Den tilsynelatende størrelsen er et mål på innstrålingen til et himmelobjekt observert fra jorden . Brukt nesten utelukkende i astronomi , tilsvarte størrelsen historisk en klassifisering av stjerner, den lyseste varen av "første styrke", den andre og tredje størrelsen var lavere, ned til den sjette størrelsen, stjerner som knapt var synlige for øyet. Den er nå definert på en omvendt logaritmisk skala , hvor størrelsen øker med en når innstrålingen deles med omtrent 2,5. Dermed jo lysere et himmellegeme er, desto svakere eller til og med negativ er størrelsen. Det er vanlig å definere nullstørrelsen som stjernen Vega , bortsett fra kalibreringsfeil.
Størrelsen måles ved fotometri i ett eller flere spektralbånd ( ultrafiolett , synlig spektrum , infrarødt ) ved bruk av fotometriske systemer som UBV-systemet . Vanligvis er størrelsen gitt i spektralbåndet V (visuelt) og blir så sett kalt visuell størrelse, betegnet m v eller ganske enkelt V. Større teleskoper kan oppdage himmelobjekter opp til en begrensende styrke AB på 31,2 ( ekstremt dypt Hubble-felt ); den James-Webb Space Telescope er ventet å nå 34 i synlig lys.
Den første klassifisering av stjerner i henhold til lysstyrken deres går tilbake til gamle tider når II th århundre f.Kr.. AD den greske astronomen Hipparchus ville ha produsert en katalog med tusen stjerner som er synlige for det blotte øye. Målestokken består da av seks “størrelser”: de lyseste stjernene er av første størrelse, og de minst lyse stjernene som fremdeles er synlige for det blotte øye, er av den sjette størrelsen. Denne metoden for rangering ble deretter popularisert i Almagest av Ptolemaios i II th århundre.
I det XVII - tallet ble Galileo , som observerte himmelen med teleskopet sitt , tvunget til å lage en stjerne fra den syvende størrelsesorden for å kategorisere bare synlig med instrumentet sitt. Frem til XIX - tallet tilføres nye nivåer og mellomnivåer gradvis i skala med forbedrede observasjonsinstrumenter. På 1860-tallet teller for eksempel Bonner Durchmusterung- katalogen 324 188 stjerner klassifisert i ni størrelser. Men denne klassifiseringen kan variere sterkt i henhold til observatørens vurdering, og i møte med spredning av stjerner og deres kataloger blir det nødvendig å finne en mindre subjektiv observasjonsprosess. Flere teknikker er utviklet, en av de mest brukte er fotometeret : det konverterer lysstyrke til elektrisk strøm som deretter sammenlignes med standardverdier. Til tross for dette forblir forskjellene for store - Friedrich Georg Wilhelm von Struves ellevte styrke tilsvarte den attende av John Herschel - og vi må finne en lov om variasjon av stjernenes lysstyrke.
I 1856 foreslo Norman Robert Pogson en ny klassifisering der han erstattet ordet " størrelse ", som for sterkt fremkalte ideen om størrelse, med " størrelsesorden " (som er et lært synonym). Han merker at en stjerne i første styrke er 100 ganger lysere enn en stjerne i sjette størrelsesorden. Dermed representerer en dråpe med en størrelse et fall i lysstyrke lik 5 √ 100 eller omtrent 2,512. Denne nye logaritmiske skalaen respekterer en fysiologisk egenskap i øyet på dens følsomhet for lys ( Weber-Fechner-loven ). Denne skalaen fører til omklassifisering av de tjue eller så stjernene i den første størrelsen ( Sirius , Véga , Betelgeuse, etc.) hvis blink er for forskjellige og opprettelsen av negative størrelser. Pogson velger som nullpunkt for skalaen sin Pole-stjernen (α Ursae Minoris) hvis størrelse han fikser til 2. Men astronomer innser senere at Pole-stjernen er en variabel stjerne og de velger l som en ny referanse. Star Vega med en størrelse av 0. Men igjen, viser det seg at Vega er lett variabel og siden XXI th århundre, astronomer bruke stabile lyskilder som laboratorie Gunn system, stmag system eller AB størrelse .
Den tilsynelatende størrelsen er gitt av Pogsons lov som er skrevet:
hvor er stjernens belysning eller lysstyrke i jansky (10 −26 W m −2 Hz −1 ) - som uttrykkes med stjernens indre lysstyrke og avstanden mellom stjernen og jorden uttrykt i meter - og hvor er en konstant som brukes til å definere opprinnelsen til skalaen. Denne konstanten fastsettes av astronomen på observasjonstidspunktet for å gi hans målinger av størrelsen på standardstjerner i forhold til deres kjente størrelsesorden oppført i katalogene.
I tilfelle hvor stjernens indre lysstyrke er bolometrisk , bruker vi Stefan-Boltzmanns lov som tillater oss å komme til følgende uttrykk:
der er radien av den stjerne i meter , den effektive temperaturen av stjernen i Kelvin og den Stefan-Boltzmanns konstant .
Formelen brukes oftere til å sammenligne den tilsynelatende størrelsen på to himmelobjekter og dermed utlede størrelsen på det ukjente objektet (1) sammenlignet med størrelsen på et kjent objekt (2), for eksempel stjernen Vega hvis størrelse er satt til 0.
Spektralbånd |
Gjennomsnittlig bølgelengde ( nm ) |
|
---|---|---|
U | ultrafiolett | 367 |
B | blå | 436 |
V | visuell ( gul - grønn ) | 545 |
R | rød | 638 |
Jeg | infrarød | 797 |
Størrelse måles bare i en liten del av det elektromagnetiske spekteret kalt spektralbånd . Verdien er derfor forskjellig avhengig av valget av båndet: U ( ultrafiolett ), B ( blå ), V (visuell), R ( rød ) eller I ( infrarød ). Når målingen utføres over hele det elektromagnetiske spekteret, er det en bolometrisk størrelse . Det kan oppnås ved å bruke en bolometrisk korreksjon BC i absolutt eller tilsynelatende størrelse.
Den visuelle størrelsen, betegnet m v eller direkte V, er størrelsen i spektralbåndet V som best tilsvarer følsomheten i øyet . Det er denne størrelsen som vanligvis brukes når ingen presisjon er gitt på det observerte spektralbåndet.
Den fotografiske størrelsen , betegnet m pg , måles fra en fotografisk plate som er mer følsom i det blå. Dermed skiller fotografisk styrke seg fra visuell størrelse: den viser lysere blå stjerner og mindre lyse gule stjerner. Tvert imot måles den visuelle størrelsen, betegnet m pv , fra en ortokromatisk plate som er mer følsom i eggeplommen. Med passende filtre får vi deretter en størrelse som tilsvarer den visuelle størrelsen. Disse to metodene betraktes som foreldede og har blitt erstattet av fotometriske systemer som måler størrelser over flere spektralbånd. Det mest brukte er UBV (eller Johnson) fotometriske system opprettet på 1950-tallet av Harold Johnson og William Wilson Morgan .
For store himmelobjekter som galakser eller tåker , snakker vi mer om overflatens lysstyrke eller overflatens lysstyrke. Det uttrykkes som en størrelse per enhet av fast vinkel , for eksempel en størrelse per sekund av buen i kvadrat.
For variable stjerner , det vil si stjerner hvis lysstyrke varierer over lengre eller kortere perioder, er maksimums- og minimumstørrelser og variasjonsperioden gitt.
Måling av størrelsen på dobbeltstjerner eller flere stjerner returnerer den totale størrelsen på stjernesystemet, som ikke er lik summen av størrelsen på stjernene i det. Hvis vi vet antall stjerner i systemet, er det mulig å skille størrelsen. De er knyttet sammen med formelen:
hvor er systemets totale størrelse og størrelsen på stjernene som komponerer det.
Den begrensende størrelsen på et instrument refererer til den laveste observerbare lysstyrken i en gitt instrumentkonfigurasjon og spektralbånd. Den visuelle begrensningsstørrelsen er den begrensende størrelsen i spektralbåndet V (synlig).
Den visuelle grensestørrelsen for det blotte øye er 6, kikkerten er 10, og den for store terrestriske teleskoper eller romteleskoper som Hubble er 30. Denne grensen blir stadig presset tilbake, og det forventes at det europeiske gigantteleskopet under konstruksjon har en begrensende styrke på 34.
Den tilsynelatende størrelsen avhenger av himmellegemets indre lysstyrke og dens avstand fra jorden. Imidlertid kommer et annet fenomen i betraktning: en del av lyset absorberes av støvet og gassene fra det interstellare mediet . Denne absorberte mengden kalles utryddelse eller interstellar absorpsjon betegnet A. Dette fenomenet er mindre viktig i lange bølgelengder enn i små, det vil si at den absorberer mer blå enn rød. Dette skaper en rødmende effekt som får et objekt til å se rødere ut enn den virkelige tingen.
Den fargeindeks for en stjerne er forskjellen mellom den tilsynelatende størrelsen av den stjerne oppnådd i to forskjellige spektralbånd. Det er flere indekser avhengig av bandene som brukes: B - V , U - B ...
Den absolutte størrelsen er et mål på den indre strålingen til et himmelobjekt, i motsetning til den tilsynelatende størrelsen som avhenger av avstanden til stjernen og utryddelsen i synsfeltet. For et objekt som ligger utenfor solsystemet , defineres det av den tilsynelatende størrelsen som denne stjernen ville ha hvis den ble plassert på en referanseavstand satt til 10 parsec (ca. 32,6 lysår ).
Sammenligning av den absolutte størrelsen og den tilsynelatende størrelsen tillater et estimat av avstanden fra objektet.
hvor er den tilsynelatende størrelsen, den absolutte størrelsen og avstanden uttrykt i parsec. Verdien , kalt avstandsmodulen , er på en måte en måleenhet for avstand som lysår og parsec.
V | Himmelsk objekt |
---|---|
−26.7 | Sol |
−12.6 | Full Moon |
−8.4 | Iridium-blits (maksimum) |
−7.5 | Lyseste Supernova : SN 1006 (i år 1006) |
−5.3 | Internasjonal romstasjon fullt opplyst i sin perigee |
−4.6 | Lyseste planet : Venus (maksimum) |
−2.9 | Mars og Jupiter (maksimum) |
−2.4 | Kvikksølv (maksimalt, ikke observerbart) |
−1.5 | Lyseste stjerne: Sirius |
−0.7 | Andre lyseste stjerne: Canopus |
0,0 | Veg etter konvensjon ( faktisk +0.03) |
0,4 | Saturn (maksimum) |
0,9 | Lyseste galakse : Stor magellansk sky |
1.0 | Lyseste tåke : Carina Nebula (NGC 3372) |
2.0 | Alpha Ursae Minoris ( polarstjerne på den nordlige halvkule) |
3.4 | Andromeda Galaxy (M 31 / NGC 224) |
5.3 | Uranus (maksimum) |
5.4 | Sigma Octantis (polarstjerne på den sørlige halvkule) |
6 | Størrelsesgrense for det blotte øye |
7.8 | Neptun (maksimum) |
10 | Kikkertens størrelsesgrense |
12.6 | Lyseste kvasar : 3C 273 |
13.7 | Pluto (maksimum) |
31 | Størrelsesgrense for Hubble Space Telescope |
34 | Forventet grense for det europeiske gigantteleskopet (under konstruksjon) |
50 | Reiser 1 |