Teleskopets storlek. Absoluta begränsande magnituder: beskrivning, skala och ljusstyrka. magnitud visade sig vara ett mycket bekvämt koncept

Många nybörjare amatörastronomer ställer två huvudfrågor, nämligen: vilket teleskop att välja och vad jag kommer att se i det.

Den viktigaste parametern för ett teleskop är diametern på dess lins. Ju större diameter teleskoplinsen har, desto svagare stjärnor kommer vi att se och desto finare detaljer kommer vi att kunna urskilja på planeterna och Månen, samt separera de närmare binära stjärnorna. Upplösningen för ett teleskop mäts i bågsekunder och beräknas med följande formel 140/D, där D är diametern på teleskopobjektivet i mm. Och den maximala tillgängliga magnituden för teleskopet beräknas med formeln m = 5,5 + 2,5 lgD + 2,5 lgG, där D är teleskopets diameter i mm., G är teleskopets förstoring. Linsens diameter bestämmer också teleskopets maximala förstoring. Det är lika med två gånger teleskopobjektivets diameter i millimeter. Till exempel har ett teleskop med en objektivdiameter på 150 mm en maximal användbar förstoring på 300x. Här kommer vi att utgå från diametern på teleskoplinsparametern.

Hur stora är planeterna sett genom ett teleskop? Med en förstoring på 100x motsvarar en bågsekund 0,12 mm synligt på ett avstånd av 25 cm. Ur detta kan man beräkna planetens diameter sett genom ett teleskop med en viss förstoring. Dp=Г*0,0012*d, där Dp är planetens diameter i mm sett i projektion på ett plan på ett avstånd av 25 cm från planet, Г är teleskopets förstoring, d är planetens diameter i båge. sek. Till exempel är Jupiters diameter 46 bågar. sek. och med en förstoring på 100 gånger kommer det att se ut som en cirkel ritad på papper med en diameter på 5,5 mm från ett avstånd av 25 cm.

Orionnebulosan är ett mycket ljust och imponerande föremål. Med blotta ögat uppfattas nebulosan som ett otydligt sken, med en kikare syns den som ett ljust moln. Och förresten, storleken på detta "moln" är sådan att dess substans skulle räcka för ungefär tusen solar, eller mer än trehundra miljoner jordplaneter.

Så, till försäljning (du kan köpa teleskop på webbplatsen för onlinebutiken www.4glaza.ru) finns det teleskop från 50 mm till 250 mm och mer. Dessutom beror penetreringskraften och upplösningen på teleskopets design, i synnerhet på närvaron av central avskärmning av sekundärspegeln och dess storlek. I brytande teleskop (objektiv lins) finns ingen central avskärmning, och de ger en mer kontrasterande och detaljerad bild, även om det gäller långfokuserade brytande teleskop och apokromater. I kortfokuserade akromatiska refraktorer kommer kromatisk aberration att förneka fördelarna med refraktorn. Små och medelstora förstoringar är tillgängliga för sådana teleskop.

Stjärnhopen Plejaderna ligger i stjärnbilden Oxen. Det finns cirka 1000 stjärnor i Plejaderna, men alla är naturligtvis inte synliga från jorden. Den blå gloria runt stjärnorna är nebulosan där stjärnhopen är nedsänkt. Nebulosan är bara synlig runt de ljusaste stjärnorna i Plejaderna.

I ämnet teleskop mäts endast bländare och brännvidd i centimeter. För allt annat finns vinkelmått. Till exempel: Jupiter har en skenbar diameter på 40″-60″ beroende på dess position i förhållande till jorden.
Ett vanligt teleskop med en bländare på 60 mm har en upplösning på ca 2,4″, det vill säga grovt sett kommer Jupiter i ett sådant teleskop ha en upplösning på 50/2,4=~20 “pixlar”, men genom att öka dessa 20 pixlar zoomar vi in in och ut. Om du zoomar in för nära (förstoringen är större än 2*D, där D är bländardiametern i mm 60mm*2=120x), så blir bilden suddig och mörk, som om vi skulle använda digital zoom på en kamera . Om det är för lågt räcker inte upplösningen i vårt öga för att skilja alla 20 pixlar (planeten ser ut som en liten ärta).

Månens yta. Kratrarna syns tydligt. Den sovjetiska månrovern och den amerikanska flaggan är inte synliga. För att se dem behöver du ett gigantiskt teleskop med en spegel som är hundratals meter i diameter - det här är ännu inte på jorden.

Andromedagalaxen (eller Nebulosan) är en av de galaxer som ligger oss närmast. Nära är en relativ term: den är cirka 2,52 miljoner ljusår. På grund av avståndet ser vi denna galax som den var för 2,5 miljoner år sedan. Det fanns inga människor på jorden då. Hur Andromedagalaxen ser ut just nu är omöjligt att veta.

Jupiter kan också ses med ett teleskop. Som Venus, Saturnus, Uranus och Neptunus och många andra rymdobjekt.

Vad kan vi se med teleskop med olika diametrar:

Refraktor 60-70 mm, reflektor 70-80 mm.

• Dubbelstjärnor med en separation större än 2” - Albireo, Mizar, etc.
• Svaga stjärnor upp till 11,5m.
• Solfläckar (endast med bländarfilter).
• Venus faser.
• Det finns kratrar på månen med en diameter på 8 km.
• Polarlock och hav på Mars under den stora oppositionen.
• Bälten på Jupiter och under idealiska förhållanden den stora röda fläcken (GRS), Jupiters fyra månar.
• Saturnus ringar, Cassini-gapet under utmärkta siktförhållanden, det rosa bältet på Saturnus skiva.
• Uranus och Neptunus i form av stjärnor.
• Stora klotformade (t.ex. M13) och öppna hopar.
• Nästan alla föremål i Messier-katalogen utan detaljer i dem.

Refraktor 80-90 mm, reflektor 100-120 mm, katadioptrisk 90-125 mm.

• Dubbla stjärnor med en separation på 1,5 tum eller mer, svaga stjärnor upp till 12 stjärnor. kvantiteter.
• Solfläcksstruktur, granulering och plymfält (endast med bländarfilter).
• Faser av Merkurius.
• Månkratrarna är cirka 5 km stora.
• Polarlock och hav på Mars under oppositioner.
• Flera ytterligare bälten på Jupiter och BKP. Skuggor från Jupiters satelliter på planetens skiva.
• Cassini-gap i Saturnus ringar och 4-5 satelliter.
• Uranus och Neptunus som små skivor utan detaljer på dem.
• Dussintals klothopar, ljusa klothopar kommer att sönderfalla till stjärndamm vid kanterna.
• Dussintals planetariska och diffusa nebulosor och alla föremål i Messier-katalogen.
• De ljusaste objekten från NGC-katalogen (de ljusaste och största objekten visar vissa detaljer, men de flesta galaxer förblir disiga fläckar utan detaljer).

Refractor 100-130 mm, reflektor eller katadioptrisk 130-150 mm.

• Dubbla stjärnor med en separation på 1 tum eller mer, svaga stjärnor upp till 13 stjärnor. kvantiteter.
• Detaljer om månens berg och kratrar 3-4 km stora.
• Du kan försöka se fläckar i molnen på Venus med ett blått filter.
• Många detaljer om Mars under oppositioner.
• Detaljer i Jupiters bälten.
• Molnbälten på Saturnus.
• Massor av svaga asteroider och kometer.
• Hundratals stjärnhopar, nebulosor och galaxer (i de ljusaste galaxerna kan du se spår av en spiralstruktur (M33, M51)).
• Ett stort antal objekt i NGC-katalogen (många objekt har intressanta detaljer).

Refractor 150-180 mm, reflektor eller katadioptrisk 175-200 mm.

• Dubbla stjärnor med en separation på mindre än 1″, svaga stjärnor upp till 14 stjärnor. kvantiteter.
• Månformationer 2 km stora.
• Moln och dammstormar på Mars.
• 6-7 satelliter av Saturnus, kan du försöka se skivan av Titan.
• Ekrar i Saturnus ringar vid maximal öppning.
• Galileiska satelliter i form av små skivor.
• Detaljen av bilden med sådana bländare bestäms redan inte av optikens kapacitet, utan av atmosfärens tillstånd.
• Vissa klothopar löses upp till stjärnor nästan till mitten.
• Detaljer om strukturen hos många nebulosor och galaxer är synliga när de ses från stadsbelysning.

Refraktor 200 mm eller mer, reflektor eller katadioptrisk 250 mm eller mer.

• Dubbla stjärnor med avstånd upp till 0,5 tum under idealiska förhållanden, stjärnor upp till 15 stjärnor. magnituder och svagare.
• Månformationer som är mindre än 1,5 km stora.
• Små moln och små strukturer på Mars, i sällsynta fall - Phobos och Deimos.
• Ett stort antal detaljer i Jupiters atmosfär.
• Encke division i ringarna av Saturnus, skivan av Titan.
• Neptunus måne Triton.
• Pluto är en svag stjärna.
• Maximal detalj i bilder bestäms av atmosfärens tillstånd.
• Tusentals galaxer, stjärnhopar och nebulosor.
• Praktiskt taget alla objekt i NGC-katalogen, av vilka många visar detaljer som inte syns i mindre teleskop.
• De ljusaste nebulosorna har subtila färger.

Som du kan se kommer även ett blygsamt astronomiskt instrument att låta dig njuta av natthimlens många skönheter. Så jaga inte omedelbart ett stort instrument, börja med ett litet teleskop. Och var inte rädd att han snart kommer att uttömma sin resurs. Tro mig, han kommer att glädja dig med nya föremål och nya detaljer i mer än ett år. Du kommer att bli mer och mer erfaren observatör, dina ögon kommer att lära sig att känna svagare föremål, och du kommer själv att lära dig att tillämpa olika knep från observatörens arsenal, använda speciella filter, etc.

https://website/wp-content/images/2014/11/chto_mozhno_yvidet_v_teleskop.jpghttps://website/wp-content/images/2014/11/chto_mozhno_yvidet_v_teleskop-250x165.jpg 2017-01-14T03:16:27+08:00 Ruslan Space Space

Många nybörjare amatörastronomer ställer två huvudfrågor, nämligen: vilket teleskop att välja och vad kommer jag att se i det. Den viktigaste parametern för ett teleskop är diametern på dess lins. Ju större diameter teleskoplinsen har, desto svagare stjärnor kommer vi att se och de finare detaljerna kommer vi att kunna urskilja på planeterna och ...

Ruslan [e-postskyddad] Administratörs webbplats

Var och en av dessa stjärnor har en viss magnitud som gör att du kan se dem.

En magnitud är en numerisk dimensionslös storhet som kännetecknar ljusstyrkan hos en stjärna eller annan kosmisk kropp i förhållande till det skenbara området. Med andra ord, detta värde återspeglar antalet elektromagnetiska vågor som registreras av kroppen av observatören. Därför beror detta värde på egenskaperna hos det observerade objektet och avståndet från observatören till det. Termen täcker endast de synliga, infraröda och ultravioletta spektra av elektromagnetisk strålning.

I förhållande till punktljuskällor används också termen "briljans" och för utökade - "ljusstyrka".

En forntida grekisk forskare som levde i Turkiet på 200-talet f.Kr. t.ex. anses vara en av antikens mest inflytelserika astronomer. Han sammanställde en volymetrisk, den första i Europa, som beskrev platsen för mer än tusen himmelska kroppar. Hipparchus introducerade också en sådan egenskap som en magnitud. Astronomen observerade stjärnorna med blotta ögat och bestämde sig för att dela upp dem efter ljusstyrka i sex magnituder, där den första magnituden är det ljusaste objektet och den sjätte är den mörkaste.

På 1800-talet förbättrade den brittiske astronomen Norman Pogson skalan för att mäta stjärnors magnituder. Han utökade utbudet av dess värden och introducerade ett logaritmiskt beroende. Det vill säga, med en ökning i magnitud med en minskar objektets ljusstyrka med en faktor 2,512. Då är en stjärna av 1:a magnituden (1 m) hundra gånger ljusare än en stjärna av 6:e magnituden (6 m).

Storleksstandard

Standarden för en himlakropp med noll magnitud togs från början som briljansen för den ljusaste punkten i. Något senare presenterades en mer exakt definition av ett objekt med noll magnitud - dess belysning bör vara 2,54 10 −6 lux, och ljusflödet i det synliga området är 10 6 kvanta / (cm² s).

Skenbar storlek

Den ovan beskrivna egenskapen, som identifierades av Hipparchus från Nicaea, blev senare känd som "synlig" eller "visuell". Det betyder att det kan observeras både med hjälp av mänskliga ögon i det synliga området, och med olika instrument som ett teleskop, inklusive ultraviolett och infrarött område. Stjärnbildens storlek är 2 m . Men vi vet att Vega med noll magnitud (0 m) inte är den ljusaste stjärnan på himlen (den femte i ljusstyrka, den tredje för observatörer från CIS territorium). Därför kan ljusare stjärnor ha en negativ magnitud, till exempel (-1,5 m). Det är också känt idag att bland himmelkropparna kan det inte bara finnas stjärnor, utan också kroppar som reflekterar ljuset från stjärnor - planeter, kometer eller asteroider. Den totala magnituden är −12,7 m.

Absolut magnitud och ljusstyrka

För att kunna jämföra den verkliga ljusstyrkan hos kosmiska kroppar utvecklades en sådan egenskap som absolut magnitud. Enligt den beräknas värdet på objektets skenbara stjärnstorlek om detta objekt var beläget 10 (32,62) från jorden. I det här fallet är det inget beroende av avståndet till observatören när man jämför olika stjärnor.

Absolut magnitud för rymdobjekt använder ett annat avstånd från kroppen till observatören. Nämligen 1 astronomisk enhet, medan betraktaren i teorin ska vara i solens centrum.

En mer modern och användbar storhet inom astronomi har blivit "luminositet". Denna egenskap bestämmer totalen som den kosmiska kroppen utstrålar under en viss tidsperiod. För dess beräkning används bara den absoluta stjärnmagnituden.

Spektralt beroende

Som nämnts tidigare kan magnituden mätas för olika typer av elektromagnetisk strålning och har därför olika värden för varje område av spektrumet. För att få en bild av vilket rymdobjekt som helst kan astronomer använda, som är mer känsliga för den högfrekventa delen av synligt ljus, och stjärnorna visar sig vara blå i bilden. En sådan stjärnstorlek kallas "fotografisk", m Pv . För att få ett värde nära visuellt ("fotovisuellt", m P) täcks den fotografiska plattan med en speciell ortokromatisk emulsion och ett gult ljusfilter används.

Forskare har sammanställt ett så kallat fotometriskt system av intervall, tack vare vilket det är möjligt att bestämma de viktigaste egenskaperna hos kosmiska kroppar, såsom: yttemperatur, graden av ljusreflektion (albedo, inte för stjärnor), graden av ljusabsorption, och andra. För att göra detta fotograferas armaturen i olika spektra av elektromagnetisk strålning och den efterföljande jämförelsen av resultaten. För fotografering är följande filter mest populära: ultraviolett, blått (fotografisk magnitud) och gult (nära det fotovisuella området).

Ett fotografi med fångade energier av alla intervall av elektromagnetiska vågor bestämmer den så kallade bolometriska magnituden (m b). Med dess hjälp, med att veta avståndet och graden av interstellär utrotning, beräknar astronomer ljusstyrkan hos en kosmisk kropp.

Stjärnstorlekar för vissa objekt

• Sol = -26,7 m
• Fullmåne = -12,7 m
• Flash Iridium = -9,5 m. Iridium är ett system med 66 satelliter som kretsar runt jorden och tjänar till att överföra röst och annan data. Periodvis reflekterar ytan på vart och ett av de tre huvudfordonen solljus mot jorden, vilket skapar den ljusaste jämna blixten på himlen i upp till 10 sekunder.

Eller med ett eller annat optiskt instrument. Konceptet används inom observationsastronomi (inklusive amatör) för att bedöma himlens tillstånd och observationsförhållanden, och är också en av kännetecknen för teleskop och andra optiska astronomiska instrument.

I observationsastronomi

I genomsnitt, under idealiska observationsförhållanden (klar himmel, ingen belysning), är föremål med en magnitud på upp till 6 m tillgängliga för blotta ögat (storlekar på Merän det observerade objektet mindre ljus). Faktorer som astroklimat, artificiell (urban) eller naturlig (till exempel från månen i dess huvudfas) belysning, icke-optimalt tillstånd i atmosfären, hög luftfuktighet, gör dock observation av svaga stjärnor omöjlig; därför är i verkligheten antalet observerade stjärnor och andra astronomiska fenomen (som meteorer) nästan alltid mindre än vad man teoretiskt förväntar sig.

Den begränsande magnituden kännetecknar hur svaga himmelska föremål är synliga under en given observation. Ju högre denna indikator är, desto svagare objekt kan observeras. Den begränsande magnituden är alltså en relativt enkel "integral" indikator som kännetecknar förutsättningarna för att observera stjärnhimlen, och därför anges den ofta i astronomiska rapporter (till exempel en indikation "Lm~4,5" betyder att endast föremål med en magnitud på cirka 4,5 och ljusare var synliga under observationen). Det bör dock noteras att den begränsande storleken i detta fall är en subjektiv indikator, eftersom den också beror på observatörens synskärpa, hans erfarenhet etc.

En ungefärlig uppskattning av den begränsande magnituden för amatörobservationer kan göras genom att notera de svagaste synliga stjärnorna och förfina deras magnitud från referenskällor. För en mer exakt bedömning används beräkningen av antalet synliga stjärnor inom standardiserade områden på himlen (deras gränser är linjer mellan iögonfallande stjärnor): antalet stjärnor som ses är associerat med motsvarande begränsande magnitud . Den mest exakta bestämningen av den begränsande stjärnmagnituden under visuella observationer är mycket önskvärd, till exempel när man observerar meteorer för efterföljande analys av meteorskurarnas aktivitet.

Ceteris paribus ökar den begränsande magnituden (antalet observerade objekt blir större) vid observation långt från stadsbelysning, när observatörens höjd över havet ökar, och även vid observation i torrt väder eller i torrt klimat.

Egenskaper för observationsinstrument

Användningen av teleskop gör det möjligt att observera föremål som är mindre ljusstarka än de som är synliga för blotta ögat. Den begränsande stjärnstorleken för objekt som är tillgängliga för teleskopobservationer kallas ofta penetrerande kraft och är dess viktiga egenskap. Det anges vanligtvis i tekniska specifikationer eller kan beräknas med hjälp av ett antal formler.

Källor

Skriv en recension om artikeln "Limiting magnitude"

Länkar

• (ryska). imo.net. Hämtad 2 januari 2015.
• (Engelsk) . cruxis.com. Hämtad 2 januari 2015.

Ett utdrag som karakteriserar den begränsande magnituden

Den 26 augusti, på själva dagen för slaget vid Borodino, hade Anna Pavlovna en kväll, vars blomma skulle vara läsningen av ett brev från biskopen, skrivet när bilden av den helige Sergius skickades till suveränen. Detta brev var vördad som en förebild för patriotisk andlig vältalighet. Prins Vasily själv, som var känd för sin konst att läsa, skulle läsa den. (Han läste också hos kejsarinnan.) Läskonsten ansågs vara högljudd, melodiös, mellan ett desperat tjut och ett mildt sorl, att hälla ord, helt oavsett deras innebörd, så att ett tjut helt av en slump föll på en. ord, på andra - ett sorl. Denna läsning hade, liksom alla Anna Pavlovnas kvällar, politisk betydelse. Vid denna kväll skulle det finnas flera viktiga personer som måste skämmas över sina resor till den franska teatern och inspirerade till en patriotisk stämning. Ganska många människor hade redan samlats, men Anna Pavlovna hade ännu inte sett alla de hon behövde i salongen, och därför började hon, utan att ens börja läsa, allmänna samtal.
Dagens nyheter den dagen i St. Petersburg var grevinnan Bezukhovas sjukdom. För några dagar sedan blev grevinnan oväntat sjuk, missade flera möten, av vilka hon var en prydnad, och det hördes att hon inte tog emot någon och att hon istället för de berömda Petersburgsläkare som vanligtvis behandlade henne anförtrodde sig åt någon italienare läkare som behandlade henne med något nytt och på ett extraordinärt sätt.
Alla visste mycket väl, att den älskvärda grevinnans sjukdom uppstod ur besväret att gifta sig med två män på en gång, och att italienarens behandling bestod i att undanröja denna olägenhet; men i Anna Pavlovnas närvaro vågade ingen bara tänka på det, utan det var som om ingen ens visste det.
- På dit que la pauvre comtesse est tres mal. Le medecin dit que c "est l" angine pectorale. [De säger att den stackars grevinnan är mycket dålig. Läkaren sa att det var en bröstsjukdom.]
- L "kärlkramp? Åh, c" är en hemsk sjukdom! [Bröstsjukdom? Åh, det är en fruktansvärd sjukdom!]
- On dit que les rivaux se sont reconciliates grace a l "angine ... [De säger att rivalerna försonades tack vare denna sjukdom.]
Ordet kärlkramp upprepades med stor glädje.
- Le vieux comte est touchant a ce qu "on dit. Il a pleure comme un enfant quand le medecin lui a dit que le cas etait dangereux. [Den gamle greven är mycket rörande, säger de. Han grät som ett barn när doktorn sa det farliga fallet.]
Åh, ce serait une perte terrible. C "est une femme ravissante. [Åh, det skulle vara en stor förlust. Så härlig kvinna.]
"Vous parlez de la pauvre comtesse," sa Anna Pavlovna och kom fram. - J "ai envoye savoir de ses nouvelles. On m" a dit qu "elle allait un peu mieux. Oh, sans doute, c" est la plus charmante femme du monde, - sa Anna Pavlovna med ett leende över sin entusiasm. - Nous appartenons a des camps differents, mais cela ne m "empeche pas de l" estimer, comme elle le merite. Elle est bien malheureuse, [Du talar om den stackars grevinnan... Jag skickade för att få reda på hennes hälsa. Jag fick höra att hon var lite bättre. Åh, utan tvekan, det här är den vackraste kvinnan i världen. Vi tillhör olika läger, men det hindrar mig inte från att respektera henne efter hennes meriter. Hon är så olycklig.] tillade Anna Pavlovna.
I tron ​​att Anna Pavlovna med dessa ord lätt lyfte hemlighetsslöjan över grevinnans sjukdom, tillät en slarvig ung man sig själv att uttrycka förvåning över att kända läkare inte kallades, men en charlatan som kunde ge farliga medel behandlade grevinnan.
"Vos informations peuvent etre meilleures que les miennes," Anna Pavlovna piskade plötsligt giftigt mot den oerfarne unge mannen. Mais je sais de bonne source que ce medecin est un homme tres savant et tres habile. C "est le medecin intime de la Reine d" Espagne. [Dina nyheter kanske är mer korrekta än mina... men jag vet från bra källor att den här läkaren är en mycket lärd och skicklig person. Detta är den spanska drottningens livläkare.] - Och på så sätt förstörde Anna Pavlovna den unge mannen, vände sig Anna Pavlovna till Bilibin, som i en annan krets, plockade upp huden och tydligen skulle lösa upp den, för att säga un mot, talade om österrikarna.

Även människor långt ifrån astronomi vet att stjärnor har olika briljans. De ljusaste stjärnorna är lätt synliga i överexponerade stadshimlar, medan de svagaste stjärnorna knappt är synliga under idealiska förhållanden.

För att karakterisera ljusstyrkan hos stjärnor och andra himlakroppar (till exempel planeter, meteorer, solen och månen), har forskare utvecklat en skala med stjärnstorlekar.

Skenbar storlek(m; ofta hänvisad till som "magnitude") indikerar strålningsflödet nära observatören, dvs den observerade ljusstyrkan hos en himmelsk källa, som inte bara beror på objektets faktiska strålningsstyrka utan också på avståndet till det .

Detta är en dimensionslös astronomisk storhet som kännetecknar den belysning som skapas av ett himlaobjekt nära observatören.

belysning- ljuskvantitet, lika med förhållandet mellan ljusflödet som infaller på en liten yta och dess yta.
Enheten för belysning i International System of Units (SI) är lux (1 lux = 1 lumen per kvadratmeter), i CGS (centimeter-gram-sekund) - phot (en phot är lika med 10 000 lux).

Belysningen är direkt proportionell mot ljuskällans ljusintensitet. När källan rör sig bort från den upplysta ytan, minskar dess belysning i omvänd proportion till kvadraten på avståndet (den omvända kvadratlagen).

Den subjektivt synliga stjärnstorleken uppfattas som briljans (för punktkällor) eller ljusstyrka (för utökade).

I det här fallet indikeras ljusstyrkan för en källa genom att jämföra den med ljusstyrkan för en annan, taget som standard. Sådana standarder är vanligtvis speciellt utvalda icke-variabla stjärnor.

Storleken introducerades först som en indikator på den skenbara ljusstyrkan hos stjärnor i det optiska området, men utökades senare till andra strålningsområden: infrarött, ultraviolett.

Således är den skenbara stjärnans magnitud m eller briljans ett mått på belysningen E som skapas av en källa på en yta som är vinkelrät mot dess strålar vid observationsplatsen.

Historiskt började det hela för över 2000 år sedan, när den antika grekiske astronomen och matematikern Hipparchus(II århundradet f.Kr.) delade stjärnorna som var synliga för ögat i 6 magnituder.

Hipparchus tilldelade de ljusaste stjärnorna den första magnituden och den mörkaste, knappt synliga för ögat, den sjätte, och fördelade resten jämnt mellan mellanliggande magnituder. Dessutom gjorde Hipparchus uppdelningen i magnituder på ett sådant sätt att stjärnorna i 1:a magnituden verkade lika ljusare än stjärnorna i 2:a magnituden som de verkar ljusare än stjärnorna i 3:e magnituden, etc. Det vill säga från gradation till gradation , ändrades stjärnornas ljusstyrka med en och samma storlek.

Som det visade sig senare är förhållandet mellan en sådan skala och verkliga fysiska kvantiteter logaritmiskt, eftersom en förändring i ljusstyrkan med samma antal gånger uppfattas av ögat som en förändring med samma mängd - empirisk psykofysiologisk Weber-Fechner lag, enligt vilken känslans intensitet är direkt proportionell mot logaritmen för stimulans intensitet.

Detta beror på den mänskliga perceptionens egenheter, till exempel om 1, 2, 4, 8, 16 identiska glödlampor tänds sekventiellt i en ljuskrona, så verkar det för oss som om belysningen i rummet ökar med samma mängd alla tiden. Det vill säga att antalet glödlampor som ska tändas bör öka med samma antal gånger (i exemplet två gånger) så att det verkar för oss att ökningen av ljusstyrkan är konstant.

Det logaritmiska beroendet av sensationsstyrkan E på den fysiska intensiteten av stimulansen P uttrycks med formeln:

E = k log P + a, (1)

där k och a är några konstanter som bestäms av ett givet sensoriskt system.

I mitten av 1800-talet Den engelske astronomen Norman Pogson formaliserade skalan av stjärnstorlekar, som tog hänsyn till den psykofysiologiska synlagen.

Baserat på faktiska observationer, postulerade han det

EN STJÄRNA AV FÖRSTA MAGNITUDEN ÄR EXAKT 100 GANGER LJUSARE ÄN EN STJÄRNA AV SJÄTTE VÄRDET.

I detta fall, i enlighet med uttryck (1), bestäms den skenbara stjärnstorleken av likheten:

m = -2,5 lg E + a, (2)

2,5 - Pogson-koefficient, minustecken - en hyllning till historisk tradition (ljusare stjärnor har en mindre, inklusive negativ, magnitud);
a är nollpunkten på den stellar magnitudskalan, fastställd genom en internationell överenskommelse relaterad till valet av baspunkten för mätskalan.

Om E 1 och E 2 motsvarar stjärnstorlekarna m 1 och m 2, så följer det från (2) att:

E 2 /E 1 \u003d 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)

En minskning i magnitud med en m1 - m2 = 1 leder till en ökning av belysningen E med cirka 2,512 gånger. När m 1 - m 2 = 5, vilket motsvarar intervallet från 1:a till 6:e magnituden, blir förändringen i belysningen E 2 /E 1 =100.

Pogsons formel i sin klassiska form etablerar ett samband mellan skenbara stjärnstorlekar:

m 2 - m 1 \u003d -2,5 (lgE 2 - lgE 1) (4)

Denna formel låter dig bestämma skillnaden i stjärnstorlekar, men inte själva magnituderna.

För att använda den för att konstruera en absolut skala är det nödvändigt att ställa in nollpunktär ljusstyrkan som motsvarar noll magnitud (0 m). Först togs ljusstyrkan för Vega till 0 m. Sedan omdefinierades nollpunkten, men för visuella observationer kan Vega fortfarande fungera som en standard för noll skenbar magnitud (enligt det moderna systemet, i V-bandet i UBV-systemet är dess ljusstyrka +0,03 m, vilket inte går att skilja från noll med ögat).

Vanligtvis tas dock magnitudskalans nollpunkt konventionellt från alla stjärnor vars noggranna fotometri har utförts med olika metoder.

För 0 m tas också en väldefinierad belysning, lika med energivärdet E \u003d 2,48 * 10 -8 W / m². Egentligen är det belysningen som astronomer bestämmer under observationer, och först då är den speciellt översatt till stjärnstorlekar.

De gör detta inte bara för att "det är mer bekant", utan också för att storleken visade sig vara ett mycket bekvämt koncept.

magnitud visade sig vara ett mycket bekvämt koncept

Att mäta belysning i watt per kvadratmeter är extremt besvärligt: ​​för solen är värdet stort, och för svaga teleskopstjärnor är det mycket litet. Samtidigt är det mycket lättare att arbeta med magnituder, eftersom den logaritmiska skalan är extremt bekväm för att visa mycket stora intervall av magnitudvärden.

Pogsons formalisering blev därefter standardmetoden för att uppskatta magnituder.

Det är sant att den moderna skalan inte längre är begränsad till sex magnituder eller bara synligt ljus. Mycket ljusa föremål kan ha en negativ magnitud. Till exempel har Sirius, den ljusaste stjärnan i himmelssfären, en magnitud på minus 1,47m. Den moderna skalan låter dig också få värdet för månen och solen: fullmånen har en magnitud på -12,6 m och solen -26,8 m. Hubble Orbiting Telescope kan observera föremål vars ljusstyrka är upp till cirka 31,5 m.

magnitudskalan
(skalan är omvänd: mindre värden motsvarar ljusare objekt)

Skenbara stjärnstorlekar för vissa himlakroppar

Sön: -26.73
Måne (fullmåne): -12,74
Venus (vid maximal ljusstyrka): -4,67
Jupiter (vid maximal ljusstyrka): -2,91
Sirius: -1,44
Vega: 0,03
Svagaste stjärnor synliga för blotta ögat: ca 6,0
Sol på 100 ljusårs avstånd: 7.30
Proxima Centauri: 11.05
Ljusaste kvasar: 12,9
De svagaste föremålen fotograferade av rymdteleskopet Hubble: 31.5

Ett himlaobjekt (motsvarande de svagaste synliga föremålen) som kan observeras med blotta ögat eller med användning av ett eller annat optiskt instrument. Konceptet används inom observationsastronomi (inklusive amatör) för att bedöma himlens tillstånd och observationsförhållanden, och är också en av kännetecknen för teleskop och andra optiska astronomiska instrument.

I observationsastronomi

I genomsnitt, under idealiska observationsförhållanden (klar himmel, ingen belysning), är föremål med en magnitud på upp till 6 m tillgängliga för blotta ögat (storlekar av Merän det observerade objektet mindre ljus). Faktorer som astroklimat, artificiell (urban) eller naturlig (till exempel från månen i dess huvudfas) belysning, icke-optimalt tillstånd i atmosfären, hög luftfuktighet, gör dock observation av svaga stjärnor omöjlig; därför är i verkligheten antalet observerade stjärnor och andra astronomiska fenomen (som meteorer) nästan alltid mindre än vad man teoretiskt förväntar sig.

Den begränsande magnituden kännetecknar hur svaga himmelska föremål är synliga under en given observation. Ju högre denna indikator är, desto svagare objekt kan observeras. Den begränsande magnituden är alltså en relativt enkel "integral" indikator som kännetecknar förutsättningarna för att observera stjärnhimlen, och därför anges den ofta i astronomiska rapporter (till exempel en indikation "Lm~4,5" betyder att endast föremål med en magnitud på cirka 4,5 och ljusare var synliga under observationen). Det bör dock noteras att den begränsande storleken i detta fall är en subjektiv indikator, eftersom den också beror på observatörens synskärpa, hans erfarenhet etc.

En ungefärlig uppskattning av den begränsande magnituden för amatörobservationer kan göras genom att notera de svagaste synliga stjärnorna och förfina deras magnitud från referenskällor. För en mer exakt bedömning används beräkningen av antalet synliga stjärnor inom standardiserade områden på himlen (deras gränser är linjer mellan iögonfallande stjärnor): antalet stjärnor som ses är associerat med motsvarande begränsande magnitud . Den mest exakta bestämningen av den begränsande magnituden i visuella observationer är mycket önskvärd, till exempel i meteorobservationer för efterföljande analys av meteorskurarnas aktivitet.

Ceteris paribus ökar den begränsande magnituden (antalet observerade objekt blir större) vid observation långt från stadsbelysning, när observatörens höjd över havet ökar, och även vid observation i torrt väder eller i torrt klimat.

Egenskaper för observationsinstrument

Användningen av teleskop gör det möjligt att observera föremål som är mindre ljusstarka än de som är synliga för blotta ögat. Den begränsande stjärnstorleken hos objekt som är tillgängliga för teleskopobservationer kallas ofta för penetrerande kraft och är dess viktiga egenskap. Det anges vanligtvis i tekniska specifikationer eller kan beräknas med hjälp av ett antal formler.