Astronomie

Wie kann die scheinbare Helligkeit negativ sein?

Wie kann die scheinbare Helligkeit negativ sein?

Was ist der Grund für diese Skala? Liegt es daran, dass sonst die Definition eines Maximums zu schwer wäre(?). Warum wird Objekten, die (scheinbar) heller sind, eine kleinere Zahl (und bis auf negativ) zugewiesen?


Die scheinbare Helligkeit ist ein Maß dafür, wie hell ein Objekt einem Beobachter auf der Erde erscheint, d. h. sie ist eine Funktion sowohl der intrinsischen Leuchtkraft des Objekts als auch seiner Entfernung von uns. Das Konzept der Größenklassen geht auf die alten Griechen zurück, als Sterne am Himmel in sechs Größenklassen eingeteilt wurden (die hellste ist 1 und die schwächste ist 6). Jede sukzessive niedrigere Helligkeit war doppelt so hell wie die vorherige, was bedeutet, dass die Skala logarithmisch war. Aus historischen Gründen verwenden wir immer noch Größen, obwohl die Skala später standardisiert wurde, um die Formel zu verwenden

$m_x - m_{x,0} = -2,5log_{10}(frac{F_x}{F_{x,0}})$

wobei $m_x$ und $F_x$ die Größe und der Fluss des interessierenden Objekts sind und $m_{x,0}$ und $F_{x,0}$ die Größe des Flusses eines Referenzobjekts sind (wo normalerweise Vega ist verwendet, um den 0-Punkt in der Größe zu definieren). Dies bedeutet, dass jedes Objekt, das heller als Vega erscheint, eine negative Helligkeit hat. Es gibt keine Begrenzung, wie hell ein Objekt erscheinen kann, also gibt es keine untere Grenze für die Helligkeiten. Die Sonne zum Beispiel hat als hellstes Objekt an unserem Himmel eine Helligkeit von etwa -27.


Die Magnitudenskala ist eine logarithmische Skala. Eine Erhöhung um 1 Magnitude entspricht einer Helligkeitsabnahme von etwa dem 2,5-fachen Dimmer. Vega, ein heller Stern hat eine Größe von 0, also hätte jeder Stern, der heller als Vega ist, eine Größe von weniger als 0.

Dies ist ein seltsames System; der Grund dafür ist historisch. Die alten Griechen ordneten Sterne nach ihrer Helligkeit in Kategorien: die Sterne der ersten Größenordnung waren die hellsten, die sechste Größenordnung waren die dunkelsten. Als es möglich wurde, die Lichtintensität von Sternen genau zu messen, wurde die Skala so gewählt, dass sie sich den traditionellen Helligkeiten annähert, aber bei diesen formalen Helligkeitsmessungen machte es die logarithmische Natur der Skala unvermeidlich, dass die hellsten Objekte eine Helligkeit das war unter 1 oder sogar negativ.


WAS IST SCHEINBARE GRÖSSE?

Die Astronomie definiert heute zwei Arten von Größen. Scheinbare Größe und absolute Größe. Im folgenden Text erzähle ich Ihnen von der scheinbaren Helligkeit. Beim Blick in den Sternenhimmel fällt auf, dass die Sterne anders leuchten. Einige sind überwiegend hell und einige sind kaum sichtbar. In der Zeit vor dem Erscheinen des Teleskops verließen sich die Menschen auf ihre Sternbeobachtungen für das, was sie mit ihren Augen sahen. Sie teilten den Stern in sechs Kategorien ein. Selbst dann können wir sagen, bei sechs verschiedenen Helligkeiten von Sternen. Zwanzig hellste Sterne wurden als 1 Kategorie deklariert und Sterne wurden bis zu 6 Sterne als am wenigsten sichtbar bewertet. Je kleiner die Zahl, desto heller der Stern. Eine Person mit gutem Sehvermögen kann an einem dunklen Ort und bei klarem Himmel das Leuchten von Sternen bis zur sechsten Größe sehen. Im 18. Jahrhundert fanden Astronomen heraus, dass ein Stern der Größe 6 100 Mal dunkler war als ein Stern der Größe 1 . Aus dieser Logik schlossen sie, dass der Stern der ersten Größe 2.512 mal heller war als der Stern der zweiten Größe. Rein logarithmische Skala. Als Teleskope auftauchten, erkannten Astronomen, dass es Milliarden anderer Sterne gab, die sie noch nie zuvor gesehen hatten. Sie erkannten, dass es höhere Helligkeiten gab, weil sie Sterne mit noch geringerem Glanz als der sechsten Größe sahen.


Größe in der Astronomie

Das Wort "Magnitude" in der Astronomie ist die Helligkeit, die ein Himmelsobjekt aufrechterhält.

Wenn wir von Sternen wie Beteigeuze oder einer Galaxie wie der Andromeda-Galaxie sprechen, haben sie alle eine gewisse Helligkeit, die wir mit dem Konzept der Magnitudenastronomie berechnen können.

Die Magnitude ist jedoch eine einheitenlose Messung der Helligkeit astronomischer Objekte in einem vordefinierten Durchlassbereich. Der definierte Durchlassbereich ist entweder das sichtbare oder das Infrarotspektrum. Darüber hinaus können wir die Helligkeit auch über Wellenlängen hinweg beobachten.

Auf dieser Seite werden wir die Magnitudenastronomie und die Absolute Magnitudenastronomie im Detail verstehen.

Größe astronomischer Objekte

Hipparchos von Nicäa war ein griechischer Mathematiker, Astronom und Geograph. Er führte eine noch so ungenaue systematische Messung zur Bestimmung der Größe von Objekten ein.

Er ist ein bekannter alter astronomischer Beobachter. Außerdem ist er einer der größten Astronomen der Antike.

Darüber hinaus führte er quantitative und genaue Modelle für das Überleben von Sonne und Mond ein.

Größen-Astronomie-Definition

Hier werden wir die Größenskala-Astronomie anhand einiger Beispiele zur scheinbaren visuellen Helligkeit verstehen:

Die Helligkeit ist das Maß für die Helligkeit verschiedener Himmelskörper, wie Sterne und Galaxien.

Je heller das Objekt ist, desto geringer ist daher seine Größe in ganzen Zahlen.

In der Antike ordneten Astronomen den Stern in sechs Größenklassen ein. Die erste Magnitudenklasse umfasst die hellsten Sterne.

Eine Größenordnung ist das Verhältnis der Helligkeit von 2,512 mal. Zum Beispiel ist ein Stern mit einer Größe von 5,0 2,512 mal heller als ein Stern mit einer Größe von 6,0.

Somit bezieht sich eine Differenz von fünf Größenordnungen auf ein Helligkeitsverhältnis von 100 zu 1.

Nach Standardisierung und Zuweisung von Nullpunkten wurde festgestellt, dass die hellste Klasse eine große Bandbreite an Leuchtkraft enthält. Darüber hinaus wurden die negativen Magnituden eingeführt, um die Reichweite zu erweitern.

Größenskala Astronomie

Astronomen verwenden zwei verschiedene Größenmessungen:

Lassen Sie uns zunächst über die scheinbare Größe sprechen:

Die scheinbare Helligkeit (m) ist die Helligkeit des Objekts, wie es am Nachthimmel von der Erde aus erscheint.

Die scheinbare Größe hängt von den folgenden Attributen eines Objekts ab:

Extinction reduziert seine Helligkeit.

Zweitens haben wir eine absolute Größe:

Die absolute Helligkeit (M) beschreibt die Eigenhelligkeit, die ein Objekt aussendet.

Ebenso ist die absolute Helligkeit (M) gleich der scheinbaren Helligkeit, wenn sich das Objekt in einiger Entfernung von der Erde befindet. Der Abstand sollte für Sterne etwa 10 Parsec betragen.

Scheinbare Größe eines Sterns

Die scheinbare Helligkeit (m) eines Sterns ist die Helligkeit eines Objekts, wie es einem Beobachter auf der Erde erscheint.

Die visuelle Größe von Sternen ist beispielsweise wie folgt:

Die scheinbare Helligkeit der Sonne beträgt - 26,7.

Darüber hinaus beträgt die scheinbare Helligkeit des Vollmonds etwa -11.

Darüber hinaus beträgt die scheinbare Helligkeit des hellen Sterns Sirius - 1,5.

Die schwächsten Objekte, die mit dem Hubble-Weltraumteleskop sichtbar sind, haben jedoch eine scheinbare Helligkeit von 30.

Scheinbare Helligkeit von Sternen

Scheinbare Helligkeit ist, wie ein Stern erscheint, wenn wir ihn von der Erde aus betrachten. Sie hängt jedoch von der absoluten Helligkeit und der Entfernung des Sterns von der Erde ab.

Zum Beispiel beträgt die scheinbare visuelle Helligkeitsskala eines Sterns + 3 und die absolute visuelle Helligkeit beträgt 0,8.

Absolute Helligkeit ist hier die Leuchtkraft, die ein Maß für die von der Sonne abgestrahlte Gesamtleistung ist.

Daher zwei Sterne, die gleich hell oder glitzernd erscheinen, obwohl sie näher sind, Abendessenstern und der weiter entfernte, heller.

[Bild wird in Kürze hochgeladen]

Absolute Größendefinition Astronomie

Absolute Magnitude ist die Helligkeit, die ein Objekt zeigt, wenn es aus einer Entfernung von 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) betrachtet wird. Die absolute Helligkeit der Sonne beträgt 4,8.

Wir müssen wissen, dass die absolute Helligkeit umgekehrt mit der Helligkeit von Himmelsobjekten variiert.

Wenn also die Helligkeit eines Sterns/einer Galaxie geringer ist, bedeutet dies, dass sie hell sind und umgekehrt.

Die absolute Helligkeit der Sterne reicht von -10 bis +17. Die Größe der Galaxien ist jedoch geringer. Wenn wir über die riesige elliptische Galaxie M87 sprechen, beträgt ihre absolute Helligkeit -22.

Hier bedeutet - 22, dass die M87-Galaxie so hell ist wie 60.000 Sterne der Größenordnung - 10.

Absolute Magnitude Astronomie

Die Helligkeit des Sterns ist nur dann wahr oder absolut, wenn alle Sterne einen gleichmäßigen Abstand von der Erde haben.

Die absolute Helligkeit von Sternen wird im Vergleich zu unserer Sonne gemessen.

m < 1, heller als die Sonne

Außerdem ist m > 1, weniger hell als Sonne

Entfernungsmodul Astronomie

Wissen Sie, was Entfernungsmodul-Astronomie ist? Wenn nicht, haben wir, um es einfacher auszudrücken, seine Definition:

Ein Entfernungsmodul ist eine Möglichkeit, Entfernungen in der Astronomie auszudrücken.

Es beschreibt Entfernungen auf einer logarithmischen Skala, alles was im astronomischen Größensystem berücksichtigt wird.

Wissen Sie?

Im Jahr 1850 schlug Norman Robert Pogson, ein englischer Regierungsastronom, eine mathematische Skala der stellaren Größen vor, wobei das Verhältnis zweier aufeinanderfolgender Größen die fünfte Wurzel von hundert ist (

Er bezeichnete diese Beziehung auch als Pogson-Ratio. Sicherlich ist dieses System derzeit im Einsatz.

Astronomen verwenden eine komplexere Definition der absoluten Größe für Planeten und kleine Körper des Sonnensystems.

Sie messen die absolute Helligkeit anhand ihrer Helligkeit in einer astronomischen Einheit vom Beobachter und der Sonne.


2 Antworten 2

Dies ist ein weit verbreitetes Missverständnis unter Physikstudenten, also lassen Sie mich sehen, ob ich einige Beispiele anführen kann, die die Unterscheidung klarer machen.

VEKTOREN sind Größen mit a Größe und ein Richtung. Die Größe der Geschwindigkeit ist die Geschwindigkeit, die immer positiv ist.

  • Beispiele: Wie Sie bereits erwähnt haben, ist die Geschwindigkeit eines der einfachsten Beispiele für eine Vektorgröße. Andere gute Beispiele sind Kräfte und Impulse.
  • Für einen Vektor $vec$ , die Größe des Vektors, $|vec|$ ist die Länge des Vektors. Diese Menge ist immer positiv! Die Größe der Geschwindigkeit ist beispielsweise die Geschwindigkeit, die immer positiv ist. (Wenn ein Auto 95 Meilen pro Stunde fährt, würde eine Radarpistole die Geschwindigkeit eines Autos als 95 Meilen pro Stunde registrieren, unabhängig davon, ob das Auto rückwärts, vorwärts oder seitwärts fährt). Ebenso ist die Größe einer Kraft immer eine positive Zahl, auch wenn die Kraft nach unten zeigt. Wenn Sie 7$ N Kräfte haben, die nach oben, unten, links und rechts zeigen, beträgt die Größe dieser Kräfte alle nur 7$ N. Noch einmal: der Betrag eines Vektors ist seine Länge, die immer positiv ist.

SKALAR andererseits ganz anders funktionieren. Skalare Größen haben einen Zahlenwert und ein Vorzeichen.

Beispiele: Temperatur ist ein schönes einfaches Beispiel. Andere sind Zeit, Energie, Alter und Körpergröße.

Für einen Skalar $s$ , der absolute Wert des Skalars, $|s|$ ist einfach der gleiche numerische Wert wie zuvor, wobei das negative Vorzeichen (falls vorhanden) abgeschnitten wurde. Wir reden nicht (oder sollten zumindest nicht!) über die "Größe" eines Skalars! Vom Konzept her empfehle ich, den Absolutwert eines Skalars und die Größe eines Vektors als völlig unterschiedliche Dinge zu betrachten. Wenn es draußen $-3°F$ ist, macht es keinen Sinn, über die Höhe der Temperatur zu sprechen. Sie könnten jedoch den absoluten Wert der Temperatur mit $3°F$ berechnen.

Beachten Sie, dass einige skalare Größen als negative Zahlen keinen Sinn ergeben: Das Alter einer Person ist eine skalare Größe, und wir sprechen nicht wirklich über negatives Alter. Ein weiteres Beispiel sind Temperaturen, die auf der Kelvin-Skala gemessen werden.

Um Ihre Frage zu beantworten, ist Energie ein Skalar, hat also keine Größe. Wenn ein Körper -40J potentielle Energie hat, dann hat er einfach 40J weniger als Ihr willkürlicher 0-Punkt. Es macht keinen Sinn, über die Größe dieser Skalargröße zu sprechen. Bitte lassen Sie mich wissen, ob das Ihrem Verständnis geholfen oder geschadet hat!


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Unterschied zwischen absoluter Größe und scheinbarer Größe

Der Hauptunterschied zwischen Absoluter Magnitude und scheinbarer Magnitude besteht darin, dass die Absolute Magnitude die Schätzung der Helligkeit des Sterns aus 10 Parsec oder 32,58 Lichtjahren Entfernung ist, während die scheinbare Magnitude die Schätzung der Helligkeit des Sterns aus der Entfernung der Erde ist und das Star.

Absolute Größe vs. scheinbare Größe

Die Schätzung der Leuchtdichte eines Sterns, die als Helligkeitsstufe des Sterns angegeben werden kann, wenn sie aus einer Entfernung von 10 Parsec (2,58 Lichtjahre) beobachtet wird, ist andererseits als absolute Helligkeit bekannt, die Schätzung der Leuchtkraft eines Sterns aus der Entfernung der Erde, wenn man sie betrachtet, wird als scheinbare Helligkeit bezeichnet.

Die natürlich eingebaute Eigenhelligkeit des Sterns ist mit der absoluten Helligkeit auf der anderen Seite verbunden, der Zustand der Flussdichte (Energie) durch den Stern ist mit der scheinbaren Helligkeit verbunden.

Die Messung der absoluten Helligkeit eines astronomischen Körpers beträgt zehn Parsec (32,58 Lichtjahre), wenn keine mögliche Ursache vorliegt, die die Helligkeit einschränken könnte. Auf der anderen Seite der Medaille beinhaltet die Messung der scheinbaren Helligkeit eines astronomischen Körpers (Sterns) keine Interpretation der Entfernung eines Sterns von der Erde. Dennoch kann es einfach von jedem Punkt aus entweder vom Teleskop oder dem bloßen Auge aus betrachtet werden.

Die Berechnung für die Schätzung der absoluten Helligkeit eines Sterns erfolgt hingegen durch den bekannten Abstandswert, die scheinbare Helligkeit wird dagegen durch die Entfernung des Sterns von einem beliebigen Punkt gemessen. In dieser Magnitude-Distanz-Formel gilt: Distanz = d in Einheit Parsec, absolute Magnitude = Mv, (mv-Mv) = Distanzmodul des Sterns auf der gegenüberliegenden Seite, scheinbare Magnitude = mv. Die Gleichung lautet mv – Mv = – 5 + 5 log10(d). Das Symbol für die absolute Helligkeit ist also auf der anderen Seite „Mv“, das Symbol für die scheinbare Helligkeit ist „mv“.

Vergleichstabelle

Absolute GrößeScheinbare Größe
Es ist die Schätzung der Helligkeit des Sterns aus 10 Parsec oder 32,58 Lichtjahren Entfernung.Es ist die Schätzung der Helligkeit eines Sterns aus der Entfernung der Erde und dieses Sterns.
Messung
Die Helligkeit eines Sterns wird aus einer Standardentfernung gemessen.Die Helligkeit eines Sterns wird aus einer Entfernung von einem beliebigen Punkt gemessen.
Entfernung
Beobachtet aus 10 Parsec (2,58 Lichtjahre)Beobachtet aus der Entfernung der Erde
Natur der Größe
Die intrinsische Leuchtkraft eines SternsEnergiefluss eines Sterns
Symbol
Mvmv
Sonnenstärke
4.8-26.93

Was ist absolute Größe?

Die absolute Helligkeit in physikalischer Hinsicht ist ein Maß für die Leuchtkraft des Sterns, die hier als Helligkeit des Sterns bezeichnet wird, wenn er über eine Entfernung von 10 Parsec oder einem Lichtjahrwert von 32,58 beobachtet wird. Die Messung der absoluten Helligkeit eines astronomischen Körpers beträgt zehn Parsec (32,58 Lichtjahre), wenn keine mögliche Ursache vorliegt, die die Beleuchtung einschränken könnte. Die absoluten Helligkeiten heller Sterne sind wie Sirius 1,45, Arcturus -0,31, Vega 0,58, Spica -3,55, Barnards Stern 13,24 und Proxima Centauri 15,45.

Die Gleichung lautet mv – Mv = – 5 + 5 log10(d). Das Symbol für die Darstellung der absoluten Helligkeit ist also „Mv“. Die Natur der absoluten Helligkeit ist die intrinsische Leuchtkraft eines Sterns. Basierend auf der Hipparch-Skala beträgt die absolute Helligkeit der Sonne 4,83. Die Berechnung für die Messung der absoluten Helligkeit eines Sterns erfolgt über den Standardwert der Entfernung. Die intrinsische Helligkeit des Sterns, die von Natur aus integral ist, hängt mit der absoluten Helligkeit zusammen. Es bedeutet, dass die absolute Helligkeit die natürliche Helligkeit des Sterns ist.

Gemäß der Magnitude-Distanz-Formel, wobei Distanz = d in Einheitsparsec ist, ist die absolute Magnitude gleich Mv, (mv-Mv), was dem Distanzmodul des Sterns entspricht. Die Messung der Helligkeit des Sterns, die als Helligkeitsstufe des Sterns aus 10 Parsec (2,58 Lichtjahre) Entfernung gemessen werden kann, wird als absolute Helligkeit bezeichnet. Diese Messung der Helligkeit eines Sterns kann mit Hilfe des Teleskops durchgeführt werden, und das bloße Auge kann diese natürliche Leuchtkraft nicht messen.

Was ist scheinbare Größe?

Die scheinbare Größe in Bezug auf die Physik ist ein Maß für die Sternhelligkeit, dh die Leuchtkraft des Sterns, wenn die Entfernung von der Erde zu diesem hellen Stern gemessen wird. Die scheinbare Helligkeit dieser Sterne beträgt Vega 0,03, Sirius -1,44, Arcturus -0,05, Vega 0,03, Spica 0,98, Barnard’s Star 9,54 und Proxima Centauri 11,01. Die Gleichung lautet mv – Mv = – 5 + 5 log10(d). Das Symbol für die Darstellung der scheinbaren Helligkeit ist also „mv“.

Nach der Magnitude-Distanz-Formel ist die scheinbare Helligkeit gleich mv. Der Zustand der Flussdichte (Energie) des Sterns hängt mit der scheinbaren Helligkeit zusammen. Die Messung der Leuchtkraft eines Sterns aus der Entfernung der Erde zu diesem gemessenen Stern bei der Betrachtung wird als scheinbare Helligkeit bezeichnet. Die Berechnung der scheinbaren Helligkeit eines astronomischen Körpers (Sterns) beinhaltet nicht die Bestimmung der Entfernung eines Sterns von der Erde. Dennoch kann es mit Hilfe des bloßen Auges oder des Teleskops von jedem Punkt aus leicht gemessen werden.

Eine scheinbare Helligkeit kann jedoch durch die Entfernung des Sterns von jedem Punkt gemessen werden. Der Hauptdiskussionspunkt der scheinbaren Helligkeit kann sich auf die Helligkeit eines Sterns beziehen. Diese scheinbare Helligkeit ist nicht die intrinsische Eigenschaft eines Sterns, kann aber mit Hilfe des Teleskops in Bezug auf die Entfernung von der Erde gemessen werden.

Hauptunterschiede

  1. Die absoluten Helligkeiten bekannter Sterne sind wie Sirius 1,45, Arcturus -0,31, Vega 0,58, Spica -3,55, Barnards Stern 24 und Proxima Centauri 15,45 Auf der anderen Seite ist die scheinbare Helligkeit dieser Sterne Vega 0,03, Sirius - 1,44, Arcturus -0,05, Vega 0,03, Spica 0,98, Barnard’s Star 9,54 und Proxima Centauri 11,01.
  2. Basierend auf der Hipparch-Skala hat die Sonne hingegen 4,83 absolute Helligkeiten, die Sonne hat -26, der Mond hat -11 und die Venus hat -3 scheinbare Helligkeit.
  3. Das Symbol, das verwendet wird, um die absolute Helligkeit darzustellen, ist Mv auf der gegenüberliegenden Seite, das Symbol, das verwendet wird, um die scheinbare Helligkeit darzustellen, ist mv.
  4. In absoluter Helligkeit wird die Helligkeit eines Sterns von einem Standardfernpunkt auf der gegenüberliegenden Seite gemessen, in scheinbarer Helligkeit wird die Helligkeit eines Sterns aus einer Entfernung von jedem Punkt gemessen.
  5. Die Natur der absoluten Helligkeit ist dagegen die intrinsische Leuchtkraft eines Sterns, die Natur der scheinbaren Helligkeit ist der Energiefluss des Sterns.
  6. Absolute Helligkeit ist die Messung der Sternhelligkeit von 10 Parsec oder 32,58 Lichtjahren auf der anderen Seite, scheinbare Helligkeit ist die Messung der Sternhelligkeit aus der Entfernung der Erde zu diesem Stern.
  7. Die natürliche Helligkeit des Sterns hängt hauptsächlich mit der absoluten Helligkeit auf der anderen Seite zusammen, die Flusszustandsdichte des Sterns ist mit der scheinbaren Helligkeit verbunden.
  8. Gemäß der Magnitude-Distanz-Formel mit d = Einheit in Parsec, absolute Magnitude = Mv auf der gegenüberliegenden Seite, scheinbare Magnitude = mv.

Fazit

Die obige Diskussion kommt zu dem Schluss, dass die Natur der absoluten Helligkeit die natürliche Helligkeit des Sterns auf der anderen Seite ist, die Natur der scheinbaren Helligkeit die Flusszustandsdichte des Sterns ist.

Harlon Moss

Harlon arbeitet derzeit als Qualitätsmoderator und Inhaltsautor für das Difference Wiki. 2010 schloss er sein Studium der Informatik an der University of California ab. Folgen Sie ihm auf Twitter @HarlonMoss


Magnituden: Messung der Helligkeit von Sternen

Wenn Sie den Nachthimmel beobachtet haben, haben Sie bemerkt, dass einige Sterne heller sind als andere. Der hellste Stern am Winterhimmel der nördlichen Hemisphäre ist Sirius, der "Hundestern", der Orion auf seiner nächtlichen Reise durch den Himmel begleitet. Im Sternbild der Harfe Lyra leuchtet Vega am hellsten am Sommerhimmel. Wie hell ist Sirius im Vergleich zu seinen sternenklaren Begleitern am Nachthimmel? Wie ist es im Vergleich zu Vega, seinem Gegenstück am Sommerhimmel? Wie hell sind diese Sterne im Vergleich zu dem von der Mondoberfläche reflektierten Licht? Von der Oberfläche der Venus?

Die Methode, die wir heute verwenden, um die scheinbare Helligkeit von Sternen zu vergleichen, hat ihre Wurzeln in der Antike. Hipparchos, ein griechischer Astronom, der im zweiten Jahrhundert v. Chr. lebte, wird normalerweise für die Formulierung eines Systems zur Klassifizierung der Helligkeit von Sternen verantwortlich gemacht. Er nannte den hellsten Stern in jeder Konstellation "erste Größe". Ptolemäus verfeinerte 140 n. Chr. das System des Hipparchos und verwendete eine Skala von 1 bis 6, um die Helligkeit der Sterne zu vergleichen, wobei 1 die hellste und 6 die schwächste war. Astronomen in der Mitte des 19. Jahrhunderts quantifizierten diese Zahlen und modifizierten das alte griechische System. Messungen zeigten, dass Sterne der 1. Größe 100-mal heller waren als Sterne der 6. Größe. Es wurde auch berechnet, dass das menschliche Auge eine Änderung um eine Größenordnung als 2,5-mal heller wahrnimmt, sodass eine Änderung in 5 Größen als 2,5- bis 5-mal (oder etwa 100) heller erscheint. Daher wurde eine Differenz von 5 Magnituden als gleich einem Faktor von genau 100 in der scheinbaren Helligkeit definiert.

Daraus folgt, dass eine Größe gleich der fünften Wurzel von 100 oder ungefähr 2,5 ist, daher kann die scheinbare Helligkeit zweier Objekte durch Subtrahieren der Differenz ihrer einzelnen Größen und Erhöhen von 2,5 mit dieser Differenz verglichen werden. Zum Beispiel haben Venus und Sirius einen Unterschied von etwa 3 Größenordnungen. Dies bedeutet, dass Venus für das menschliche Auge 2,5 3 (oder etwa 15) mal heller erscheint als Sirius. Mit anderen Worten, es bräuchte 15 Sterne mit der Helligkeit von Sirius an einem Punkt am Himmel, um die Helligkeit der Venus zu erreichen. Sirius, der hellste scheinbare Stern am Winterhimmel, und die Sonne haben einen scheinbaren Helligkeitsunterschied von etwa 25. Das bedeutet, dass wir 2,5 25 oder etwa 9 Milliarden Sirius-artige Sterne an einem Ort benötigen würden, um so hell wie unsere Sonne zu leuchten! Der Vollmond erscheint 10 Magnituden heller als Jupiter 2,5 10 entspricht ungefähr 10.000, daher würden 10.000 Jupiter benötigt, um so hell wie der Vollmond zu erscheinen.

Auf dieser Skala sind einige Objekte so hell, dass sie negative Magnituden aufweisen, während die leistungsstärksten Teleskope schwache Objekte der 30. Das Hubble-Weltraumteleskop kann Objekte bis zu einer Größe von etwa +30 "sehen". Sirius ist der hellste Stern am Himmel mit einer scheinbaren Helligkeit von -1,4, während Vega eine Helligkeit von fast null (-0,04) hat.


Einführung in die Astronomie – Scheinbare Helligkeit

Gestern habe ich in meinem Artikel über die Antlia Constellation den Begriff “scheinbare Magnitude” verwendet. Da einige von euch vielleicht neu in der Astronomie sind, habe ich beschlossen, eine neue Artikelserie zu starten, um euch in das Thema einzuführen. Jeder Artikel der Serie konzentriert sich auf einen wissenschaftlichen Begriff, der in der Astronomie verwendet wird. Die Serie wird keine regelmäßige sein: Ich werde nur einen Artikel schreiben, nachdem ich einen komplizierten Astronomiebegriff verwendet habe, den einige von euch von mir erklären müssen.

Die scheinbare Helligkeit (bezeichnet als ich) eines Himmelskörpers ist ein Maß für seine Helligkeit, wie sie ein Beobachter auf der Erde sieht. Da die scheinbare Helligkeit eines Himmelskörpers von den atmosphärischen Bedingungen abhängt, wurde die Helligkeit auf den Wert normalisiert, den sie ohne die Erdatmosphäre hätte. Je heller das Objekt erscheint, desto geringer ist der Wert seiner Helligkeit. Ein Objekt kann eine negative scheinbare Helligkeit haben, wenn es extrem hell ist.

Asteroid 65 Cybele und 2 Sterne mit ihren beschrifteten Größen. Bildnachweis: Kevin Heider.

Ursprung der scheinbaren Größenskala

Die Skala, die wir verwenden, um die scheinbare Helligkeit eines Objekts zu definieren, stammt aus dem antiken Griechenland. Es wurde von Ptolemäus populär gemacht, aber es wird allgemein angenommen, dass es von Hipparchos geschaffen wurde. Ursprünglich waren alle mit bloßem Auge sichtbaren Sterne in sechs unterteilt Größen. Die hellsten Sterne wurden von erster Größe (m = 1), während die schwächsten von sechster Größe (m = 6) gerade an der Grenze der menschlichen visuellen Wahrnehmung ohne Hilfe eines Teleskops waren. Jeder Helligkeitsgrad wurde nach einer logarithmischen Skala als doppelt so hell wie der folgende Grad angesehen. Dieses ursprüngliche System maß weder die Helligkeit der Sonne noch des Mondes.

Im Jahr 1856 formalisierte Norman Robert Pogson das System, indem er einen typischen Stern erster Größe als einen Stern definierte, der 100-mal so hell ist wie ein typischer Stern der sechsten Größe. Daher ist jeder Helligkeitsgrad nicht mehr doppelt so hell wie der folgende Grad, sondern etwa 2,512-fach. Die fünfte Wurzel von 100 ist bekannt als Pogson’s-Verhältnis.

Das moderne System ist nicht mehr auf 6 Größenordnungen oder nur auf sichtbares Licht beschränkt. Sehr helle Objekte haben negative Helligkeiten. Sirius beispielsweise, der hellste am Himmel sichtbare Stern, hat eine scheinbare Helligkeit von –1,4. Der Vollmond hat eine mittlere scheinbare Helligkeit von –12,74 und die Sonne hat eine scheinbare Helligkeit von –26,74. Einige schwache Sterne, die vom Hubble-Weltraumteleskop lokalisiert wurden, haben eine Helligkeit von 30 oder mehr.


Absolute und scheinbare Helligkeit: Helligkeitsmaße

Ich habe mich manchmal auf die Helligkeit verschiedener Sterne und anderer Objekte am Himmel bezogen. Lassen Sie mich Ihnen sagen, wie Astronomen die Helligkeit messen.

Der erste Begriff, den Sie kennen müssen, ist “scheinbare Helligkeit”, was nur eine ausgefallene Art ist, zu sagen, wie hell ein Objekt zu sein scheint, normalerweise von der Erdoberfläche aus gesehen.

Der zweite Term ist “absolute Magnitude”, was bedeutet, wenn Sie die Sterne in die gleiche Entfernung von der Erde bringen, wie groß wäre dann die Helligkeit?

Lassen Sie mich nun die Nummerierungsskala erklären, die verwendet wird, um diese Helligkeit auszudrücken. Hier wird es verrückt. Sie sehen, je heller ein Objekt ist, desto niedriger die Nummer lautet. Zum Beispiel hat das hellste Objekt, die Sonne, eine scheinbare Helligkeit von -26,74. Der nächsthellste Stern, Sirius, kommt bei “only” -1,46.

Die eigentümliche Skala geht auf den griechischen Schriftsteller Hipparchos im 1. Jahrhundert v. Chr. zurück. Er bezeichnete die hellsten 20 Sterne als Sterne ersten Grades und die dunkelsten als sechsten Grades. Dies war eine recht einfache Art, Helligkeit zu beschreiben, bevor es Teleskope oder Instrumente zur genauen Messung der Helligkeit gab. Sterne, die zu dunkel sind, um sie mit bloßem Auge zu sehen, sind 7. Grades oder niedriger.

Nachdem die Messung der Größe begonnen hatte, wurde schließlich eine Dezimalform geschrieben. Dieses System wurde 1856 von einem englischen Astronomen namens Norman Robert Pogson (1829-1891) formalisiert. In seinem System ist ein Stern ersten Grades 100-mal so hell wie ein Stern sechsten Grades, und daher stellt jeder Grad ein Verhältnis von etwa 2,5 dar, das manchmal als “Pogson’s-Verhältnis” bezeichnet wird. Für Mathe-Nerds ist der genaue Betrag die 5. Wurzel von 100.

Pogsons System ordnete dem Nordstern Polaris den Grad 2,0 zu, dies wurde jedoch später geändert, da die Helligkeit von Polaris im Laufe der Zeit leicht variiert. Der Stern Vega ist jetzt als Magnitude 0,00 definiert. Es gibt vier Sterne, die heller sind als Vega, was notwendigerweise bedeutet, dass sie negative Zahlen in ihrer Größe haben.

Hier ist eine Liste der 10 hellsten Objekte am Himmel (die Planeten und der Mond sind am hellsten aufgelistet, aber sie variieren im Laufe der Zeit). Es sollte beachtet werden, dass es verschiedene Möglichkeiten gibt, die scheinbare Helligkeit von Sternen zu messen, und Sie können diese in einer etwas anderen Reihenfolge sehen. Siehe unten Wikipedia, Liste der hellsten Sterne Weitere Informationen zu diesen Variationen.

  1. Die Sonne: -26,74
  2. Der Mond: -12,74
  3. Venus: -4,89
  4. Jupiter: -2,94
  5. Mars: -2,91
  6. Quecksilber: -2,45
  7. Sirius: -1,46 (Stern in Canis Major)
  8. Canopus: -0,74 (Stern in Carina*)
  9. Saturn: -0,49
  10. Rigil Kentaurus: -0,27 (Stern in Centaurus*)

*Hinweis: Carina und Centaurus sind nur von der Südhalbkugel aus zu sehen.

Jetzt zur absoluten Größe. Dies ist definiert als die Helligkeit, die ein Objekt hätte, wenn es aus einer Standardentfernung (10 Parsec oder 32,6 Lichtjahre) gesehen würde, angepasst an interstellaren Staub. Sie können es auch in verschiedenen Lichtbändern messen, aber ich werde Sie nicht mit einer Erklärung langweilen. Sehen Wikipedia, Absolute Größe für mehr dazu. Achtung: Auf dieser Seite gibt es viel komplizierte Mathematik. Beachten Sie auch, dass ein Parsec ein Maß für die Entfernung ist, nicht die Zeit, wie im ersten Star Wars-Film impliziert.

Measurement of absolute magnitude is made with an instrument called a bolometer, and varies based on what type of light wavelength you’re looking at.

Some stars are so bright that they would appear brighter than the planets and cast shadows if they were only 10 parsecs away. For example, Rigel is -7.0, Deneb is -7.2, and Betelgeuse in Orion has an absolute magnitude of -5.6. By comparison, Sirius is 1.4, much brighter than the Sun’s absolute magnitude 4.83.

Apparent magnitude for objects in the solar system is based on supposing that the object were a standard distance of 1 Astronomical Unit (about 93 million miles, or the distance between the Sun and Earth) from both the Sun and the observer.

So now you know the difference between apparent and absolute magnitude. Now if someone asks how to measure the brightness of stars, you’ll know the answer!