Görünür büyüklüğü a, ölçü arasında ışınım a gökcisminin gözlenen Dünya . Neredeyse yalnızca astronomide kullanılan büyüklük, tarihsel olarak yıldızların sınıflandırmasına karşılık geliyordu; en parlak varlık "birinci büyüklükte", ikinci ve üçüncü büyüklükler altıncı büyüklüğe kadar daha düşük, yıldızlar gözle zar zor görülebiliyordu. Şimdi, bir tanımlanır ters logaritmik bir kişi tarafından büyüklüğü artar, ışık şiddeti yaklaşık 2.5 bölünür. Böylece, gök cismi ne kadar parlaksa, büyüklüğü o kadar zayıf veya hatta negatif olur. Kalibrasyon hataları dışında sıfır büyüklüğünü Vega yıldızınınki olarak tanımlamak olağandır .
Büyüklük, UBV sistemi gibi fotometrik sistemler kullanılarak bir veya daha fazla spektral bantta ( ultraviyole , görünür spektrum , kızılötesi ) fotometri ile ölçülür . Genellikle, büyüklük, spektral bant V'de (görsel) verilir ve daha sonra görsel büyüklük olarak adlandırılır, m v veya basitçe V olarak gösterilir . Daha büyük teleskoplar, sınırlayıcı AB büyüklüğü olan 31.2'ye ( aşırı derin Hubble alanı ) kadar gök cisimlerini tespit edebilir ; James-Webb Uzay Teleskobu olduğu görünür ışıkta 34 ulaşması bekleniyor.
İlk sınıflandırma yıldızlı onların parlaklığına göre geri gider Antik çağlarda II inci yüzyıl M.Ö.. MS Yunan gökbilimci Hipparchus çıplak gözle görülebilen bin yıldızdan oluşan bir katalog hazırlayacaktı . Ölçek altı "boyuttan" oluşur: en parlak yıldızlar birinci büyüklüktedir ve çıplak gözle görülebilen en az parlak yıldızlar altıncı büyüklüktedir. Sıralamasında Bu yöntem daha sonra popüler oldu Almagest'in arasında Batlamyus içinde II inci yüzyılda.
In XVII inci yüzyılda Galileo onun gökyüzünü gözlenen, teleskop , sadece onun aletle görünür kategorize etmek yedinci büyüklük yıldız oluşturmak zorunda kaldı. Kadar XIX inci yüzyılda, yeni seviyeleri ve ara seviyelerini de gözlem aletlerle ölçeğe yavaş yavaş ilave edilir. Örneğin, 1860'larda Bonner Durchmusterung kataloğu , dokuz boyutta sınıflandırılmış 324.188 yıldız saydı. Ancak bu sınıflandırma, gözlemcilerin yargılarına göre büyük ölçüde değişebilir ve yıldızların çoğalması ve katalogları ile karşı karşıya kaldığında, daha az öznel bir gözlem süreci bulmak gerekli hale gelir. En yaygın kullanılanlarından biri fotometre olan birkaç teknik geliştirilmiştir : parlaklığı elektrik akımına dönüştürür ve daha sonra standart değerlerle karşılaştırılır. Buna rağmen, farklar çok büyük olmaya devam ediyor - Friedrich Georg Wilhelm von Struve'nin on birinci büyüklüğü John Herschel'in on sekizincisine karşılık geliyordu - ve yıldızların parlaklığının varyasyon yasasını bulmalıyız.
1856'da Norman Robert Pogson , büyüklük fikrini çok güçlü bir şekilde çağrıştıran " büyüklük " kelimesini " büyüklük " (öğrenilmiş eşanlamlı) ile değiştirdiği yeni bir sınıflandırma önerdi . İlk büyüklükteki bir yıldızın altıncı büyüklükteki bir yıldızdan 100 kat daha parlak olduğunu fark eder . Böylece bir büyüklükte bir damla eşit parlaklık bir düşüşünü temsil 5 √ 100 ya da yaklaşık olarak 2.512. Bu yeni logaritmik ölçek , ışığa duyarlılığında gözün fizyolojik bir özelliğine saygı duyar ( Weber-Fechner yasası ). Bu ölçek , flaşları çok farklı olan birinci büyüklükteki yirmi yıldızın ( Sirius , Véga , Betelgeuse ...) yeniden sınıflandırılmasına ve negatif büyüklüklerin yaratılmasına yol açar . Onun ölçek için sıfır noktası olarak Pogson seçer Kutup yıldızı büyüklüğü o 2 de düzeltir Ama sonradan astronomlar Kutup yıldızı olduğunu fark (Ursae Minoris α) değişken yıldız ve yeni bir referans olarak l seçin. Yıldızı Vega şiddetinde 0 Ancak yine nedeniyle, Vega hafif değişken olduğu görülmektedir ve bu yana XXI inci yüzyılın gökbilimciler gibi laboratuvar Gunn sistemi, STMAG sistemi veya sabit bir ışık kaynağı kullanmak AB büyüklük .
Görünen büyüklük , yazılı olan Pogson yasasıyla verilmiştir :
burada bir aydınlatma veya yıldızın parlaklık jansky (10 -26 W m -2 Hz -1 yıldız içsel parlaklık ifade edilir -) ve yıldız ve Dünya arasındaki mesafe olarak belirtilmiştir metre - ve burada bir ölçeğin başlangıcını tanımlamak için kullanılan bir sabit. Bu sabit, gözlem anında astronom tarafından, kataloglarda listelenen bilinen büyüklüklerine göre standart yıldızların büyüklüklerine ilişkin ölçümlerini uygun hale getirmek için sabitlenmiştir.
Yıldızın içsel parlaklığının bolometrik olması durumunda , Stefan-Boltzmann yasasını uygulayarak aşağıdaki ifadeye ulaşmamızı sağlarız :
burada yıldızının yarıçapıdır metre , yıldızının etkin sıcaklık Kelvin ve Stefan-Boltzmann sabiti .
Formül, daha çok iki göksel nesnenin görünür büyüklüklerini karşılaştırmak ve böylece bilinmeyen nesnenin (1) büyüklüğünü, büyüklüğü 0 olarak ayarlanmış yıldız Vega gibi bilinen bir nesneninkiyle (2) karşılaştırmak için kullanılır.
Spektral bant |
Ortalama dalga boyu ( nm ) |
|
---|---|---|
U | ultraviyole | 367 |
B | mavi | 436 |
V | görsel ( sarı - yeşil ) | 545 |
R | kırmızı | 638 |
ben | kızılötesi | 797 |
Büyüklük, yalnızca spektral bant adı verilen elektromanyetik spektrumun küçük bir bölümünde ölçülür . Bu nedenle değer, bant seçimine bağlı olarak farklıdır: U ( ultraviyole ), B ( mavi ), V (görsel), R ( kırmızı ) veya I ( kızılötesi ). Ölçüm tüm elektromanyetik spektrum üzerinden yapıldığında bolometrik bir büyüklüktür . Mutlak veya görünen büyüklüğe bolometrik bir BC düzeltmesi uygulanarak elde edilebilir.
M v veya doğrudan V olarak belirtilen görsel büyüklük, gözün hassasiyetine en iyi karşılık gelen V spektral bandındaki büyüklüktür . Gözlemlenen spektral bant üzerinde hiçbir kesinlik verilmediğinde genellikle kullanılan bu büyüklüktür.
Çekim büyüklüğü m gösterilen, pg bir ölçülür çekim plakası mavi daha hassas. Bu nedenle, fotografik büyüklük görsel büyüklükten farklıdır: daha parlak mavi yıldızlar ve daha az parlak sarı yıldızlar gösterir. Aksine, m pv olarak adlandırılan fotovizüel büyüklük, yumurta sarısında daha hassas olan ortokromatik bir plakadan ölçülür . Uygun filtrelerle, görsel büyüklüğe karşılık gelen bir büyüklük elde ederiz. Bu iki yöntemin modası geçmiş olduğu düşünülür ve yerini birkaç spektral bant üzerinde büyüklükleri ölçen fotometrik sistemler almıştır . En yaygın olarak kullanılan, 1950'lerde Harold Johnson ve William Wilson Morgan tarafından oluşturulan UBV (veya Johnson) fotometrik sistemidir .
Galaksiler veya bulutsular gibi büyük gök cisimleri için , yüzey parlaklığından veya yüzey parlaklığından söz ediyoruz . Katı açı birimi başına büyüklük , örneğin saniyede bir yay kare büyüklüğü olarak ifade edilir .
İçin değişen yıldızlar , o kimin parlaklık üzerinde uzun veya daha kısa süreler değişir yıldız, maksimum ve minimum büyüklükleri ve varyasyon süresi verilmiştir söylemektir.
Çift yıldızların veya birden çok yıldızın büyüklüğünü ölçmek, yıldız sisteminin toplam büyüklüğünü döndürür; bu, içindeki yıldızların büyüklüklerinin toplamına eşit değildir. Sistemdeki yıldızların sayısını bilirsek büyüklüklerini ayırt etmek mümkündür. Formül ile birbirine bağlanırlar:
sistemin toplam büyüklüğü ve onu oluşturan yıldızların büyüklükleri nerede .
Sınırlayıcı büyüklüğü bir aletin, belirli bir aracı konfigürasyon ve spektral bantta düşük gözlemlenebilir parlaklık belirtmektedir. Görsel sınırlayıcı büyüklüğü spektral bant sınırlandırıcı büyüklüğüdür V (görünür).
Çıplak gözün görsel sınır büyüklüğü 6, dürbünlerinki 10, büyük karasal teleskopların veya Hubble gibi uzay teleskoplarınınki 30'dur. Bu sınır sürekli olarak geri çekilmektedir ve yapım aşamasında olan Avrupa Dev Teleskobu'nun 34'lük sınırlayıcı büyüklük.
Görünür büyüklük, göksel nesnenin içsel parlaklığına ve Dünya'dan uzaklığına bağlıdır. Ancak, başka bir olgu göz önüne gelir: ışığının bir kısmı tarafından emilir toz ve gazlar arasında yıldızlararası ortamın . Absorbe edilen bu miktara yok olma veya yıldızlararası absorpsiyon adı verilir A. Bu fenomen, uzun dalga boylarında küçük dalgaboylarına göre daha az önemlidir , yani kırmızılardan daha fazla maviyi absorbe eder. Bu, bir nesnenin gerçek şeyden daha kırmızı görünmesini sağlayan bir kızarma efekti yaratır.
Renk indeksi bir yıldız iki farklı spektral bantlarda elde edilen yıldız belirgin büyüklüğü arasındaki farktır. Kullanılan bantlara bağlı olarak birkaç endeks vardır: B - V , U - B ...
Mutlak büyüklüğü yıldız mesafe ve bağlı belirgin büyüklük aykırı bir gök nesnenin iç ışımasının bir ölçüsüdür tükenme görüş hattı içinde. Güneş Sisteminin dışında bulunan bir nesne için, bu yıldızın 10 parsek (yaklaşık 32,6 ışıkyılı ) olarak ayarlanmış bir referans mesafesine yerleştirilmiş olsaydı sahip olacağı görünür büyüklük ile tanımlanır .
Mutlak büyüklüğün görünen büyüklükle karşılaştırılması, nesneye olan mesafenin tahmin edilmesine izin verir.
nerede görünür büyüklük, mutlak büyüklük ve parsek cinsinden ifade edilen mesafe. Mesafe modülü olarak adlandırılan değer , bir bakıma ışık yılı ve parsek gibi mesafe için bir ölçü birimidir.
V | Gök cismi |
---|---|
26.7 | Güneş |
−12.6 | Tam ay |
−8.4 | İridyum flaş (maksimum) |
−7.5 | En Parlak Süpernova : SN 1006 (1006 yılında) |
−5.3 | Uluslararası Uzay İstasyonu bütünüyle aydınlatılmaktadır yerberi |
−4.6 | En parlak gezegen : Venüs (maksimum) |
−2.9 | Mars ve Jüpiter (maksimum) |
−2.4 | Cıva (maksimum, gözlenemez) |
−1.5 | En parlak yıldız: Sirius |
−0.7 | En parlak ikinci yıldız: Canopus |
0.0 | Kongreye göre sebze ( aslında +0.03) |
0.4 | Satürn (maksimum) |
0.9 | En Parlak Gökada : Büyük Macellan Bulutu |
1.0 | En parlak bulutsu : Karina Bulutsusu (NGC 3372) |
2.0 | Alpha Ursae Minoris ( kuzey yarımkürenin kutup yıldızı ) |
3.4 | Andromeda Gökadası (M 31 / NGC 224) |
5.3 | Uranüs (maksimum) |
5.4 | Sigma Octantis (güney yarım kürenin kutup yıldızı) |
6 | Çıplak gözün büyüklük sınırı |
7.8 | Neptün (maksimum) |
10 | Dürbünlerin büyüklük sınırı |
12.6 | En Parlak Quasar : 3C 273 |
13.7 | Plüton (maksimum) |
31 | Hubble Uzay Teleskobu'nun büyüklük sınırı |
34 | Avrupa Dev Teleskobu'nun beklenen sınır büyüklüğü (yapım aşamasında) |
50 | Seyahat 1 |