Astronomie

Berechnung der scheinbaren Helligkeit eines Satelliten

Berechnung der scheinbaren Helligkeit eines Satelliten

Ich schreibe ein Programm, das die scheinbare Helligkeit von Satelliten von einem Bodenstandort aus berechnet. Ich habe derzeit die intrinsische Größe der Satelliten und den Sonnenphasenwinkel in Grad. Ich finde keine funktionierende Formel.

Ich habe es versucht

Magnitude = intrinsische Magnitude – 15 + 5 * Math.Log(AbstandToSatellite) – 2,5 * Math.Log(Math.Sin(B) + (Math.PI – B) *Math.Cos(B));

(B ist der Phasenwinkel)

… aber es funktioniert nicht (es gibt Zahlen wie +30 zurück). Ich weiß, dass es falsch ist, weil ich es mit den Satelliten-Pässen von heavens-above.com vergleiche.

intrinsische Magnitude = Visuelle Größe in 1000 km Entfernung (Verwenden Sie -1,3)

distanceToSatellite = Beobachterentfernung zum Satelliten in km (Use 483)

B = Das versuche ich herauszufinden.

In der Zeitung steht, was das ist, aber es sagt einige andere Dinge, die ich nicht verstehe. Der Phasenwinkel, den Sie verwenden, um dies zu erhalten, sollte 113 betragen.

Die Zielausgabe dieser Gleichung sollte etwa -3 betragen.


Dies gilt für Satelliten mit unbekannter Größe und Ausrichtung, aber bekannter Standardgröße (Standardgröße finden Sie auf der Satelliteninfoseite des Himmels oben, die Zahl wird intrinsische Helligkeit genannt) Die richtige Formel lautet

doppelter Abstand zum Satelliten = 485; // Dies ist in KM double phaseAngleDegrees = 113,1; //Winkel von Sonne->Satellit->Beobachter double pa = phaseAngleDegrees * 0,0174533; // Konvertieren Sie den Phasenwinkel in Radiant double intrinsicMagnitude = -1,8; //-1.8 ist Standard. mag für iss double term_1 = intrinsischeMagnitude; double term_2 = 5.0 * Math.Log10(distanzToSatellite / 1000.0); double arg = Math.Sin(pa) + (Math.PI - pa) * Math.Cos(pa); double term_3 = -2,5 * Math.Log10(arg); doppelte scheinbare Magnitude = Begriff_1 + Begriff_2 + Begriff_3;

Dies ergibt die scheinbare Helligkeit des Satelliten. Hinweis: Ich habe die Formel in C# angegeben


Herzlichen Glückwunsch an @NickBrown für seine Lösung! Basierend auf dieser Gleichung und einigen zusätzlichen Referenzen füge ich nur ein wenig mehr hinzu.

Die Berechnung der visuellen Größe erfordert drei Eingabeparameter

  1. wie gut von einem Reflektor das Objekt ist
  2. der Winkel zwischen Beleuchtung und Betrachtung
  3. die Abstände von Beleuchter und Betrachter sind vom Objekt

Für astronomische Objekte verwenden wir die absolute Helligkeit für Punkt 1, für die Satellitenbetrachtung sowohl die absolute Helligkeit als auch intrinsische Größe werden verwendet. Absolute Magnitude ist die visuelle Größe des Objekts in 1 AE Entfernung von der Sonne und 1 AE von Ihnen, vollständig betrachtet (Phasenwinkel = 0), was bedeutet, dass Sie direkt neben der Sonne sitzen.

Die innere Größe ist ähnlich, aber mit der Sonne über der Schulter sind Sie jetzt nur noch 1.000 km vom Objekt entfernt.

In jedem Fall werden alle Albedo-, Größen- und Forminformationen in die absolute oder intrinsische Größe zusammengefasst, sodass nur Abstände und Winkel übrig bleiben.

Der Winkel zwischen Beleuchtungsrichtung und Blickrichtung wird als bezeichnet Phasenwinkel. Überlegen Phasen des Mondes beispielsweise. Wenn der Phasenwinkel des Mondes 90 Grad betragen würde, wäre es ein Halbmond. Null wäre Vollmond und 180 Grad Neumond.

Die Modulation der Helligkeit als Funktion des Phasenwinkels wurde von Vallerie, E. M. III, vorgeschlagen, Untersuchung photometrischer Daten eines künstlichen Erdsatelliten, AD #419069, Air Force Institute of Technology, Defense Documentation Center, Alexandria, Virginia, 1963, die ich in Observations and Modeling of GEO Satellites at Large Phase Angles von Rita L. Cognion, ebenfalls in Researchgate, gefunden habe

Die Abhängigkeit ist gegeben durch den Term

$$ frac{1}{pi}(sin(phi) + (pi-phi) cos(phi))$$

und sieht aus wie

Für den fraglichen Satelliten in einer Entfernung von 483 Kilometern und einer intrinsischen Helligkeit von -1,3 scheint die scheinbare Helligkeit etwa -2,0 zu betragen und seine Abhängigkeit vom Phasenwinkel ist wie folgt:


Nicht alle Raumfahrzeuge sind kugelförmig mit diffusen weißen Oberflächen oder kugelkuhförmig.

Für die Phasenwinkelabhängigkeit einiger bekannterer Formen siehe Abbildung 2 in Visible Magnitude of Typical Satellites in Synchronous Orbits William E. Krag, MIT, 1974 AD-785 380, die das Problem gut beschreibt.

def Mapparent_from_Mintrinsic(Mint, d_km, pa): term_1 = Mint term_2 = +5.0 * np.log10(d_km/1000.) arg = np.sin(pa) + (pi - pa) * np.cos(pa) term_3 = -2.5 * np.log10(arg) return term_1 + term_2 + term_3 import numpy as np import matplotlib.pyplot as plt halfpi, pi, twopi = [f*np.pi for f in (0.5, 1, 2)] degs, rads = 180/pi, pi/180 Mintrinsic = -1,3 d_Kilometer = 483. phase_angles = np.linspace(0, pi, 181) Mapp = Mapparent_from_Mintrinsic(Mintrinsic, d_Kilometer, phase_angles) # /q/28744/7982 # https:/ /www.researchgate.net/publication/268194552_Large_phase_angle_observations_of_GEO_satellites # https://amostech.com/TechnicalPapers/2013/POSTER/COGNION.pdf # https://apps.dtic.mil/dtic/tr/fulltext/u2/785380.pdf if True: plt.figure() F = (1./pi)*(np.sin(phase_angles) + (pi-phase_angles)*np.cos(phase_angles)) plt.suptitle('F = (1/pi) (sin(phi) + (pi-phi)cos(phi))', fontsize=16) plt.subplot(2, 1, 1) plt.plot(degs*phase_angles, F) plt.ylabel('F', fontsize=16) plt.subplot(2, 1, 2) plt.plot(Grad *phase_angles, -2.5*np.log10(F)) plt.xlabel('Phasenwinkel (Grad)', fontsize=16) plt.ylabel('-2.5log10(F)', fontsize=16) plt.ylim( -1, 11) plt.show() if True: plt.figure() plt.plot(degs*phase_angles, Mapp) plt.plot(degs*phase_angles[113], Mapp[113], 'ok') plt. text(90, -5, '{:0.2f} at {:0.1f} deg'.format(Mapp[113], 113), fontsize=16) plt.xlabel('phase angle (degs)', fontsize= 16) plt.ylabel('mag', fontsize=16) plt.title('scheinbares mag von intrinsischem mag=-1.3 bei 483 km', fontsize=16) plt.ylim(-10, 15) plt.show()

Berechnung der scheinbaren Helligkeit eines Satelliten - Astronomie

Bestimmung der Helligkeit mit dem Helligkeitssystem

Größen

So hat die Sonne an einem Extrem eine Magnitude (mag.) -27 und einige der schwächsten beobachteten Sterne um mag. +24. Der Vollmond ist mag. -12,5, Sirius der hellste Stern am Nachthimmel mag. -1,5, während die schwächsten mit bloßem Auge sichtbaren Sterne unter guten Bedingungen etwa mag. +6.

Der Vorteil dieser Methode ist natürlich, dass die Sterne für den Vergleich mit einem Satelliten (bei Kenntnis der stellaren Magnituden) leicht zur Hand sind.

Weitere Erläuterungen zum Helligkeitswert finden Sie auf der Seite Bright Satellites & Resources.

Bestimmung der Größe eines Satelliten

Eine kurze Anleitung zu den Bedingungen und der Helligkeit des Satelliten kann durch die Untersuchung einer geeigneten Konstellation erleuchtet werden. Auf der Nordhalbkugel ist Ursa Minor (der 'Kleine Bär') ideal. Zirkumpolar und daher oft sichtbar, enthält es Sterne mit den Magnituden +2 bis +6. Hellere Erscheinungen können durch das Beobachten einiger der brillanteren Sterne (Sirius, Altair, Vega, Deneb usw.) gemessen werden.

Dieses Diagramm zeigt die Magnituden der einzelnen Sterne von Ursa Minor an und ist ein hervorragender Leitfaden für die Sichtbedingungen.

Das nächste Äquivalent zu Ursa Minor am südlichen Himmel ist Crux. Ähnlich zirkumpolar enthält es Sterne von mag. +0,8 bis +6,5.

Dieses Diagramm zeigt die Magnituden der einzelnen Sterne von Crux als Anhaltspunkt für die Sichtbedingungen.

Das binokular unterstützte Auge

Machen Sie sich auch hier mit einem geeigneten Sternenfeld vertraut (dieses Mal benötigen Sie natürlich einen guten Sternenatlas), um die Seeing-Bedingungen zu bestimmen. Indem Sie den Weg des Satelliten durch Ihr Sichtfeld notieren und Sterne ähnlicher Helligkeit angeben, können Sie noch einmal auf den Atlas zurückgreifen, um die Größe des Satelliten nach dem Passieren herauszufinden.

Natürlich erfordert die Verfolgung eines Satelliten in einem großen Teleskop eine motorbetriebene Montierung mit genauen Koordinaten für den Pass. Auch bei Verwendung gültiger, aktueller USSPACECOM-Elemente kann der Tracking Error bis zu einem Grad betragen. Dies ist sogar ohne Berücksichtigung der Manöver, die das Shuttle regelmäßig durchführt. Dennoch können Bilder erhalten werden. Links zu: VSO-Homepage, Beobachtungsleitfaden und Satellitenvorhersagen


Antworten und Antworten

Hallo, AC.
Das ist für deinen "ästhetischen Mond", nicht wahr?

Wie wäre es, wenn Sie das Konzept der absoluten Helligkeit ganz aufgeben und sich auf Leuchtkraft und scheinbare Helligkeit konzentrieren?

Die Leuchtkraft folgt dem inversen quadratischen Gesetz. Was Sie tun müssen, ist den Gesamtfluss pro Quadratmeter in der Entfernung der Umlaufbahn des Planeten (dh dort, wo sich auch der Mond befindet) zu berechnen:
##F_0=frac<4∏R_0^2>##
dann multiplizieren Sie das mit der Querschnittsfläche des Satelliten und seiner Albedo, um die von ihm reflektierte Gesamtwattzahl zu erhalten:
##L_1=F_0*∏r^2*α##
(r - Mondradius α - Albedo)

Behandeln Sie dann den Satelliten als Lichtquelle mit der gerade berechneten Leuchtkraft und verwenden Sie erneut das umgekehrte Quadratgesetz, um den vom Mond auf den Planeten einfallenden Fluss zu finden:
##F_1=2frac<4∏R_1^2>##
(R1 - Mond-Planet-Abstand der Faktor 2 kommt daher, dass ein Mond Licht nur in die Hälfte der Richtungen reflektiert, in die ein Stern scheint, so dass die Gesamtwattzahl viel weniger verteilt ist)

Dann benutze ##log_<2.512>frac=m-m_0## mit F0 und M0 Da es sich entweder um die Referenzleuchtkraft und -größe unserer Sonne oder des Sterns handelt, können Sie die scheinbare Helligkeit des Mondes ermitteln.

Geben Sie Werte für unsere Sonne, Erde und Mond ein, um zu sehen, wie es funktioniert. Die Ergebnisse sind nicht perfekt, aber nah genug.

(Alle diese gehen von einem Phasenwinkel von 0° aus, d. h. Vollmond)

Ja, ist es! (Ich dachte, dies sei eine einfachere physikalische Frage und habe sie daher hier gepostet.) (Am Rest arbeite ich immer noch langsam.)

Sollte es in dieser letzten Gleichung F . sein?0/F1 oder L0/F1? Du hast Helligkeit gesagt, aber das F . benutzt1 Wert? Ich habe Probleme, die richtigen Zahlen herauszubekommen.

Einsetzen der Zahlen für Erde und Mond:

wo L0 = 1 * 3.846E+26W, R0 = 149597870,7 km

##L_1 = 1367,6 * ∏ * 1737,1^2 * 0,136 = 2199,1 ##

je nachdem was richtig ist! Aber keiner von beiden kommt in der Nähe von -12,74 heraus (mit dem unteren Ende kommt es auf etwa 30). Ich muss irgendwo falsch liegen - wahrscheinlich bei dieser letzten Gleichung oder dem F1, oder meine Einheiten irgendwo aufzurüsten.


Die scheinbare Helligkeit eines Himmelsobjekts, wie eines Sterns oder einer Galaxie, ist die Helligkeit, die ein Beobachter in einer bestimmten Entfernung vom Objekt misst. Je kleiner der Abstand zwischen Beobachter und Objekt ist, desto größer ist die scheinbare Helligkeit.

Zwei Objekte, die von der Erde aus gesehen die gleiche scheinbare Helligkeit haben, können entweder sein:

  • In gleicher Entfernung von der Erde, mit gleicher Leuchtkraft.
  • In verschiedenen Entfernungen von der Erde, mit unterschiedlichen Helligkeitswerten (ein weniger leuchtendes Objekt, das sich sehr nahe an der Erde befindet, kann so hell erscheinen wie ein sehr leuchtendes Objekt in großer Entfernung).

Um die scheinbare Helligkeit umzurechnen, ich, eines Sterns in eine reale Größe für den Stern (absolute Größe, M), müssen wir die Entfernung kennen, d zum Stern. Wenn wir die Entfernung und die absolute Helligkeit eines Sterns kennen, können wir alternativ seine scheinbare Helligkeit berechnen. Beide Berechnungen werden durchgeführt mit:

mit m – M bekannt als Distanzmodul und d in Parsec gemessen.

Die scheinbaren Helligkeiten, absoluten Helligkeiten und Entfernungen für ausgewählte Sterne sind unten aufgeführt:

Star ichv Mv d (Stk)
Sonne -26.8 4.83 0
Alpha Centauri -0.3 4.1 1.3
Canopus -0.72 -3.1 30.1
Rigel 0.14 -7.1 276.1
Deneb 1.26 -7.1 490.8

Obwohl Rigel und Deneb die gleiche reale Helligkeit (die gleiche absolute Helligkeit) haben, erscheint Rigel am Himmel heller als Deneb (es hat eine kleinere scheinbare Helligkeit), da es viel näher an der Erde ist.

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Also ähm, ich glaube, ich habe das c für das Visual in einer anderen Frage erhalten, ich denke, es ist -21,58.

Also L1+L2 = 10^((5,1+21,58)/-2,5)*(4*pi*d^2)+10^((4,6+21,58)/-2,5)*(4*pi*d^2) = 2,13*10^-11*(4*pi*d^2) + 3,37*10^-11*(4*pi*d^2)

m = -2,5*log(L/4*pi*d^2)+ c
m = -2,5*log(5,50*10^-11*(4*pi*d^2)/4*pi*d^2) -21,58
m = -2,5*log(5,50*10^-11) -21,58
m = 4,07

Ist das richtig? Ich dachte nur, woohoo, ich habe eine Nummer, die sich von den anderen unterscheidet, aber ich weiß nicht, ob sie richtig ist?

Ich habe zwei Fragen, die der obigen sehr ähnlich sind, aber ich bin mir ziemlich sicher, dass ich keinen Wert für die Konstante habe.

Ein Doppelstern hat eine scheinbare Gesamthelligkeit von 15,00. Ein Komponentenstern ist doppelt so hell wie der andere.

(a) Zeigen Sie, dass die scheinbare Helligkeit des helleren Sterns 15,44 beträgt. [2]

Dies kann ich tun, verstehe aber nicht, warum es funktioniert.

Dh - m + 2.5log(F) = hell --> F= 1.5
15 + 2,5log(1,5) = 15,44

(b) Der schwächere Stern hat einen absoluten Magnetude von 4,50. Wie weit ist das Binärsystem in Kpc entfernt?

Dann könnte ich diese nächste Frage sicher stellen, wenn da nicht die Verwirrung mit Teil a wäre, aber ich habe deswegen eine mentale Blockade. Ich kenne die Entfernungsgleichung D = 10 ^ (m-M)/5 x 10, aber ich brauche die scheinbare Helligkeit des schwächeren Sterns, um das herauszufinden, und ich kann es nicht. Ich glaube nicht, dass Sie die gesamte scheinbare Helligkeit finden müssen, um die Antwort zu finden, aber ich könnte mich irren.

BEARBEITEN - Wenn Sie eine vollständige Schätzung vornehmen, ergibt sich die scheinbare Helligkeit des schwachen Sterns 16.19 (unter Verwendung von 15 + 2.5log(3) ) einer Entfernung von 2.18Kpc? Auch wenn das richtig ist, es ist eine Wiederholung für eine Prüfung, also würde ich gerne wissen, wie es geht, anstatt mich dorthin zu stürzen.


Berechnung der scheinbaren Helligkeit eines Satelliten.

Ich versuche herauszufinden, wie man die scheinbare Helligkeit eines Satelliten aus einer Bodenposition berechnet. Ich habe alle Berechnungen, um tatsächlich herauszufinden, wo sich der Satellit befindet (SGP4), aber ich habe Schwierigkeiten, herauszufinden, wie man die Helligkeit berechnet. Ich habe auch die Eigenhelligkeit. Wenn mir jemand den richtigen Weg weisen könnte, wäre das super!

Ich biete einen Vorschlag zum Erstellen von Standardlichtkurven mit Sternen als Referenzpunkten an. Wahrscheinlich ratsam, routinemäßige Wiederholungsbeobachtungen zu verschiedenen Jahreszeiten (so klar wie möglich) von bekannten Sternen in Konstellationen am oder nahe dem Zenit mit der gleichen Optik und Detektoreinstellungen durchzuführen. Je mehr saubere Daten Sie eingeben, desto genauer werden sie sein. Für was es wert ist, ist es ein ziemlich manueller und mühsamer Prozess.

Ich würde gerne wissen, ob jemand einen besseren Weg hat oder ein schnelles ɺll-in-one' kalibriertes Gerät dafür empfehlen kann.


Sternenlicht

Es gibt verschiedene Arten von Berechnungen, die Sie durchführen müssen. Herausarbeiten von Unterschieden in der scheinbaren Vergrößerung, Ermitteln der absoluten und scheinbaren Vergrößerung sowie der Entfernung.

Frage 1

Spica hat eine scheinbare Helligkeit von 0,98 und eine absolute Helligkeit von -3,55. Was ist heller, wenn man es aus einer Entfernung von 10 Parsec betrachtet?

10 Parsec ist die Helligkeit, die bei absoluter Helligkeit gemessen wird. Eine kleinere (oder sogar negative) Zahl ist heller. Die absolute Helligkeit von Spica ist daher heller.

Frage 2

Stern A hat eine scheinbare Helligkeit von 2,3. Es ist 2,5-mal heller als B. Wie groß ist die scheinbare Helligkeit von B?

2,5 heller = 1 Magnitude
B = 3,3

Frage 3

Zwei Sterne A und B haben unterschiedliche scheinbare Helligkeiten: A= 1.8, B = 4.8
a) Um wie viel Grad scheinbarer Helligkeit ist A heller als B?
b) Wie viel heller ist A als B

a) 4,8 minus 1,8 = 3
b) 2,53 = 2,5 x 2,5 x 2,5 = 16

Frage 4

Der Stern Rigel ist 238 Parsec von der Erde entfernt. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 0,15. Was ist Rigels absolute Größe?

M = m + 5 - 5 log d
M = 0,15 + 5 -5 log 238
M = -6,73

Frage 5

Der Stern Regulus hat eine absolute Helligkeit von 0,54. Es ist 23,8 Parsec von der Erde entfernt. Wie groß ist seine scheinbare Helligkeit von der Erde aus?

m = M-5+5 log d
m = 0,54 -5 + 5 log 23,8
m = 2,42

Frage 6

Deneb hat eine scheinbare Helligkeit von 1,25 und eine absolute Helligkeit von -8,75. Wie weit ist Deneb in Parsec von der Erde entfernt?

10 (m-M+5)/5
(m-M+5)/5
1,25 - -8,75 + 5 = 15 (Subtrahieren einer negativen Zahl ergibt eine positive)
15/5 = 3
103 = 1000 Parsec


Helligkeitswerte (scheinbare Helligkeit) vergleichen

Rechner zum Vergleich der Helligkeit zweier Himmelsobjekte in mag. Dieses Maß wird in der Astronomie für Sterne und Planeten verwendet und basiert auf alten Überlieferungen. Je kleiner der Wert, desto heller ist das Objekt. 1850 wurde die Helligkeitsskala so definiert, dass die erste Helligkeit (1,0 mag) hundertmal heller ist als die sechste (6,0 mag). Fünf Größen haben eine 100-fache Differenz, also beträgt die Differenz von einem Schritt zum anderen 5 &radic 100-mal = 2,51188643150958. Die Basis des Logarithmus ist der multiplikative Kehrwert dieses Wertes, da die Helligkeit mit steigenden Werten abnimmt.
Bitte geben Sie zwei Werte ein, der dritte wird berechnet.

Beispiel: Sirius, der hellste Stern am Himmel, außer der Sonne, hat mit -1,46 mag fast die 24-fache Helligkeit von Polaris mit 1,97 mag. Die Sonne mit ihrer Helligkeit von -26,74 Magnituden ist fast 13 Milliarden Mal so hell wie Sirius. Das sind die scheinbaren Helligkeiten, die durch die unterschiedlichen Entfernungen von der Erde verursacht werden. Für die absolute Helligkeit, wenn alle diese Sterne die gleiche Entfernung hätten, wäre Polaris der hellste dieser drei, der nächste wäre Sirius.


3 Antworten 3

Der größere Einbruch tritt ein, wenn der kühlere Stern vor dem heißeren Objekt vorbeizieht. Der Grund für den größeren Einbruch ist in diesem Fall, dass die Lichtmenge, die von dem Bereich des heißeren Sterns, der vom kühleren Stern bedeckt ist, viel größer ist als die Lichtmenge, die von der gleichen Fläche auf dem kühleren Stern abgegeben wird. Wenn also der kühle Stern vor dem heißeren vorbeizieht, wird viel Licht blockiert und die Senke ist groß. Wenn der heißere Stern jedoch vor dem kühleren Stern vorbeizieht, ist nicht so viel Licht verloren gegangen und der Einbruch ist geringer.

Je näher die beiden Sterne in Temperatur (und Helligkeit) sind, desto gleich groß sind die Einbrüche. In diesem Fall haben wir einen sehr schwachen Stern, der einen sehr hellen umkreist, da der Abfall der primären Sonnenfinsternis (bei Phase 0.0 == 1.0) 1,6 Größenordnungen beträgt, während der sekundäre Abfall (bei Phase 0,5) sehr klein ist, weniger als 0,1 Größenordnungen.

Wenn man logisch darüber nachdenkt, sollte es leicht zu visualisieren sein.

Tatsächlich ist die heller Stern muss nicht sein größer Notwendig. Es könnte sehr gut kleiner sein - vielleicht ist der größere Stern ein roter Riese, während der kleinere Stern eine blaue Hauptreihe ist, die eine höhere Leuchtkraft hat.

In jedem Fall tritt der Mittelpunkt des M auf, wenn die Stern mit niedrigerer Oberflächentemperatur geht hinter die Stern mit höherer Oberflächentemperatur, und die Seiten sind, wenn das Gegenteil passiert. Der Grund: Die Lichtmenge, die pro Quadratmeter der Oberfläche eines Sterns abgegeben wird, hängt direkt von der Oberflächentemperatur des Sterns ab. Die Oberflächentemperatur beträgt nicht immer bezogen auf die Größe des Sterns (wenn beide Sterne Hauptreihen sind, hat der größere Stern die höhere Oberflächentemperatur, aber wenn einer der Sterne ein Riese ist, ist dies möglicherweise nicht der Fall - Riesensterne sind im Vergleich relativ kühl). Wann immer eine Sonnenfinsternis auftritt, egal welcher Stern gerade verfinstert wird, gleiche Fläche wird abgedeckt covered (entspricht der Größe des kleineren Sterns). Da also die gleiche Oberfläche in beide Richtungen bedeckt ist, wird der Stern mit der höheren Oberflächentemperatur die tieferen Einbrüche in der Grafik ergeben, wenn er verfinstert wird.

Das bedeutet, dass die heller Stern ist nicht unbedingt derjenige mit der höheren Oberflächentemperatur. Hier ist ein Beispiel: Angenommen, Sie haben einen wahnsinnig großen Überriesenstern, der die 100.000-fache Leuchtkraft der Sonne hat. Trotzdem ist es ziemlich kühl - seine hohe Leuchtkraft ist seiner Größe geschuldet. Wir haben auch einen relativ kleinen, aber extrem heißen blauen Stern vom Typ O, der das 50.000-fache der Leuchtkraft der Sonne hat. Nun ist der Überriese, obwohl er eine niedrigere Oberflächentemperatur hat, insgesamt noch heller. Es gilt jedoch nach wie vor das gleiche Prinzip: Die kleiner Das zentrale Eintauchen des M tritt auf, wenn der blaue Stern den Überriesen bedeckt (mit anderen Worten, wenn der Dimmer Stern verdeckt die heller Stern) und die größer Einbrüche treten auf, wenn der Überriese den blauen Stern verdeckt.

Sehen Sie sich diesen schönen binären Simulator der Finsternis an, um eine visuelle Vorstellung davon zu bekommen, wie er funktioniert.


Das Größensystem

Der Lichtstrom (oder die scheinbare Helligkeit) einer Lichtquelle wird in ähnlichen Einheiten wie auf der vorherigen Seite angegeben (Joule pro Sekunde pro Quadratmeter). Je mehr Licht wir von dem Objekt empfangen, desto größer ist der gemessene Lichtstrom in diesem Einheitensatz oder in einem anderen äquivalenten Einheitensatz. Astronomen verwenden jedoch immer noch ein System zur Messung der stellaren Helligkeit namens Größensystem das wurde von dem antiken griechischen Wissenschaftler Hipparchos eingeführt. Im Größensystem gruppierte Hipparchos die hellsten Sterne und nannte sie erste Größe, etwas schwächere Sterne waren zweite Größe und die schwächsten Sterne, die das Auge sehen konnte, wurden als sechste Größe aufgeführt. Beachten Sie, dass das Größensystem daher rückwärts gerichtet ist – je heller ein Stern ist, desto kleiner ist seine Helligkeit.

Unsere Augen können einen Helligkeitsunterschied von etwa dem Faktor 100 zwischen Sternen erkennen, so dass ein Stern erster Größe etwa 100-mal heller ist als ein Stern sechster Größe. Wir haben diese Beziehung in der modernen Größenskala beibehalten, sodass sich die Objekte für jeweils 5 Helligkeitsunterschiede in der Helligkeit zweier Objekte um einen Faktor von 100 in der scheinbaren Helligkeit (Fluss) unterscheiden. Wenn Objekt A 10 Größenordnungen lichtschwächer ist als Objekt B, ist es (100 x 100) oder 10.000 mal lichtschwächer. Wenn Objekt A 15 Magnituden lichtschwächer ist als Objekt B, ist es (100 x 100 x 100) oder 1.000.000 mal lichtschwächer.

Denken Sie daran, dass die scheinbare Helligkeit eines Objekts von seiner Entfernung zu uns abhängt. Die Größe eines Sterns hängt also von der Entfernung ab. Je näher der Stern an uns ist, desto heller wird seine Helligkeit. Das heißt, die scheinbare Helligkeit eines Sterns ist seine auf der Erde gemessene Helligkeit. Astronomen verwenden jedoch das System von absolute Größen Sterne danach zu klassifizieren, wie sie aussehen würden, wenn sie alle in der gleichen Entfernung wären. Wenn wir die Entfernung zu diesem Stern kennen und berechnen, wie groß seine scheinbare Helligkeit bei einer Entfernung von 10 pc wäre, nennen wir diesen Wert die absolute Helligkeit des Sterns. In diesem System:

  • Wenn ein Stern genau 10 PC von uns entfernt ist, entspricht seine scheinbare Helligkeit seiner absoluten Helligkeit.
  • Wenn der Stern näher als 10 pc an uns ist, erscheint er heller, als wenn er bei 10 pc wäre, also ist seine scheinbare Helligkeit kleiner als seine absolute Größe.
  • Wenn der Stern weiter als 10 pc entfernt ist, erscheint er schwächer, als wenn er bei 10 pc wäre, also ist seine scheinbare Helligkeit größer als seine absolute Größe.

Die scheinbare Helligkeit eines Sterns hat einen äquivalenten Fluss oder eine scheinbare Helligkeit. Die absolute Helligkeit eines Sterns entspricht seiner Leuchtkraft, da sie Ihnen ein Maß für die Helligkeit in einer bestimmten Entfernung gibt, die Sie dann in die Energiemenge umrechnen können, die an der Oberfläche des Sterns emittiert wird.

Da das Magnitudensystem rückwärts gerichtet ist (helleres Objekt = kleinere Magnitude), kann es verwirrend sein. Aus diesem Grund werden wir in diesem Kurs keine Magnituden verwenden, und ich würde sogar empfehlen, sie in Ihren eigenen Kursen nicht zu verwenden. Stattdessen beziehe ich mich weiterhin auf die scheinbare Helligkeit oder den Fluss eines Objekts, um die Messung seiner Helligkeit auf der Erde zu bezeichnen, und die Leuchtkraft eines Objekts, um sich auf die intrinsische Energiemenge zu beziehen, die es emittiert. Sie sollten sich jedoch der Existenz des Magnitudensystems bewusst sein, da es wahrscheinlich in den meisten Astronomie-Publikationen verwendet wird, die Sie während dieses Kurses lesen.

Möchten Sie mehr erfahren?

Wenn Sie den starken Wunsch haben, das Größensystem zu Ihrem eigenen Vorteil zu lernen, empfehle ich die Gespräche an folgenden Orten: