (ve adlandırılmış 1054 SN ) olan ve günümüzde sadece bir bulutsu kalmaktadır planet ( Yengeç Bulutsu ) ve pulsar . Zamanın gözlemcileri, bu nesnenin parlaklığının o kadar büyük olduğunu, gecenin ortasında okuyabileceklerini, ışığının yarattığı gölgeleri görebileceklerini ve onu gün ışığında gözlemleyebileceklerini bildirdi .

Tip Ia süpernova -19.3 mutlak büyüklük: böyle bir süpernovadır sadece 0.327 parsek (1.07 ışık yıl) bir mesafede Güneş gibi parlak olduğu gibi.

Notlar ve referanslar

  1. Wolfgang Hillebrandt ve Jens C. Niemeyer , "  Tip IA Süpernova Patlama Modelleri  ", Astronomi ve Astrofizik Yıllık İncelemesi , cilt.  38, n o  1,2000, s.  191–230 ( DOI  10.1146 / annurev.astro.38.1.191 , Bibcode  2000ARA & A..38..191H , arXiv  astro-ph / 0006305 )

Ayrıca görün

İlgili Makaleler

Dış bağlantılar

<img src="https://fr.wikipedia.org/wiki/Special:CentralAutoLogin/start?type=1x1" alt="" title="" width="1" height="1" style="border: none; position: absolute;">