Astronomi

Hvad er den tilsyneladende størrelsesgrænse for det blotte øje?

Hvad er den tilsyneladende størrelsesgrænse for det blotte øje?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Hvis du kun læser spørgsmålet, svarer du: "Det afhænger af lysforureningen". Ja, det gør det, men hvis du befinder dig på den mørkeste nattehimmel (Bortle klasse 1), hvilken størrelsesorden ville have den svageste stjerne? I Wikipedia-artiklen om størrelsen står det, at +6.0 ville være den typiske grænse, men i artiklen om Bortle-skalaen så jeg den svagere styrke +8.0. Så hvad er den virkelige grænse?

Hvis spørgsmålet allerede er blevet stillet, bedes du give mig linket.


Den tilsyneladende størrelsesklassificering blev udført vilkårligt af Ptolemaios. Hans tanke var at sætte de 20 lyseste stjerner til den første position, de mindre lyse stjerner til den anden position og så videre op til de svageste stjerner, der fik den sjette position. Efter brugen af ​​Pogsons lov var vi i stand til at give stjerner ikke kun naturlige tal, men også tal med decimaltal. Da vi begyndte at bruge de første teleskoper, indså vi, at de tal, der er større end 6, har betydning. Så den naturlige grænse for det blotte øje er den tilsyneladende størrelse på +6. Her kan du finde et pænt arbejde fra det italienske institut for lysforurening, der viser som den typiske grænse for det blotte øje sammenlignet med lysforureningen i hvert område.


Hvad er størrelse i astronomi? Definition, eksempler

Størrelse (i astronomi, stjernekig og astrofotografi) er simpelthen et mål for lysstyrken på et astronomisk (himmelsk) objekt (f.eks. en stjerne som Betelgeuse eller en galakse som Andromeda-galaksen).

Hvorfor er det så vigtigt for en amatør (også professionel) astronom, stjernekigger og astrofotograf? Det er meget simpelt - jo lysere objektet, jo lettere at få øje på, se og fotografere!


Karakteristika [rediger | rediger kilde]

Stjernen er af tilsyneladende styrke 5,49 og er således synlig med det blotte øje under passende synsforhold.

51 Pegasi har en stjerneklassifikation på G5V, hvilket indikerer, at det er en hovedsekvensstjerne, der genererer energi gennem den termonukleære fusion af brint i sin kerne. Den effektive temperatur i kromosfæren er ca. 5571 K, hvilket giver 51 Pegasi den karakteristiske gule nuance af en G-type stjerne. Det anslås at være omkring 6,1 til 8,1 milliarder år gammelt, hvilket gør det noget ældre end solen med en radius på 24% større og 11% mere massiv. Stjernen har en højere andel af andre grundstoffer end brint / helium sammenlignet med solen en mængde astronomer betegner en stjernes metallicitet. Stjerner med højere metallicitet som denne er mere tilbøjelige til at være vært for planeter. I 1996 målte astronomerne Baliunas, Sokoloff og Soon en rotationsperiode på 37 dage for 51 Pegasi.

Selvom stjernen blev mistænkt for at være variabel under en undersøgelse fra 1981, viste efterfølgende observation, at der næsten ikke var nogen kromosfærisk aktivitet mellem 1977 og 1989. Yderligere undersøgelse mellem 1994 og 2007 viste et lignende lavt eller fladt aktivitetsniveau. Dette sammen med dets relativt lave røntgenemission antyder, at stjernen kan være i en Maunder minimumsperiode, hvor en stjerne producerer et reduceret antal stjernepletter.


7.6 grænse er en ekstrem grænse på en million, der kan opnås af en person med fremragende synsstyrke under perfekte forhold (måske til søs 200 km fra den nærmeste kyst, på en månefri nat i en skyfri himmel). En gennemsnitlig person vil sandsynligvis ikke se ud over størrelsesorden 4 i byerne og ud over størrelsesorden 6 i landet.

Bemærk, at tabellen giver maksimal tilsyneladende størrelsesorden 5,1 og 5,5 for Uranus og Vesta, betydeligt lysere end Neptuns 7,78, og selv de blev ikke opdaget før teleskopalderen.

Her er en anden grund. Ved du, hvor mange genstande der er mindre end 7,6 på himlen? Svaret er cirka 30 tusind! Det er relativt let at bemærke & quot; de store 5 & quot; og at identificere dem som planeter, fordi der kun er to stjerner på hele himlen lysere end Saturn ved opposition. Men medmindre du har fotografisk hukommelse, eller du laver detaljerede stjernekort for at leve, vil du ikke kunne genkende Uranus, Vesta og Neptun som planeter, i bedste fald vil du bemærke dem og betragte dem som almindelige stjerner.

Jeg havde muligheden i aften til at bruge lidt tid på at se på marken inklusive Neptun i Capricornus. Jeg planlagde først planeten på Tirion-atlaset og så hurtigt ud med en kikkert på 6x30 mm for at se, at dette var korrekt. Planeten er godt placeret i den forstand, at den er ubefolket og inden for en asterisme af bekvemme stjerner, så yderligere henvisning til atlaset var unødvendig.

Kort sagt kunne jeg ikke se det. En stjerne i øjeblikket ikke langt sydøst for planeten, HD 202890, var synlig ved flere lejligheder. Dette er en K0-kæmpe med V = 6,9. Jeg fik også flere intermitterende glimt af nærliggende 31 Cap, ved V = 7.1. Neptun, ved V = 7,7, tror jeg ikke vil være synlig fra denne breddegrad, før den kommer nord for ækvator. Skal vente et stykke tid! Det burde være ligetil med tålmodighed fra Chile eller andre steder i syd.​

Sylas, tak for at grave dette op!

Hamster, jeg er enig i, at folk bestemt ikke ville have lagt mærke til Neptun uden aktivt at søge efter det. Der er dog mange amatørastronomer, der prøver at få øje på svage objekter med det blotte øje.

I nogle år har Brent Archinal og jeg undret mig over de begrænsede størrelser med det blotte øje bestemt af Heber Cutis ved Lick Observatory ved århundredskiftet. Han hævdede at se nedenunder mag. 8, men vi spekulerede på, hvad de moderne standard V-størrelser af disse stjerner var. Jeg har gravet den relevante publikation ud (1901 Lick Obs. Bulletin, 2, 67) og har slået stjernerne op (heldigvis en kort og velidentificeret liste). Navnene er angivet nedenfor sammen med V og B-V fra Hipparcos / Tycho-katalogerne, og størrelsen Curtis gav for de samme stjerner. Jeg bruger H / T-data for nemheds skyld, de burde være pålidelige inden for et par procent, og sammenligning med data indsamlet i SIMBAD fra almindelige kilder antyder, at disse tal er fine til det nuværende formål. Curtiss kommentarer vises også for de fleste af stjernerne.

Som det kan ses, er den svageste stjerne, han så pålideligt, V = 8,44, og to andre under V = 8,0 og en ved 7,98 blev også set. Som man kunne forvente, klarede han sig generelt bedre på det næsten overliggende felt omkring T UMa end på T Vir-feltet, flere grader syd for ækvator (Lick er på omkring +37,4). Bare det alene fortæller dig meget om at observere andet end tæt på meridianen.

Disse gengiver i det væsentlige resultaterne af Dave Nash på Nebraska Star Party for flere år siden, da han lavede en dobbeltblind test ved hjælp af stjerner i Dracos hoved og så ned til ca. V = 8,2. Om vinteren og foråret aftener på vores Anderson Mesa-sted bruger jeg en stjerne i koma ved V = 7.8 som en gennemsigtighedstest og ser det normalt.

Star V B-V Curtis bemærker
HD 106384 6,56 0,28 6,52 [FG Vir, sl var]
HD 107830 7,19 0,43 7,20 let set
HD 105654 7,23 0,40 7,31 set ret let
HD 106515 7,34 0,82 7,42 set let
HD 106622 7,47 0,93 8,1 set uden problemer de sidste to nætter
HD 106579 8,44 0,44 8,3 set med betydelige vanskeligheder måske
en femtedel af forsøgene mislykkedes

HD 110275 7,98 0,24 8,1 set en eller to fejl
HD 110408 8.08 0.53 8.2 set
HD 110104 8.21 1.12 8.3 set med vanskeligheder
BD + 60 1415 8,98 1,35 8,5 glimt med intervaller meget tvivlsomt


Stellar tilsyneladende størrelse versus eksponeringstider

Trollmannx skrev:

alexisgreat skrev:

Jeg er ikke sikker på, at jeg nogensinde har set dette spurgte før, men hvilken slags eksponeringstider er nødvendige for at fange stjerner af en given stjernernes tilsyneladende størrelse?

Lad os som eksempel saxy ISO 3200 f / 2.8 1 sekunders lukkerhastighed? 2. mag? 5.? Og hvor meget påvirker lysforurening det? Lad os i ovenstående eksempel sige, at vi taler om at begrænse mag 4 NYC vs begrænse mag 7 Poconos Mountains?

Visuelt er formlen Log D * 5 + 7, hvad producenter klamrer sig til (hvilket betyder at du kan se en 12 mag stjerne med et 10 cm teleskop). Den virkelige grænse varierer med observatøren, hvor højt på himlen stjernen er, gennemsigtighed og turbulens i atmosfæren. D er blændeåbningen i cm.

Eksempel: et teleskop med blænde på 10 cm

Beregningslog (10) * 5 + 8,5 = 1 * 5 + 7 = 12 mag.

Med min Atik og et 110/620 mm teleskop vil formlen Log D * 5 + 15 (det vil sige 20 mag) gøre for et par billeder taget under gode forhold med flere fem minutters subs, næsten perfekt fokus, fantastisk transmission og en stabil atmosfære ).

Jeg har lige foretaget en hurtig check fra min baghave ved hjælp af Vega (højt på himlen), Nikon D3200 50mm f / 1.8 ved f / 2.8 på et Los Mandy GM100-beslag. Nedenfor vises resultatet med en enkelt eksponering på 30 sekunder (til højre) ved siden af ​​det tilsvarende himmelkort (til venstre). Stjerner så svage som +11.4 er tydeligt synlige på billedet.

50 mm stoppet ned til f / 2.8 har en blænde på 1,8 cm. Log (1.8) * 5 + 8.5 = 9.8. Til min opsætning forudsiger ligningen 1,6 størrelser for lave.

Derefter gentog jeg skuddet med iso800 med 50 mm f / 2.8, men med 9x4 sek og stablede resultaterne sammen. Dette giver 32 sekunders total eksponering sammenlignet med de foregående 30 sekunder, men nået & quotonly & quot +11.1. Så stablingsalgoritmen løsner lidt. Der er mange andre faktorer.

I maj 1975 udgav Thomas Fowler & ldquoA Nomogram for Astrophotographers & rdquo i Sky and Telescope (side 353). Den viser de svageste stjerner, der kan optages med Kodak & rsquos 102a-O-emulsion med teleskoper af forskellige brændvidder og blænder, baseret på arbejde af George Abell. Artiklen siger også, at disse ligninger kun gælder for film, hvor gensidighedssvigt er elimineret, dvs. 102a-O-emulsionen. Det hævder, at skyglød begrænser den maksimale anvendelige eksponeringstid, t_max = 1,6 * f # ** 2, og at den svageste optagelige stjerne, m_lim = 5 * log (f [inch]) + 10, kun er en funktion af brændvidden.

CCD-kameraer har ingen gensidighedsfejl, kvanteeffektiviteten af ​​& # 160CCD er ca. 0,4 & # 160, og den maksimale længde af den samlede eksponering er ikke begrænset af begrænsningerne for de enkelte eksponeringer. Fowler & # 39s ligning forudsiger +11,5 som grænsen for en 50mm (f = 2 inch) & # 160lins. & # 160hmm.

rnclark skrev:

alexisgreat skrev:

Dette er et meget spændende emne (for mig alligevel, og det ser ud som for dig også.) På Cloudy Nights havde vi en lang diskussion om, hvad de mørkeste steder i verden er, og hvordan svage mennesker kan gå i at se stjernelys. 8.5-tallet er den, jeg også fandt i min forskning, og bare for at få en ide om, hvordan det kunne se ud, fyrede jeg op mit Starry Night-program og satte den begrænsende størrelse til 8,5 og så mit skrivebord fyldt med 100.000 stjerner ( Jeg tror, ​​at 8,5 også er grænsen for et berømt stjerneatlas kaldet Uranometria.) Jeg blev dog fortalt på overskyede nætter, at med større FOV er den visuelle begrænsningsstørrelse meget lysere, men at 8,5 kun kan opnås, når man ser på små FOV & # 39 s visuelt . Med andre ord, sig over 100 grader himmel, selv fra de mørkeste steder, at 6,5 stadig er grænsen.

Ja, det hjælper med at begrænse synsfeltet. Nathimlen er ret lys, så det at reducere lyset fra hele himlen hjælper øjet med at tilpasse sig endnu svagere signaler. Så ved at kigge gennem et teleskop kan man normalt nå svagere stjerner end hele himlen og se frem fra blændeåbningen til blændeåbningen.

Derefter fortsatte vi med at diskutere de steder, hvor man over smalle synsfelter kan se ned til styrke 8,5 for nogle ørneøjne observatører, og de nævnte steder var Mauna Kea, Hawaii, Andesbjergene, SW Afrika (Namibia), The Outback i det vestlige Australien, kuppel C i Antarktis og nogle steder i det vestlige USA, der ligger højt op i Rockies eller i det sydvestlige ørken (eller måske i High Plains som Nebraska.)

Jeg har observeret snesevis, måske hundreder, af nætter på Mauna Kea på de store teleskoper, og da jeg fik muligheden, ville jeg prøve nogle visuelle observationer (inklusive det blotte øje og kikkert). Efter min erfaring reducerer iltmangel i kroppen på sådanne steder i høj højde, hvor svag man kan nå. Åndedræt ilt kan hjælpe.
Jeg gjorde det altid bedre, når jeg gik ned til 9.000 fods niveau.

Jeg vil føje Serengeti til meget mørke steder. Men.

Vi har det vilde liv at bekymre os om!

En anden ting at overveje er luftglød. Der er en ækvatorial luftglød og polar luftglød. Airglow er et minimum (afhænger naturligvis af natten) omkring 40 til 50 breddegrad. Så vestlige USA i fjerntliggende områder, herunder Colorado, Utah, Nevada, østlige Oregon, østlige Washington, Idaho, Wyoming og Montana er ideelle.

Naturligvis er det bedre at gå sydpå, hvis du prøver at afbilde sydlige objekter. Ideelt ville være at gå til 45 grader syd.

Faktisk gravede jeg op en rapport fra en observatør, der udforskede Outback, og som bar en enhed med sig, der måler lysforurening (eller mangel på den), og han nåede enhedens grænse derude og var i stand til at skel mag 8,5 stjerner i den store magellanske sky og noget kaldet & quotThe Light Bridge & quot, som er meget vanskeligt at se visuelt. Beskrivelsen fik mig virkelig begejstret og planlagde måske en tur derude en dag for at se, hvordan virkelig gennemsigtig himmel ser ud! Han nævnte, at der ikke var nogen beboede landsbyer inden for 100 miles fra ham i nogen retning!

Jeg har skrevet om det før her:

http://www.dpreview.com/forums/thread/3722785

En anden interessant ting, der blev nævnt, var hvordan små børn ofte kan se meget bedre end voksne kan. Nogle børn kan endda se Jupiters måner med deres blotte øjne og kan endda registrere månens bevægelse på himlen!

Ja. Månen bevæger sig omkring 12 grader / dag, så 1/2 grad i timen, så når man er i nærheden af ​​en stjerne, kan ændringen i position ses meget hurtigt.


Astronomi - Nathimlen

Astronomikoordinatsystemer

Det er nyttigt (dog forkert) at forestille sig, at alle stjernerne skal fastgøres på indersiden af ​​en stor krystallinsk kuppel - den himmelske sfære.

Absolutte afstande mellem stjerner er af mindre betydning end deres vinkelseparation på himlen. Vedtagelse af det babylonske system med vinkelmåling er afstanden fra horisont til zenith (direkte overhead) 90 & grader. Fra nord til syd langs horisonten er 180 & grader.

De konstante proportioner af menneskekroppen giver ret nøjagtige referencer, som du kan bruge til at estimere vinkelseparationer på nattehimlen:

Azimuthal-vinklen er antallet af grader målt med uret fra True North til stjernens position projiceret i horisonten (fra 0 til 360 °).

Stjernens højde er dens højde i grader fra horisonten (fra -90 & deg til + 90 & deg).

Dette koordinatsystem kan kun bruges, hvis den nøjagtige tid også er angivet, da stjerner bevæger sig omkring observatøren.

Den mest åbenlyse ting ved stjerner er, at de alle har forskellige lysstyrker eller tilsyneladende størrelser. Vi skal skelne dette fra stjernens absolutte størrelse (lysstyrken, hvis den var nøjagtigt 32 lysår væk). Det er fristende at tro, at de svagere stjerner er de fjerneste, og de lysere er tæt på. Dette er usant, faktisk erklærede Sir Arthur Eddington, at de fleste af de lyse stjerner, vi kan se, er & quotWhales blandt fiskene & quot. Der er mange stjerner i nærheden, der er for svage for at vælge.

I 130 f.Kr. Hipparcos udtænkte en skala med tilsyneladende størrelsesorden, hvor de lyseste stjerner var af 1. styrke (1M), og de svageste synlige med det blotte øje var 6. størrelsesorden. Det sker således, at en 1M stjerne er 100 gange så lys som en 5M stjerne. Da dette er en logaritmisk skala, er forskellen mellem den ene størrelse og den næste næsten 2,5 gange

Grænsen for synlighed med det blotte øje er 6,5 mio.

10 x 50 kikkerter kan vise stjerner ned til 9M

Større teleskoper kan registrere større størrelser.

Vægten udvides baglæns for objekter, der er lysere end 1M. For eksempel

Større teleskoper kan registrere større størrelser.

Nogle af de lysere stjerner ser ud til at danne grupper på himlen, disse kalder vi konstellationer. De fleste konstellationer blev navngivet for meget lang tid siden af ​​grækerne eller araberne. Folk troede, at de kunne se dyrenes former eller deres guder og kaldte stjernebillederne efter dem. I de fleste tilfælde er det meget svært at forestille sig, hvordan de så den form, som stjernemønsteret skulle repræsentere, men vi bruger stadig de samme navne i dag.

Registreret velgørenhedsnummer 1149774 WYRE FOREST & amp Distriktsuniversitet i tredje alder


Indhold

Synlig for
typisk
menneskeligt øje [1]
Tilsyneladende
størrelsesorden
Lysstyrke
i forhold
til Vega
Antal stjerner
lysere end
tilsyneladende størrelse [2]
Ja −1.0 250% 1
0.0 100% 4
1.0 40% 15
2.0 16% 48
3.0 6.3% 171
4.0 2.5% 513
5.0 1.0% 1 602
6.0 0.40% 4 800
6.5 0.25% 9 096 [ 3 ]
Ingen 7.0 0.16% 14 000
8.0 0.063% 42 000
9.0 0.025% 121 000
10.0 0.010% 340 000

Skalaen, der nu bruges til at indikere størrelsen, stammer fra den hellenistiske praksis med at opdele stjerner, der er synlige for det blotte øje, i seks størrelsesorden. De lyseste stjerner på nattehimlen siges at være af første størrelsesorden (m = 1), hvorimod de svageste var af sjette størrelsesorden (m = 6), grænsen for menneskelig visuel opfattelse (uden hjælp fra et teleskop). Hver størrelsesgrad blev betragtet som dobbelt så lysstyrken som den følgende klasse (en logaritmisk skala). Denne noget rå metode til at indikere stjernernes lysstyrke blev populariseret af Ptolemaios i hans Almagestog antages generelt at stamme fra Hipparchus. Dette originale system målte ikke solens størrelse.

I 1856 formaliserede Norman Robert Pogson systemet ved at definere en typisk stjerne i første størrelsesorden som en stjerne, der er 100 gange så lys som en typisk stjerne i sjette størrelsesorden, således at en stjerne i første størrelsesorden er cirka 2,512 gange så lys som en stjerne i anden størrelsesorden. Den femte rod på 100 er kendt som Pogsons forhold. [4] Pogsons skala blev oprindeligt rettet ved at tildele Polaris en størrelsesorden 2. Astronomer opdagede senere, at Polaris er let variabel, så de skiftede først til Vega som standardreferencestjerne og skiftede derefter til at bruge tabulerede nulpunkter for de målte fluxes. [5] Størrelsen afhænger af bølgelængdebåndet (se nedenfor).

Det moderne system er ikke længere begrænset til 6 størrelser eller kun til synligt lys. Meget lyse genstande har negativ størrelsesorden. For eksempel har Sirius, den lyseste stjerne i himmelkuglen, en tilsyneladende styrke på –1,4. Den moderne skala inkluderer Månen og Solen. Fuldmånen har en gennemsnitlig tilsyneladende styrke på –12,74 [6], og solen har en tilsyneladende styrke på –26,74. [7] Hubble-rumteleskopet har placeret stjerner med størrelsesorden 30 ved synlige bølgelængder, og Keck-teleskoperne har placeret lignende svage stjerner i det infrarøde.


Indstillinger for styrke og lysstyrke

I astronomi kaldes det, hvor lyst et objekt ser ud for en observatør, objektets tilsyneladende (visuel) størrelse, og er betegnet i SpaceEngine af m. Størrelsesværdier følger en omvendt logaritmisk skala, jo lavere værdi, jo lysere er objektet, og et fald på 5 størrelser svarer til en stigning i lysstyrke på 100 gange. De svageste stjerner, der er synlige med det blotte øje fra meget mørke himmelarter på jorden, har en styrke omkring 6-7 m, og de lyseste stjerner har en størrelsesorden mindre end 1 m, den lyseste stjerne, Sirius, har en negativ styrke: -1,44 m. Solen set fra jorden har en styrke -26,7 m.

Det begrænsende størrelse for enhver lysmodtagende enhed (som et øje eller et kamera) er størrelsen på de svageste objekter, end enheden kan registrere. Den begrænsede størrelse af det menneskelige øje uden hjælp er 6-7 m, mens de mest dygtige jordbaserede teleskoper kan registrere genstande op til 28 m. SpaceEngine har en mulighed for at øge den begrænsende størrelse, svarende til det blotte øje, der har superfølsom syn, hvilket gør det muligt at se flere stjerner og andre himmellegemer klarere. Dette er den eneste måde at se fjerne galakser og tåger bedst på.

Oplysninger om den begrænsende størrelse vises i nederste højre hjørne af skærmen «Grænse: 7. m 00». Hvis den begrænsende størrelse for alle objekter er den samme, vises kun en værdi. Hvis galakser, stjerner og planeter hver har forskellige indstillinger, vises den aktuelle værdi for hver uafhængigt.

Størrelse og lysindstillinger kan justeres i Indstillinger for størrelse / lysstyrke menu, som kan åbnes ved at trykke på [F7]eller ved at klikke på tandhjulsikonet i værktøjslinjen nederst til højre. Du kan ændre den begrænsende størrelse for alle objekter ved at trykke på '[' og ']' taster eller ved hjælp af knapperne i værktøjslinjen nederst til højre. Hvis du vil ændre den begrænsende størrelsesværdi for planeter, stjerner og galakser / tåger / stjerneklynger hver for sig, skal du bruge menuen vist ovenfor eller trykke på '[' og ']' mens du holder nede [Flytte] til galakser / tåger / klynger, [Ctrl] for stjerner eller [Ctrl]+[Flytte] til planeter. Værdier kan nulstilles til standard ved at trykke på Standard knappen i størrelsesgrænsesektionen i menuen eller ved at trykke på knappen i værktøjslinjen nederst til højre.

Forøgelse af den begrænsende størrelse til store værdier fører til en reduktion i pc-ydeevne.

Afkrydsningsfeltet for [Automatisk forøgelse af galaksernes størrelse] muliggør automatisk forøgelse af den begrænsende størrelse af galakser op til 16 m, mens kameraet befinder sig i et intergalaktisk rum. Dette muliggør lettere visuel navigation mellem galakser og observation af den større skala i universet.

Den generelle lysstyrke på scenen kan ændres ved at justere eksponering indstilling, kan lysstyrken på galakse og tåge modeller ændres ved hjælp af glødestørrelsesgrænse indstilling, og ensartet hvidt lys, kaldet omgivende lys, kan bruges til at belyse planeter og rumfartøjer, dette er især nyttigt til visning af planets mørke sider.

Eksponeringen kan øges eller formindskes ved hjælp af skyderen i menuen, knapperne i nederste højre værktøjslinje eller [& lt] og [& gt] nøgler. Grænsen for glødestørrelse kan ændres ved hjælp af galaksernes modelbelysningsskyder i menuen eller ved hjælp af [Ctrl]+[& lt] og [Ctrl]+[& gt] nøgler. Det omgivende lysniveau kan ændres ved hjælp af skyderen i menuen eller ved hjælp af [Flytte]+[& lt] og [Flytte]+[& gt] nøgler. Eksponeringen kan nulstilles til standard ved hjælp af knappen i værktøjslinjen nederst til højre, og alle værdier kan nulstilles ved at trykke på Standard knappen i modellernes belysningssektion i menuen.

For information om Overbright og Desaturere svage stjerner muligheder, se Grafik.


Sadalsuud / Beta Aquarii er en gul superkæmpestjerne af spektral type G0 lb. Den er 2.046 gange lysere end vores sol med en tilsyneladende styrke på 2,87 og en absolut styrke på -3,04.

Sadalsuud er omkring 100 K køligere end vores sol og har en overfladegennemsnitstemperatur på omkring 5.608 K. Stjernens korona er også en kendt røntgenemitter.

Chandra røntgenobservatorium rapporterede, at røntgenstråler udsendes fra denne stjerne. Det er blandt de første superkæmpestjerner af G-typen, der har registreret sine røntgenstråler.

Sadalsuuds spektrum har fungeret som et af de stabile ankerpunkter, som andre stjerner er klassificeret efter 1943. Denne stjerne har en radial hastighed på 6,5 km / 4,0 mi pr. Sekund, mens dens rotationshastighed er 6,3 km / 3,9 mi pr. Sekund. Overfladens tyngdekraft på denne stjerne er blevet registreret ved omkring 2,05 cgs.


[rediger] Forklaring

Skalaen, som størrelsen nu måles på, har sin oprindelse i den hellenistiske praksis med at opdele de stjerner, der er synlige for det blotte øje, i seks størrelsesorden. De lyseste stjerner siges at være af første størrelsesorden (m = 1), mens de svageste var af sjette størrelsesorden (m = 6), grænsen for menneskelig visuel opfattelse (uden hjælp fra et teleskop). Hver størrelsesgrad blev anset for at være dobbelt så lysstyrken som den følgende klasse (en logaritmisk skala). Denne noget rå metode til at indikere stjernernes lysstyrke blev populariseret af Ptolemaios i hans Almagest, og antages generelt at have sin oprindelse med Hipparchus. Dette originale system målte ikke solens størrelse.

I 1856 formaliserede Pogson systemet ved at definere en typisk stjerne i første størrelsesorden som en stjerne, der er 100 gange så lys som en typisk stjerne i sjette størrelsesorden, således at en stjerne i første størrelsesorden er cirka 2,512 gange så lys som en stjerne i anden størrelse. Den femte rod på 100 er kendt som Pogsons forhold [1]. Pogsons skala blev oprindeligt rettet ved at tildele Polaris en størrelsesorden 2. Astronomer opdagede senere, at Polaris var lidt variabel, så de skiftede først til Vega som standardreferencestjerne og skiftede derefter til ved hjælp af tabulerede nulpunkter for de målte fluxes [2]. Størrelsen afhænger af bølgelængdebåndet (se nedenfor).

Det moderne system er ikke længere begrænset til 6 størrelser eller kun til synligt lys. Meget lyse genstande har negativ størrelsesorden. For eksempel har Sirius, den lyseste stjerne i himmelkuglen, en tilsyneladende størrelse på & # 87221.47. Den moderne skala inkluderer månen og solen, fuldmånen har en tilsyneladende styrke på & # 872212.6, og solen har en tilsyneladende størrelse på & # 872226.73. Hubble-teleskopet har placeret stjerner med størrelser på 30 ved synlige bølgelængder, og Keck-teleskoperne har placeret lignende svage stjerner i det infrarøde.

Tilsyneladende størrelser af kendte himmellegemer
App. Mag. Himmelsk objekt
󔼢.73 Sol
󔼔.6 Fuldmåne
𕒸.7 Venus 'maksimale lysstyrke
𕒷.9 Svageste genstande, der kan observeres i løbet af dagen med det blotte øje
𕒶.9 Maksimal lysstyrke på Mars
𕒶.8 Maksimal lysstyrke for Jupiter
𕒵.9 Maksimal lysstyrke for kviksølv
𕒵.47 Lyseste stjerne (undtagen solen) ved synlige bølgelængder: Sirius
𕒴.7 Anden lyseste stjerne: Canopus
0 Nulpunktet pr. Definition: Dette plejede at være Vega
(se referencer til moderne nulpunkt)
0.7 Maksimal lysstyrke af Saturn
3 Svageste stjerner synlige i et bymæssigt kvarter med det blotte øje
4.6 Maksimal lysstyrke af Ganymedes
5.5 Uranus maksimale lysstyrke
6 Svageste stjerner, der kan observeres med det blotte øje
6.7 Maksimal lysstyrke på Ceres
7.7 Maksimal lysstyrke af Neptun
9.1 Maksimal lysstyrke på 10 Hygiea
9.5 Svageste genstande, der er synlige med kikkert
10.2 Maksimal lysstyrke af Iapetus
12.6 Lyseste kvasar
13 Maksimal lysstyrke af Pluto
27 Svageste genstande, der kan observeres i synligt lys med 8 m jordbaserede teleskoper
30 Svageste objekter, der kan observeres i synligt lys med Hubble Space Telescope
38 Svageste objekter, der kan observeres i synligt lys med planlagt OWL (2020)
(se også Liste over lyseste stjerner)

Disse er kun omtrentlige værdier ved synlige bølgelængder (i virkeligheden afhænger værdierne af den nøjagtige båndpas, der bruges) & # 8212 se luftglød for flere detaljer om teleskopfølsomhed.

Da den modtagne mængde lys faktisk afhænger af atmosfærens tykkelse i synslinjen til objektet, normaliseres de tilsyneladende størrelser til den værdi, den ville have uden for atmosfæren. Jo lysere et objekt vises, jo højere er dets tilsyneladende størrelse. Bemærk, at tilsyneladende lysstyrke ikke er lig med faktisk lysstyrke & # 8212 kan en ekstremt lys genstand virke ret svag, hvis den er langt væk. Den hastighed, hvormed tilsyneladende lysstyrke ændres, når afstanden fra et objekt stiger, beregnes ved hjælp af den omvendte kvadratiske lov (ved kosmologiske afstandsskalaer er dette ikke længere helt rigtigt på grund af rumtidens krumning). Den absolutte størrelse M, af en stjerne eller galakse er den tilsyneladende størrelse, den ville have, hvis den var 10 parsec (

32 lysår) væk fra en planet (eller et andet solsystemlegeme) er den tilsyneladende størrelse, den ville have, hvis den var 1 astronomisk enhed væk fra både solen og jorden. Solens absolutte størrelse er 4,83 i V-båndet (gul) og 5,48 i B-båndet (blå).

Den tilsyneladende størrelse i båndet x kan defineres som (bemærker, at)

hvor er den observerede flux i båndet x, og er en konstant, der afhænger af fluxenhederne og båndet. Konstanten er defineret i Aller et al 1982 for det mest almindeligt anvendte system.

Variationen i lysstyrke mellem to lysende objekter kan beregnes på en anden måde ved at trække størrelsen på det lysere objekt fra størrelsen på det svagere objekt og derefter bruge forskellen som en eksponent for basisnummeret 2.512, det vil sige ( mfmb = x og 2.512 x = variation i lysstyrke).

[rediger] Eksempel 1

Hvad er forskellen i lysstyrke mellem solen og fuldmånen?

2.512 x = variation i lysstyrke

Solens tilsyneladende størrelse er -26,73, og fuldmåns tilsyneladende størrelse er -12,6. Fuldmånen er de to objekters svagere, mens solen er lysere.

Forskel i lysstyrke

Variation i lysstyrke

variation i lysstyrke = 449,032.16

Med hensyn til tilsyneladende størrelse er Solen mere end 449.032 gange lysere end fuldmånen. Dette er en god grund til at undgå at se direkte på solen, selv under ikke-total faser af en solformørkelse. (Ser på fuldstændig formørket sol er sikker, men den forbliver kun fuldstændig formørket i meget kort tid.)

[rediger] Eksempel 2

Hvad er forskellen i lysstyrke mellem Sirius og Polaris?

variation i lysstyrke

Den tilsyneladende størrelse af Sirius er -1,44, og den tilsyneladende styrke af Polaris er 1,97. Polaris er de to stjernes svagere, mens Sirius er den lysere.

Forskel i lysstyrke

Variation i lysstyrke

Med hensyn til tilsyneladende størrelse er Sirius 23.124 gange lysere end Polaris the North Star.

Den anden ting at bemærke er, at skalaen er logaritmisk: den relative lysstyrke af to objekter bestemmes af forskellen i deres størrelser. For eksempel betyder en forskel på 3,2, at det ene objekt er omkring 19 gange så lyst som det andet, fordi Pogsons forhold hævet til effekten 3.2 er 19.054607. En almindelig misforståelse er, at skalaens logaritmiske natur skyldes, at det menneskelige øje selv har et logaritmisk svar. På Pogsons tid blev dette anset for at være sandt (se Weber-Fechner-loven), men det antages nu, at reaktionen er en magtelov (se Stevens 'magtelov) [3].

Størrelse er kompliceret af det faktum, at lys ikke er monokromatisk. Følsomheden af ​​en lysdetektor varierer alt efter lysets bølgelængde, og den måde, hvorpå den varierer, afhænger af typen af ​​lysdetektor. Af denne grund er det nødvendigt at specificere, hvordan størrelsen måles for at værdien skal være meningsfuld. Til dette formål anvendes UBV-systemet i vid udstrækning, hvor størrelsen måles i tre forskellige bølgelængdebånd: U (centreret ved ca. 350 nm, i næsten ultraviolet), B (ca. 435 nm, i det blå område) og V ( ca. 555 nm, midt i det menneskelige synsområde i dagslys). V-båndet blev valgt til spektrale formål og giver størrelser, der er nøje svarende til dem, der ses af det lystilpassede menneskelige øje, og når en tilsyneladende størrelse er givet uden yderligere kvalifikation, er det normalt V-størrelsen, der menes, mere eller mindre samme som visuel størrelse.

Da køligere stjerner, såsom røde giganter og røde dværge, udsender lidt energi i de blå og UV-områder af spektret, er deres styrke ofte underrepræsenteret af UBV-skalaen. Faktisk har nogle L- og T-klassestjerner en estimeret størrelse på godt 100, da de udsender ekstremt lidt synligt lys, men er stærkest i infrarødt lys.

Størrelsesmål har brug for forsigtig behandling, og det er ekstremt vigtigt at måle som med lignende. I begyndelsen af ​​det 20. århundrede og ældre ortokromatisk (blåfølsom) fotografisk film vendes den relative lysstyrke af den blå superkæmpe Rigel og den røde superkæmpe Betelgeuse uregelmæssige variabel stjerne (maksimalt) sammenlignet med hvad vores øjne ser, da denne arkaiske film er mere følsom til blåt lys, end det er til rødt lys. Magnitudes obtained from this method are known as photographic magnitudes, and are now considered obsolete.

For objects within our Galaxy with a given absolute magnitude, 5 is added to the apparent magnitude for every tenfold increase in the distance to the object. This relationship does not apply for objects at very great distances (far beyond our galaxy), since a correction for General Relativity must then be taken into account due to the non-Euclidean nature of space.