Astronomi

Hvordan konverteres tilsyneladende visuel størrelse til SI-enheder?

Hvordan konverteres tilsyneladende visuel størrelse til SI-enheder?


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.

Hvordan konverterer jeg den tilsyneladende visuelle størrelse af astronomiske objekter til SI-enheder (lumen)?


Jeg fandt dette fra Wikipedia:

$$ mathrm {illuminance} = 10 ^ {(- 14.18 - M_ mathrm {V}) / 2.5} ~ mathrm {lx} $$

https://en.wikipedia.org/wiki/Illuminance#Astronomy

Ser ud til at have ret. Jeg tjekkede formlen med lysstrømmen fra Sol givet af Wikipedia som 3,75 × 1028 lumen med en (udenjordisk) luminans ved 1 AU $$ frac {3.75 times 10 ^ {28} ~ mathrm {lm}} {4 pi ~ mathrm {au} ^ 2} = 133000 ~ mathrm {lm / m ^ 2} $$ Ovenstående formel giver i stedet en (jordbaseret) lysstyrke på 105700 lm / m2 for en tilsyneladende visuel styrke på -26,74 (hvilket giver mening, da der ville være mindre lysstyrke på overfladen under en atmosfære).

https://en.wikipedia.org/wiki/Sun


En genstands lysstyrke måles normalt som fluxdensiteter (aka flam i enheden af ​​erg / s / cm ^ 2 / Angstrøm eller fnu i enheden af ​​erg / s / cm ^ 2 / Hz). Fluxdensitet er måling af energi / tid (dvs. effekt), der passerer gennem en enhedsareal (dvs. / cm ^ 2). Da energi / tid / cm ^ 2 muligvis ikke er konstant givet bølgelængder, ville det derfor være mere nøjagtig at måle det givet en lille bølgelængde (dvs. / Angstrøm eller / Hz).

Magnitude måler den samme lysstyrke som flam eller fnu, men matematisk konstrueret til at være lettere at fortolke. Forbindelsen mellem flam (eller fnu) med størrelsen er:

mag = -2,5 * log10 (flam) + KONST

CONST (dvs. konstant) er faktisk vilkårlig for at gøre repræsentationen af ​​mag let fortolket. For eksempel, hvis en genstand har flammer omkring ~ 1e-10 erg / s / cm ^ 2 / A, kan du indstille CONST = +25 til at kalibrere nulstørrelsen ækvivalent til 1e-10 erg / s / cm ^ 2 / A. Dette er grunden til, at vi også kalder CONST og "nulpunktstørrelsen."

Måling af lysstyrke er typisk bundet til et bestemt system, fx Vega eller AB, derfor er CONST ikke en vilkårlig, men et bestemt antal for at tilfredsstille betingelsen.

For at besvare dit spørgsmål vil dette være de trin, du skal følge for at gå fra tilsyneladende størrelse til flam: 1. Identificer det system, som den tilsyneladende størrelse refererer til. 2. Få den tilsvarende CONST (eller, nulpunkt). 3. Brug ligningen til at få flam. 4. Transformer cgs til SI-enhed, hvis det er nødvendigt. 5. Få lumen ved at følge en anden transformation, der involverer integration af de faste vinkler og bølgelængder, der vægtes med en følsomhedsfunktion (f.eks. Hvordan menneskelige øjne er følsomme over for hver bølgelængde).


Tråd: Hvad er det svageste objekt Hubble kan registrere (i tilsyneladende størrelse)?

Kunstig tyngdekraft og ugelang interplanetarisk rejse gennem lineær acceleration.

Kunstig tyngdekraft og ugelang interplanetarisk rejse gennem lineær acceleration.

Ok, jeg løb over en temmelig involveret proces, og jeg vil gerne køre den af ​​en ekspert.

Solens tilsyneladende styrke er -26,73. Dette betyder, at den samlede forskel mellem solens udstråling og den svageste genstand, som Hubble kan registrere, er 56,73 tilsyneladende. Forskellen fra et niveau af tilsyneladende størrelse til et andet er. 2.5119, hvilket giver os omkring 4.92x10 ^ 22 mere lysstyrke i solen end i vores mag 30 objekt.

Solen har angiveligt 1366 watt pr. Kvadratmeter ved jordens bane. Så. hvis jeg deler 1366 med (4.92x10 ^ 22), skulle jeg få den mængde watt pr. kvadratmeter, der kommer fra det svageste detekterbare objekt af Hubble. Eller omkring 2.776x10 ^ -20 watt pr. Kvadratmeter. Enhver med bedre matematiske færdigheder, som er villig til at kontrollere mine beregninger, skal du på alle måder gøre.

Kunstig tyngdekraft og ugelang interplanetarisk rejse gennem lineær acceleration.

Energien af ​​en foton ændrer sig afhængigt af bølgelængden, ikke?

Med henblik på diskussionen synes jeg, at jeg bør fokusere på den gennemsnitlige bølgelængde af infrarøde emissioner.

Kunstig tyngdekraft og ugelang interplanetarisk rejse gennem lineær acceleration.

hvor h er Plancks konstant, c lysets hastighed og & # 955 bølgelængden.

Wow, 1 foton i sekundet. Jeg skulle nok gå efter noget lidt mere reservist til min basislinje for moderne teknologi. Især hvis jeg vil opbygge et helt netværk af disse hypotetiske sensorer (Hubble er ret stor).

Denne (også fundet på wikipedia) virker ret konsistent:

Når jeg gentager tallene, får jeg vores svageste detekterbare objekt på (3.1e19) gange svagere end solen (er 1366 watt pr. M ), så dette nye objekt ville kaste. (4,4e-17) watt pr. Kvadratmeter. Nu skal jeg bare beregne, hvor mange infrarøde fotoner det er.

Der er også et forhold til den slags bølgelængde, der udsendes, og et objekts temperatur, ikke? Kender nogen den ligning?
Også. bølgelængderne i ligningen udtrykkes i meter eller nanometer?

Kunstig tyngdekraft og ugelang interplanetarisk rejse gennem lineær acceleration.

Bare for at være sikker: Det er & quotless end en foton pr. Sekund & quot gennem
Hubbles blænde, snarere end at ramme en detektor eller faktisk
registreret af detektoren?

Bank dig selv på siden af ​​hovedet. Noget gear eller noget
må sidde fast. Philippe ønsker Stefan-Boltzmann-loven,
Plancks lov om sortlegemsstråling (også kaldet Wien-Planck
lov), Wien's fortrængningslov og Wien-distributionsloven
(også kaldet Wins lov). Sidstnævnte er nyttig til omtrentlig
beregninger i visse tilfælde.

Ingen af ​​dem er jeg kompetent til at anvende nøjagtigt.

En individuel foton har ikke temperatur, siden
temperatur er et kendetegn ved bevægelser fra et stort antal
af partikler, der afgiver en fordeling af forskellige bølgelængder
(eller frekvenser) af lys som beskrevet af ovennævnte love.

Bare for at være sikker: Det er & quotless end en foton pr. Sekund & quot gennem
Hubbles blænde, snarere end at ramme en detektor eller faktisk
registreret af detektoren?

Det er gennem åbningen og rammer en detektor som et resultat af at blive reflekteret af hovedspejlet og fokuseret på detektoren.

Fra de ovennævnte beregninger fandt jeg omkring 2,5 x 10 ^ -20 joule pr. Sekund pr. Kvadratmeter eller omkring 10 ^ -19 joule pr. Sekund, der ramte Hubbles hovedspejl. Det er mindre end en elektronvolt pr. Sekund, hvor synligt lys er 2 eller 3 ev pr. Foton og kun en del af den samlede flux. Jeg ved ikke, hvor effektive detektorerne er.

Problemet med & quotapparent magnitude & quot, som jeg forstår det, er at det er et udtryk, der bruges af optiske astronomer. Da et objekt er længere og længere væk, modtager vi færre fotoner fra dem på grund af den omvendte firkantede lov. Nu med faktiske objekter har vi ikke bare den omvendte firkantede lov, der sker. Vi har også røde fotoner, der skifter ud af det optiske område, hvilket i de fleste tilfælde reducerer deres tilsyneladende lysstyrke. og i de tilfælde, hvor stjernens toplysstyrke var i ultraviolet og blev rødt skiftet til optisk lys, så tror jeg, de ville være meget svage bare fra den samlede afstand.

Ack Jeg har lige læst dit spørgsmål igen. det er ret ligetil, da jeg ville blive overrasket, hvis dette ikke er i Wiki-posten til HST

Ah dette er hvad jeg får for at læse og svare på indlæg i en tråd, når jeg læser dem

Var der ikke bare en astronomisk rollebesætning, der diskuterede dette?

Ok, jeg løb over en temmelig involveret proces, og jeg vil gerne køre den af ​​en ekspert.

Solens tilsyneladende styrke er -26,73. Dette betyder, at den samlede forskel mellem solens udstråling og den svageste genstand, som Hubble kan registrere, er 56,73 tilsyneladende. Forskellen fra et niveau af tilsyneladende størrelse til et andet er. 2.5119, hvilket giver os omkring 4.92x10 ^ 22 mere lysstyrke i solen end i vores mag 30 objekt.

Solen har angiveligt 1366 watt pr. Kvadratmeter ved jordens bane. Så. hvis jeg deler 1366 med (4.92x10 ^ 22), skulle jeg få den mængde watt pr. kvadratmeter, der kommer fra det svageste detekterbare objekt af Hubble. Eller omkring 2.776x10 ^ -20 watt pr. Kvadratmeter. Enhver med bedre matematiske færdigheder, som er villig til at kontrollere mine beregninger, skal du på alle måder gøre.

Energien af ​​en foton ændrer sig afhængigt af bølgelængden, ikke?

Med henblik på diskussionen synes jeg, at jeg bør fokusere på den gennemsnitlige bølgelængde af infrarøde emissioner.

Der var et skift i denne tråd til fotonflux, så jeg gik med strømmen. Men jeg brugte Planck-distributionsmetoden for at komme til min værdi, som kun synes at afvige lidt med Hornblæserresultat. For solen ved 1000 nm er SED-værdien (pr. Bølgelængdeenhed) ca. 757 w - m -2, hvilket er 757 J-s -1 -m -2. Derefter skal solens tilsyneladende styrke sænkes til 30, hvilket er et stort fald. Den resulterende lysstyrkereduktion ganget med fotonstrømmen (ved hjælp af AndreasJ's ligning) giver cirka 1 foton pr. 2,4 meter Hubble spejl.

Et alternativt skøn bruger en af ​​de gamle grove regler i biz - en V = 0 stjerne har 1000 fotoner pr (cm 2 s A), der ankommer. (Mere præcist er det ca. 3% højere, men på nøjagtighedsniveauet afhænger det af detaljerne i stjernespektret). Så ved V = 30 ville vi have 10-9 pr (cm 2 s A) med en typisk filterbåndbredde på 1500 A og spejlareal 40700 cm 2 eller deromkring. Så det giver ca. 0,06 foton pr. Sekund ind i blænden. CCD'erne er ret effektive i disse dage og toppede over 90%, så med et bredbåndsfilter ville det meste blive fanget. (En del af forskellen med ovenstående estimater skal være filterbredden, som fotonhastigheden stiger med måske en faktor 4, hvis du bruger noget som STIS & quotwhite-light & quot mode, der passerer fra 400-1000 nm på en gang, som de brugte i HDF-S).

Disse tal giver mening med typiske HST-data - når man ser på et WFC3-billede med en enkelt bane i I-båndet, er detektionsgrænsen for stjerner omkring 0,2 detekteret foton / sekund. Lange stakke som Deep Fields kunne i princippet gå næsten 10 gange dybere.

Følgende værdier, jeg opnåede, kom fra at bruge Planck-distributionen. Da den visuelle maginitude er indstillet til 30, er det nødvendigt at ændre lysstyrken, og da jeg er visuel, brugte jeg området 430 nm til 720 nm - er der en astronomisk standard her? - og fandt procentdelen (visuel del / total), der tillod mig at konvertere fra et 1AU-niveau, som jeg bruger til den kendte visuelle mag. af Solen (-26,7 @ 1 AU), derefter beregnet delta B for en visuel 30 mag. resultat. Jeg bestemte derefter procentdelen af ​​energi i IR-båndet ngc3314 nævner (150 nm båndbredde omkring 1 mikron bølgelængde). Da den gennemsnitlige IR-fotonenergi i dette bånd er 3,18 e 21 Joule, fandt jeg den totale fotonfluxdensitet og delte den med lysstyrkeændringen. Her er hvad jeg fandt.

I IR-båndet (920 nm til 1070 nm) fotonstrømning af forskellige stjerner i en visuel størrelsesorden 30 opsamlet af Hubbles 2,4 m spejl:


Den tilsyneladende visuelle størrelse på et objekt er V(r, & Delta, ) = V(1, 0) + C⍺ + 5log (r& Delta), hvor r er den heliocentriske afstand og & Delta er den geocentriske afstand (begge i AU), C er fasekoefficienten i mag deg & # 8315¹, og er fasevinklen (grader).

Arthur N. Cox, redaktør.
Allens astrofysiske mængder. 4. udgave
New York: Springer Science + Business Media, LLC, 2004.
Side 162. V(1,0) er den absolutte visuelle størrelse.


Hvordan konverteres tilsyneladende visuel størrelse til SI-enheder? - Astronomi

Tilsyneladende størrelsen af ​​en stjerne er et tal, der fortæller, hvor lys den stjerne vises i sin store afstand fra jorden. Skalaen er "baglæns" og logaritmisk. Større størrelser svarer til svagere stjerner. Bemærk, at lysstyrke er en anden måde at sige lysstrøm, i watt pr. kvadratmeter, kommer mod os.

På denne størrelsesskala indstilles et lysstyrkeforhold på 100 nøjagtigt til en størrelsesforskel på 5. Da størrelsen er en logaritmisk skala, kan man altid omdanne et lysstyrkeforhold B2/ B1 i den ækvivalente størrelsesforskel m2-m1 ved formlen:

Du kan kontrollere det for lysstyrkeforhold B2/ B1= 100, vi har log (B2/ B1) = log (100) = log (10 2) = 2, og derefter m2-m1= -5, den grundlæggende definition af denne skala (lysere er mere negativ m). Man har derefter følgende størrelser og deres tilsvarende relative lysstyrker:

(Bemærk, at den nederste række af tal er lige (2.512) m.)

Absolut størrelse

Så som formlen ovenfor siger vi, at dens absolutte størrelse er

Stjerner længere end 10 pc har Mv mere negativ end m, derfor er der et minustegn i formlen. Hvis du bruger denne formel, skal du sørge for at placere stjernens afstand d parsecs (1 stk = 3,26 ly = 206265 AU).

Afstandsbestemmelse

Ovenstående forhold kan også bruges til at bestemme afstanden til en stjerne, hvis du kender både dens tilsyneladende størrelse og absolutte størrelse. Dette ville for eksempel være tilfældet, når man bruger Cepheid eller andre variable stjerner til afstandsbestemmelse. Vender formlen udad:

For eksempel for en Cepheid-variabel med Mv = -4, og m = 18, afstanden er


Absolutte og tilsyneladende størrelser

Når vi kigger op mod himlen om natten, ser vi nogle stjerner, der ser meget lyse ud, og andre, der er så svage, at vi næppe kan opdage dem.

Stjernen Sirius har for eksempel en styrke på ca. -1,5 lidt mere end en grad væk, stjernen HD 49980 skinner relativt svagt i størrelsesorden 5.8.

I dette særlige tilfælde er tilsyneladende størrelse af disse to stjerner er baseret på deres tilsyneladende lysstyrke ret vildledende.

Det viser sig, at Sirius er en af ​​Solens nærmeste stjerner, det er kun 2,64 parsec væk. En parsec er en enhed af afstand svarende til ca. 3,3 lysår eller 3,1 x 10 16 meter, vi diskuterer denne enhed senere. På den anden side er HD 49980 meget fjernt og ligger omkring 500 parsec fra solen.

Da vi ofte ønsker at sammenligne stjernernes iboende egenskaber, vil vi gerne have et vist lysstyrke, der er forbundet direkte med lysstyrken, en størrelsestype, der ikke afhænger af afstanden. Astronom konvertere tilsyneladende til absolutte størrelser at sammenligne stjerner retfærdigt, som om de alle var side om side i en standardafstand.

Den almindelige konvention er at skrive tilsyneladende størrelser med små bogstaver mog absolutte størrelser med store bogstaver M. Man kan udlede en formel, der forbinder en stjernes tilsyneladende og absolutte størrelser ved hjælp af den omvendte firkantede lov. Hvis vi udtrykker afstanden d i parsec, så

Stjerner med små absolutte størrelser er virkelig lysende dyr, der udstråler enorme mængder energi i rummet hvert sekund. Stjerner med store absolutte størrelser er relativt svage væsner, der svagt belyser deres umiddelbare omgivelser, men kun lidt andet.

Grove nulpunkter for den tilsyneladende og absolutte skala

Som nogle af jer allerede har bemærket, er størrelses skalaer - både tilsyneladende og absolutte - defineret i relative termer: denne stjerne er 10 gange lysere end den. Er det muligt at knytte reelle fysiske enheder til lysintensiteten, der kommer fra en stjerne, hvis vi kender dens størrelse? Kan vi med andre ord måle nulpunktet på størrelsesskalaen?

  • det filter, du kigger igennem
  • stjernens farve
  • hvor høj stjernen over horisonten
  • atmosfæriske egenskaber (højde, fugtighed, støvindhold osv.)

Med andre ord, hvert sekund ville en million fotoner fra stjernen komme ind i en kasse med en kvadratcentimeter.

Hvis du foretrækker at udtrykke strømmen i form af energi,

Vi kan også finde ud af en meget grov værdi for den absolutte størrelsesskala. Igen er der mange komplikationer ved at definere den nøjagtige værdi, men til en størrelsesorden

Afstandsmodulet

Forskellen mellem en stjernes tilsyneladende og absolutte størrelse (m - M), kaldes dens afstandsmodul.

Som ligningen ovenfor viser, er det en simpel funktion af afstanden til stjernen. I praksis foretrækker astronomer undertiden at angive afstanden til en stjerne ved dens afstandsmodul snarere end ved selve afstanden. Se for eksempel på et uddrag fra abstrakt til dette papir om afstanden til stjerner i galaksen NGC 2403:

    Ofte bestemmer man afstanden til et fjernt objekt ved at antage, at det er identisk med et objekt i nærheden, hvis afstand er kendt, og sammenligne den tilsyneladende lysstyrke af de to objekter. I dette tilfælde er de faktisk observerede størrelser de to tilsyneladende størrelser, så det er naturligt at bruge afstandsmodul.

Grundideen er, at det fra et praktisk, observationsmæssigt synspunkt ofte er mere nyttigt at have et katalog over afstandsmodulværdier i stedet for reelle afstande.

En anden fordel vises, når astronomer bruger afstandsmodul som et relativt mål mellem to objekter. For eksempel bruges den store magellanske sky (LMC), den nærmeste galakse til vores egen Mælkevej, ofte som en springbræt til andre fjernere galakser. Vores nuværende skøn over afstanden til LMC er ca. 50.000 pc = 50 kilo-parsec (kpc). Antag at du måler afstandene til LMC og flere andre galakser ved at observere en bestemt slags stjerne i hver galakse. Du kan finde

Ti år fra nu opdager astronomer en systematisk fejl i målinger til LMC i stedet for at være 50 kpc væk fra os, det viser sig faktisk at være 60 kpc væk.

  • Hvis du offentliggjorde dine resultater for M31 og M81 ved hjælp af de absolutte afstande for hver enkelt i kpc, bliver dit arbejde straks ugyldigt. For at kunne bruge dine resultater bliver astronomer nødt til at genberegne alle dine værdier ved hjælp af den nye afstand til LMC
  • men hvis du offentliggjorde dine resultater i afstandsmodul i forhold til LMC, er dine resultater stadig lige så korrekte som nogensinde. Astronomer ved stadig nøjagtigt, hvor meget svagere en stjerne i M31 vises, i forhold til en identisk stjerne i LMC

Hjemmearbejde, som forventes i morgen i klassen

  1. Hvad er den tilsyneladende V-størrelse på stjernen Altair?
  2. Afstanden til Altair er d = 5,15 stk. Hvad er afstandsmodulet til Altair?
  3. Hvad er den absolutte V-størrelse af Altair?
  4. Hvor meget strøm udstråler Altair? Er det mere eller mindre kraftfuldt end solen?

For mere information

Ophavsret & kopi Michael Richmond. Dette arbejde er licenseret under en Creative Commons-licens.


SI-enheder

Det internationale system (SI) af enheder, præfikser og symboler skal bruges til alle fysiske størrelser, bortset fra at visse specielle enheder, som specificeres senere, kan bruges i astronomi uden risiko for forveksling eller tvetydighed for at give en bedre repræsentation af de pågældende fænomener. SI-enheder anvendes nu i varierende grad i alle lande og discipliner, og dette system undervises i næsten alle skoler, gymnasier og universiteter. Enhederne i centimeter-gram-sekund (CGS) -systemet og andre ikke-SI-enheder, som ikke vil være ukendte for de fleste unge forskere, bør ikke bruges, selvom de af nogle astronomer kan anses for at have nogle fordele i forhold til SI-enheder.

Generel information om SI-enheder findes i publikationer fra nationale standardiseringsorganisationer og i mange lærebøger og håndbøger.

Der er tre klasser af SI-enheder: (a) de syv baseenheder, der betragtes som dimensionuafhængige (b) to supplerende, dimensionsløse enheder til plane og solide vinkler og (c) afledte enheder, der er dannet ved at kombinere basis- og supplerende enheder i algebraiske udtryk, sådanne afledte enheder har ofte specielle navne og symboler og kan bruges til dannelse af andre afledte enheder. Enhederne i klasse (a) og (b) er anført i tabel 1. Enhederne i klasse (c), der er mest interesserede for astronomer, er angivet i tabel 2 for dem med enkle navne og symboler og i tabel 3 for dem med sammensatte navne og symboler. Ved dannelse af sammensatte navne er opdeling angivet med per, mens det i de tilsvarende symboler er tilladt at bruge enten et negativt indeks eller en solidus (skråt streg eller skråstreg), således at SI: hastighedsenheden er en meter pr. Sekund, og det tilsvarende symbol er m sl eller m / s.

Mellemrummet mellem basisenhederne er vigtigt i et sådant tilfælde, da m / s kunne fortolkes som en frekvens på 1000 Hz, et mellemrum er ikke nødvendigt, hvis den foregående enhed ender i et overskrift, kan der indsættes et punktum (periode) mellem enhederne for at Fjern enhver tvetydighed, solidus bør kun bruges i enkle udtryk og må aldrig bruges to gange i den samme sammensatte enhed.

Tabel 1. Navne og symboler for SI-basen og supplerende enheder.

1 Forkortelsen sek bør ikke bruges til at betegne et sekund af gangen.


Tabel 2. Særlige navne og symboler for SI-afledte enheder.

Tabel 3. Eksempler på SI-afledte enheder med sammensatte navne.

watt pr. kvadratmeter pr. steradian

Tabel 4. SI-præfikser og symboler for multipler og submultipler.

Bemærk: Decimale multipla og submultipler af kiloet skal dannes ved at knytte det relevante SI-præfiks og symbol til gram og g, ikke til kilogram og kg.

4.12 SI-præfikser: Decimalmultipler og submultipler af SI: enheder, undtagen kilogram, dannes ved at vedhæfte navnene eller symbolerne på de relevante præfikser til enhedernes navne eller symboler. Kombinationen af ​​symbolerne til et præfiks og en enhed betragtes som et enkelt symbol, der kan hæves til en magt uden brug af parenteser. Den anerkendte liste over præfikser og symboler er givet i tabel 4. Disse præfikser kan være knyttet til et eller flere af enhedsymbolerne i et udtryk for en sammensat enhed og til symbolet for en ikke-SI-enhed. Sammensatte præfikser bør ikke bruges.

4.13 Ikke-SI-enheder: Det anerkendes, at nogle enheder, der ikke er en del af det internationale system, fortsat vil blive brugt i passende sammenhænge. Sådanne enheder er anført i tabel 5, de er enten defineret nøjagtigt i form af SI-enheder eller er defineret på andre måder og bestemmes ved måling. Andre ikke-SI-enheder, såsom Imperial-enheder og andre anført i tabel 6, bør normalt ikke anvendes.


Tabel 5. Ikke-SI-enheder, der er anerkendt til brug i astronomi.

1 Det alternative symbol anerkendes ikke formelt i SI-systemet.

2 Symbolet mas bruges ofte til en milliarsekund (0 ".001).

3 Enheden og symbolerne genkendes ikke formelt i SI-systemet.

4 Jansky bruges hovedsageligt i radioastronomi.

5 Graden Celsius (oC) bruges til at specificere temperatur til meteorologiske formål, men ellers skal kelvin (K) anvendes.

5.14 Tid og vinkel : Enhederne til seksagesimale målinger af tid og vinkel er inkluderet i tabel 5. Navnene på vinkelenhederne kan være forud for 'bue', når der kan være forveksling med tidsenhederne. Symbolerne for disse mål skal indtastes eller udskrives (hvor det er muligt som overskrifter) umiddelbart efter de numeriske værdier, hvis den sidste kønssimale værdi opdeles decimal, decimaltegnet skal placeres under eller efter, symbolet for enhedens førende nuller skal indsættes i kønssimale tal som angivet i de følgende eksempler.

2d 13h 07m 15.259s 06h 19m 05.18s 120o 58 '08 ".26

Disse ikke-SI-enheder bør normalt ikke bruges til at udtrykke tidsintervaller eller vinkler, der skal bruges i kombination med andre enheder.

Ved at udtrykke præcisionen eller opløsningen af ​​vinkelmåling bliver det almindeligt i astronomi at bruge milliarsekunden som enheden, og at repræsentere dette ved symbolet mas er dette at foretrække frem for andre forkortelser, men dets betydning bør gøres klar ved dets første forekomst . Den mere passende SI-enhed ville være nanoradian (1 nrad = 0,2 mas). Generelt anbefales graden med decimalinddeling til brug, når radianen ikke er egnet, og når der ikke er behov for at bruge den seksagesimale underinddeling. Hvis det er mere hensigtsmæssigt at beskrive en vinkel i form af komplette omdrejninger (eller rotationer eller drejninger eller cyklusser), ser det mest passende symbol ud til at være et bogstav c, dette kan bruges i en overlegen position som i 1c = 360o = 2pi rad = 1 omdrejning, men den kan bruges som i 1 c / s = 1Hz.

Brug af tidsenheder til repræsentation af vinkelmængder, såsom timevinkel, højre opstigning og siderisk tid, er almindelig i astronomi, men det er en kilde til forvirring og fejl i nogle sammenhænge, ​​især i formler til numerisk beregning. Symbolet for en variabel efterfulgt af overskrift til en enhed kan bruges til at indikere den numeriske værdi af den variabel, målt i den enhed.

5.15 Astronomiske enheder: IAU-systemet af astronomiske konstanter genkender et sæt astronomiske enheder af længde, masse og tid til brug i forbindelse med bevægelser i solsystemet de er relaterede til hinanden gennem den vedtagne værdi af tyngdekonstanten udtrykt i disse enheder (IAU 1976). Symbolet for den astronomiske længdeenhed er au den astronomiske tidsenhed er 1 dag (d) på 86400 SI sekunder (er) den astronomiske masseenhed er lig med solens masse og betegnes ofte med Mo, men det specielle abonnement gør dette symbol ubelejligt til generel brug.

En passende længdeenhed til undersøgelser af Galaxy's struktur er parsec (pc), som er defineret i form af den astronomiske længdeenhed (au). Enheden kendt som lysåret passer til populære udstillinger om astronomi og bruges undertiden i videnskabelige artikler som en indikator for afstand.

IAU har brugt det julianske århundrede på 36 525 dage i de grundlæggende formler til præession, men den mere passende basisenhed til sådanne formål og til at udtrykke meget lange perioder er året. Det anerkendte symbol i et år er bogstavet a, snarere end yr, som ofte bruges i papirer på engelsk. De tilsvarende symboler i et århundrede (ha og cy) bør ikke bruges. Selvom der er flere forskellige årstyper (da der er flere slags dag), er det bedst at betragte et år som et juliansk år på 365,25 dage (31,5576 MS), medmindre andet er angivet.

Det skal bemærkes, at sidereal, sol og universel tid bedst betragtes som målinger af timevinklen udtrykt i tidsmål, de kan bruges til at identificere tidspunkter, men de er ikke egnede til brug som nøjagtige målinger af tidsintervaller siden hastigheden af jordens rotation, som de er afhængige af, er variabel i forhold til SI-sekundet.

5.16 Forældede enheder: Det anbefales kraftigt, at de ikke-SI-enheder, der er anført i tabel 6, ikke længere bruges. Nogle af de anførte enheder bruges sjældent i den aktuelle litteratur, men de er medtaget til brug i studiet af tidligere litteratur. Kejserlige og andre ikke-metriske enheder bør ikke bruges i forbindelse med processer eller fænomener, men der er nogle få situationer, hvor deres anvendelse kan være berettiget (som i "Hale 200-tommers teleskop på Mount Palomar"). Den ækvivalente værdi i SI-enheder skal angives i parentes, hvis dette sandsynligvis vil være nyttigt.

Tabel 6. Ikke-SI-enheder og symboler, hvis fortsatte brug er udfaset.


Størrelse og lysstyrke (lysstyrke)

En himmellegems tilsyneladende størrelse (m) er et mål for dens lysstyrke set af en observatør på Jorden. Kredit: Cora Skywalkers Blog

Hvad er tilsyneladende størrelse?

En himmellegems tilsyneladende størrelse er et mål for dens lysstyrke set af en observatør på jorden, justeret til den værdi, den ville have i fravær af atmosfæren. Jo lysere objektet vises, jo lavere er størrelsen på dens størrelse. Generelt anvendes det synlige spektrum (vmag) som basis for den tilsyneladende størrelsesorden, men andre regioner i spektret, såsom det nær-infrarøde J-bånd, anvendes også.

Eksempel på tabel med tilsyneladende størrelser. Kilde: ESA

Hvad er lysstyrke?

I astronomi er lysstyrke den mængde elektromagnetisk energi, som en krop udstråler pr. Tidsenhed. Det måles oftest i to former: visuel (kun synligt lys) og bolometrisk (total strålingsenergi), selvom lysstyrker ved andre bølgelængder i stigende grad bliver brugt, når instrumenter bliver tilgængelige til at måle dem.

Et bolometer er det instrument, der bruges til at måle strålingsenergi over et bredt bånd ved absorption og måling af opvarmning. Når det ikke er kvalificeret, betyder udtrykket & # 8220luminositet & # 8221 bolometrisk lysstyrke, som måles enten i SI-enheder, watt eller i form af sollysstyrker. En stjerne udstråler også neutrinoer, som transporterer noget energi, ca. 2% i tilfælde af vores sol, der producerer en stjernevind og bidrager til stjernens samlede lysstyrke.

Mens der findes bolometre, kan de ikke bruges til at måle selv den tilsyneladende lysstyrke af en stjerne, fordi de er utilstrækkeligt følsomme over det elektromagnetiske spektrum, og fordi de fleste bølgelængder ikke når jordens overflade. I praksis måles bolometriske størrelser ved at tage målinger ved bestemte bølgelængder og konstruere en model af det samlede spektrum, der mest sandsynligt svarer til disse målinger. I nogle tilfælde er estimationsprocessen ekstrem, idet lysstyrker beregnes, når mindre end 1% af energiproduktionen observeres, for eksempel med en varm Wolf-Rayet-stjerne, der kun observeres i infrarødt.

En stjernes lysstyrke kan bestemmes ud fra to stjernernes egenskaber: størrelse og effektiv temperatur. Førstnævnte er typisk repræsenteret med hensyn til solradier, mens sidstnævnte er repræsenteret i kelvin, men i de fleste tilfælde kan ingen af ​​dem måles direkte. For at bestemme en stjernes radius er der brug for to andre målinger: stjernens vinkeldiameter og dens afstand fra jorden, ofte beregnet ved hjælp af parallaks. Begge kan måles med stor nøjagtighed i visse tilfælde, hvor seje supergiants ofte har store vinkeldiametre, og nogle seje udviklede stjerner har masere i deres atmosfære, der kan bruges til at måle parallaxen ved hjælp af VLBI. For de fleste stjerner er vinkeldiameteren eller parallaxen eller begge begge imidlertid langt under vores evne til at måle med enhver sikkerhed. Da den effektive temperatur kun er et tal, der repræsenterer temperaturen i en sort krop, der ville gengive lysstyrken, kan den naturligvis ikke måles direkte, men den kan estimeres ud fra spektret.

En alternativ måde at måle stjernernes lysstyrke på er at måle stjernens tilsyneladende lysstyrke og afstand. En tredje komponent, der er nødvendig for at udlede lysstyrken, er graden af ​​interstellær udryddelse, der er til stede, en tilstand, der normalt opstår på grund af gas og støv, der er til stede i det interstellare medium (ISM), jordens atmosfære og omstændelige stof. Derfor er en af ​​astronomiens centrale udfordringer ved bestemmelse af en stjernes lysstyrke at udlede nøjagtige målinger for hver af disse komponenter, uden hvilken en nøjagtig lysstyrketal forbliver undvigende. Udryddelse kan kun måles direkte, hvis de faktiske og observerede lysstyrker begge er kendt, men det kan estimeres ud fra den observerede farve på en stjerne ved hjælp af modeller for det forventede rødmeniveau fra det interstellære medium.

I det nuværende system med stjerneklassificering er stjerner grupperet efter temperatur, med de massive, meget unge og energiske klasse O-stjerner, der kan prale af temperaturer på over 30.000 K, mens de mindre massive, typisk ældre klasse M-stjerner udviser temperaturer under 3.500 K. Fordi lysstyrken er proportional med temperaturen til den fjerde effekt, giver den store variation i stjernetemperaturer en jævn større variation i stjernelysstyrken. Fordi lysstyrken afhænger af en høj effekt af stjernemassen, har lysstyrker med høj masse meget kortere levetid. De mest lysende stjerner er altid unge stjerner, ikke mere end et par millioner år for de mest ekstreme. I Hertzsprung – Russell-diagram, repræsenterer x-aksen temperatur eller spektral type, mens y-aksen repræsenterer lysstyrke eller størrelse. Langt størstedelen af ​​stjerner findes langs hovedsekvensen med blå klasse 0-stjerner, der findes øverst til venstre i diagrammet, mens røde klasse M-stjerner falder til nederst til højre. Visse stjerner som Deneb og Betelgeuse findes ovenfor og til højre for hovedsekvensen, mere lysende eller køligere end deres ækvivalenter i hovedsekvensen. Increased luminosity at the same temperature, or alternatively cooler temperature at the same luminosity, indicates that these stars are larger than those on the main sequence and they are called giants or supergiants.

Hertzsprung–Russell diagram identifying stellar luminosity as a function of temperature for many stars in our solar neighborhood. Kredit: Wikipedia


Convert magnitude into flux density according to Bessel et al. 1998

The conversion implemented here is based on the data given in Table A2 of Bessel et al. 1998, A&A 333, 231-250, which gives “Effective wavelengths (for an A0 star), absolute fluxes (corresponding to zero magnitude) and zeropoint magnitudes for the UBVRI- JHKL Cousins-Glass-Johnson system”. Note that zp(f_nu) and zp(f_lam) are exchanged in the original table.

Any of U, B, V, R, I, J, H, K, Kp, L, and L*

mag : float, array

The magnitude value to be converted

mode : string,

Determines whether f_nu or f_lam will be calculated.

The corresponding flux density in units if erg/cm**2/s/Hz in the case of mode ‘nu’ and erg/cm**2/s/A in the case of ‘lam’.


Addition and subtraction work as expected for logarithmic quantities, multiplying and dividing the physical units as appropriate. It may be best seen through an example of a photometric reduction.

Example¶

First, calculate instrumental magnitudes assuming some count rates for three objects:

Then, the instrumental B-V color is:

Note that the physical unit has become dimensionless. The following step might be used to correct for atmospheric extinction:

Since the extinction is dimensionless, the units do not change. Now suppose the first star has a known ST magnitude, so we can calculate zero points:

Here, ST is shorthand for the ST zero-point flux:

At present, only magnitudes defined in terms of luminosity or flux are implemented, since those do not depend on the filter with which the measurement was made. They include absolute and apparent bolometric [M15] , ST [H95] , and AB [OG83] magnitudes.

Now applying the calibration, we find (note the proper change in units):

We could convert these magnitudes to another system, for example, ABMag, using appropriate equivalency:

This is particularly useful for converting magnitude into flux density. V is currently in ST magnitudes, which is based on flux densities per unit wavelength ( (f_lambda) ). Therefore, we can directly convert V into flux density per unit wavelength using the to() method:

To convert V to flux density per unit frequency ( (f_ u) ), we again need the appropriate equivalency , which in this case is the central wavelength of the magnitude band, 5500 Angstroms:

We could have used the central frequency instead:

When converting magnitudes to flux densities, the order of operations matters the value of the unit needs to be established Før the conversion. For example, 21 * u.ABmag.to(u.erg/u.s/u.cm**2/u.Hz) will give you 21 times (f_ u) for an AB mag of 1, whereas (21 * u.ABmag).to(u.erg/u.s/u.cm**2/u.Hz) will give you (f_ u) for an AB mag of 21.

Suppose we also knew the intrinsic color of the first star, then we can calculate the reddening:

Here, you see that the extinctions have been converted to quantities. This happens generally for division and multiplication, since these processes work only for dimensionless magnitudes (otherwise, the physical unit would have to be raised to some power), and Quantity objects, unlike logarithmic quantities, allow units like mag / d .

Note that you can take the automatic unit conversion quite far (perhaps too far, but it is fun). For instance, suppose we also knew the bolometric correction and absolute bolometric magnitude, then we can calculate the distance modulus:

With a proper equivalency, we can also convert to distance without remembering the 5-5log rule:


Intrinsic brightness

Intrinsic brightness
Jump to: navigation, search
This article needs additional citations for verification. Please help improve this article by adding citations to reliable sources. Unsourced material may be challenged and removed. (December 2007) .

Intrinsic brightness of a star the apparent visual magnitude the star would have if it were 10 Parsecs away from earth.
Absolute Zero
The lowest possible temperature. The temperature at which particles in a material, atoms or molecules, contain no energy of motion that can be extracted from a body.

(a) The quantity in Minkowski space-time which replaces length in ordinary space. [D89]
(b) The "distance" between two events in four-dimensional spacetime. [H76]
Intrinsic Brightness .

of objects. The apparent magnitude of the object [fit were at a distance of ten parsecs. The absolute magnitude of Sirius is +1.4.
ACHROMATIC LENS.

or luminosity of a celestial object.
absorption
The loss of photons as light passes through a medium. A photon is lost when it strikes an electron, and the photon's energy is consumed in knocking the electron to a higher energy level.

, LPVs can be detected in an extensive volume of space. As a consequence, large catalogues of LPVs have been produced as by-products of various sky surveys. The first major catalogue in this context was produced by the MACHO search for massive compact halo objects (Alcock et al.

These stars are important because the period of a Cepheid depends on its

, or absolute magnitude, in a known way: the brighter the star, the longer its period.

(4k jpg) albedo the ratio of the amount of light reflected by an object and the amount of incident light a measure of the reflectivity or

of an object (a white, perfectly reflecting surface would have an albedo of 1.0 a black perfectly absorbing surface would have an albedo of 0.0).

If you know the rate of rotation of a spiral galaxy, you can calculate its

is how bright it really is - not how bright it is from Earth, which is its apparent magnitude).

of this supernova, its observed brightness is not particularly faint compared to previously known supernovae with redshifts close to 1, which indicates that the expansion of the Universe had not started to accelerate at redshift 1.7.

Another key is variable stars, which reveal their

by the rate at which they vary. The astronomer who used the keys was Harlow Shapley.

These stars pulsate at a rate that is closely related to their

, so measurements of their rate of pulsation and their observed brightness give astronomers enough information to calculate the distance to the galaxy itself.

Astronomers say that the luminosity, or

, of our sun is due to increase steadily over the next 4 billion years. As the sun's luminosity increases, the amount of solar radiation reaching the Earth will also increase.

The luminosity of an object is a measure of its

and is defined as the amount of energy the object emits in a fixed time. It is essentially the power output of the object and, as such, it can be measured in units such as Watts.

A measure of a star's true or

. Essentially, astronomers decide this by gauging how bright the star would appear to the eye if brought to a standard distance of 10 parsecs, or 32.6 light-years. Alnitak, the easternmost star in Orion's belt, has an apparent magnitude of 2.

of a star the astronomer works in terms of the absolute magnitude which is the brightness that a star has at a standardized distance of 10 parsecs.

The absolute magnitude of a star or other astronomical object is a measure of its

. The scaling used by astronomers is defined such that a difference of 5 points on the magnitude scale corresponds to a factor of 100 difference in brightness. The lower the value, the brighter the object.

Further, stars are sorted by

into luminosity classes designated by the first five Roman numerals.

M9 is somewhat above average, with an absolute magnitude of -8.0. My 10-inch resolves individual stars in M9's outer halo pretty easily. Overall, the halo is about 5' across, and the core is quite dense and unresolvable.

A class of variable star having the same

and periods between 12 and 24 hours. RR Lyrae variables are population II stars in the horizontal branch of the Hertzsprung-Russell diagram that burn helium in their cores.

): The amount of energy generated within the star, and released (as electromagnetic radiation, in the form of light or heat).
APPARENT LUMINOSITY (apparent brightness): The brightness of the star as it appears from Earth.

In astronomy, the magnitude of a star refers to its measure of brightness, and while absolute magnitude relates to the star's

, apparent magnitude, on the other hand, is a way of measuring how bright the object appears in the night sky to us human stargazers back on Earth.

of a star or galaxy
Lunar month- The average time between successive new or full moons, equal to 29 days 12 hours 44 minutes
Lunation- the interval between one new moon and the next: that is, 29 days, 12 hours, and 44 minutes .

The Hertzsprung-Russell diagram is a graph in which the absolute magnitudes (

) of stars are plotted against their spectral types. Of great importance to theories of stellar evolution, it evolved from charts begun in 1911 by the Danish astronomer Ejnar Hertzsprung and independently by the U.S.

Thus, the absolute magnitude takes into account the distance of a star, and gives us information about the

of the object. For instance, the Sun is by far and away the brightest star in our sky but that is only because it is so close.

of a star or galaxy. Measured in Watt /square metre..
★ Lunar Relating to the Moon.
★ Lunar Eclipse This is where the moon goes dark. Occurs when the Moon passes directly behind the Earth and into the Earth's shadow (Umbria). See image below.

Not only can its companion boost its brightness when located in front of the star as observed from Earth, but its

of a star relative to the Sun for example, a star with a stellar luminosity of 25*L(sol) is 25 times brighter than the Sun .

Hertzsprung-Russell diagram - a plot of temperature (or color) versus

of the stars in the galaxy. Astronomers use it to discuss types of stars and study the evolution of stars more .

The period of their pulsations is known to be directly connected to their

, a property that allows astronomers to use them as cosmic distance markers.

(also termed absolute magnitude) appears to fit between those of two spectacular comets of the past: C/1965 S1 Ikeya-Seki and C/2006 P1 McNaught. If Comet ISON does not completely disintegrate at perihelion, it should put on a fine naked eye display.

The period of pulsation has been demonstrated to be directly related to a Cepheid's

making observations of these stars one of the most powerful tools for determining distance known to modern day astronomy.

white dwarf A whitish star of high surface temperature and low

with a mass approximately equal to that of a Sun but with a density many times larger. X .

To find the Hubble constant, astronomers observe distant galaxies and measure their distances (by using Cepheid variable stars or other objects of known

) as well as how fast they recede from Earth. They then determine the Hubble constant by dividing the galaxy's speed of recession by its distance.

Variable stars are not the only way that we can estimate the luminosity of stars. Another way involves the H-R diagram, which shows that the

of a star can be estimated if we know its spectral type.
Distances from Spectral Types .

Absolut størrelse
The apparent brightness (magnitude) a star would have if it were 32.6 light years (10 parsecs) from Earth. It is used to compare the true,

of stars. The Sun has an absolute magnitude of +4.8.

From a planet in the habitable zone, a red dwarf star will tend to look large in the sky this is because of its low

[12] Prior to Voyager 2's arrival, observations of Nereid had been limited to ground-based observations that could only establish its

Absolute magnitude. The apparent magnitude or brightness that a star or other celestial object would have if it was viewed from a standard distance of 10 parsecs, (32.6 light years). Absolute magnitude is therefore the true or

of an object. (See also Apparent magnitude and Magnitude.) .

Another important role of the globular clusters has been to give us a means of estimating distances. Globular clusters contain a particular type of variable, the RR LYRAE STARS, the

es of which can be determined.

Magnitude - A number, based on a logarithmic scale, used to describe the brightness of a star or other luminous body. Apparent magnitude describes the brightness of a star as we see it. Absolute magnitude describes the

under the mass it has accumulated and, as a result of biting off more than it can chew, reignites its collapsed stellar furnace and detonates into a violent stellar eruption that is so bright that it briefly outshines all of the stars surrounding it. Due to their momentary brilliance and standard

She found that by determining the

of a Cepheid from its period, we could estimate with good precision the distance to the star.

These are young stars with very regular periods of a few days and have a certain set relationship between the amount they vary, their period of variation, and their actual

. The Beta Cep type of variable have periods of .1 to .6 days, and vary by .1 to .

of a star or galaxy.
LUMINOSITY CLASS: Stars are classified by luminous they are. The various luminosity classes correspond to regions on the HR diagram. The luminosity classes are I - Supergiants, II - Bright giant, III - Giant, IV - Subgiant, V - Main Sequence.


Se videoen: Převody jednotek Hmotnost (Oktober 2022).