Schijnbare helderheid

Van Wikipedia, de gratis encyclopedie
Spring naar navigatie Spring naar zoeken
Detail van het sterrenbeeld Stier - helderste ster Aldebaran (α Tau) -
Zicht tot 4 mag over grote stad;
Zichtbaarheid 6 likes zonder lichtvervuiling

De schijnbare helderheid geeft aan hoe helder een ster of ander hemellichaam voor een waarnemer op aarde is ten opzichte van het verschijnen . Deze astronomische vergelijkingswaarde wordt beschreven met behulp van een logaritmische schaal en gegeven als een getal met de toevoeging van magnitude , afgekort mag (ook m ), grootteklasse of gewoon grootte .

Sterren van de 1e magnitude lijken helderder dan sterren van de 2e of 3e magnitude en krijgen op deze schaal een lagere numerieke waarde voor hun magnitude (mag). Hoe lager de waarde op deze schaal, hoe groter de schijnbare helderheid van een ster; bijzonder heldere objecten hebben een negatieve mag-waarde.

De zogenaamde absolute helderheid wordt gebruikt als hulpvariabele voor het vergelijken van de werkelijke helderheid van hemellichamen. Ze komen elk overeen met de helderheid van een object dat kan worden gezien vanaf een afstand van 10 parsec (ongeveer 32,6 lichtjaar , ongeveer 308,6 biljoen kilometer) zou kijken. Op deze afstand zou onze zon verschijnen met een (absolute) visuele magnitude van 4,84 mag als een ster van slechts 5e magnitude; Vanaf de gemiddelde afstand aarde-zon (1 AU ) is het echter verreweg het helderste object aan de hemel met bijna −27 mag.

verhaal

De originele 6-punts helderheidsschaal is voor het eerst gedocumenteerd in Ptolemaeus van Alexandrië in de sterrencatalogus van de Almagest (2e eeuw na Christus). De bewering dat het eerder werd gebruikt door Hipparchus van Nicea (2e eeuw voor Christus, exacte levensdata onduidelijk) kan niet worden onderbouwd of weerlegd, omdat de sterrencatalogus van Hipparchus, wiens vroegere bestaan ​​ons is geopenbaard door Plinius de Oudere . en Ptolemaeus is naar ons toegekomen, heeft het niet overleefd. Het enige overgebleven script van Hipparchus, een commentaar op het didactische gedicht Aratos , geeft zeer nauwkeurige positie-informatie, maar suggereert duidelijk het ontbreken van een magnitudeschaal, [1] aangezien de helderheid van sterren (of helemaal niet) alleen wordt gegeven met woordenschat ( groot/klein) of door te stellen dat deze sterren ook zichtbaar zijn als de maan vol is. Beweringen dat de magnitudeschaal al teruggaat tot de Babylonische astronomie [2] dateren uit de tijd van het Panbabylonisme en kunnen niet worden onderbouwd in de teksten van de wiskundige Babylonische astronomie [vgl. Edities van de Babylonische astronomische dagboeken]. Het vroegste bewijs van de magnitudeschaal (die misschien geen modellen heeft overleefd) is de sterrencatalogus in de Almagest (2e eeuw na Christus). Daar worden de vrij zichtbare sterren onderverdeeld in zes grootteklassen, maar zonder de methode van deze bepaling nader te beschrijven. [3] De helderste sterren werden toegewezen aan de eerste maat, de zwakste aan de zesde maat.

De schaal werd later aan beide zijden vergroot om zowel lichtere objecten als - na de komst van de telescoop - zwakkere objecten te kunnen classificeren. De huidige schaal van schijnbare helderheid is logaritmisch volgens de zintuiglijke waarneming (zie de wet van Weber-Fechner ). Het werd in 1850 door Norman Pogson zo gedefinieerd dat een ster van de eerste magnitude met 1,0 mag precies honderd keer zo helder is als een ster van de zesde magnitude met 6,0 mag, en dit honderd keer helderder dan een ster met 11,0 mag, die is dus tienduizend keer donkerder dan de 1.0 mag. Een verschil in grootte van 1 magnitude (mag) komt overeen met een verschil in helderheid met de factor of een lichtwaardeverschil van Lichtwaarde niveaus. De schaal werd gekalibreerd met behulp van zogenaamde standaardsterren .

Visuele helderheid

De waarneembaarheid van een astronomisch object hangt af van verschillende factoren: oppervlaktehelderheid van het object, observatieomstandigheden ( lichtvervuiling ), lichtopvangcapaciteit van het instrument, spectrale gevoeligheid. De schijnbare helderheid van een ster in het bereik van zichtbaar licht is slechts een deel van de algehele prestatie ( bolometrische helderheid ). Op deze manier kan een object helderder lijken op een andere waarnemingsband, bijvoorbeeld in het infraroodbereik . Voor wetenschappelijke waarnemingsdoeleinden zijn een aantal verschillende filtersystemen gedefinieerd, waarmee waarnemingen met verschillende telescopen en instrumenten kunnen worden vergeleken. In tegenstelling tot fotografisch of foto-elektrisch gemeten helderheid met een andere spectrale gevoeligheid, wordt die schijnbare helderheid zoals deze voor het menselijk oog verschijnt met visuele waarneming visuele helderheid genoemd .

De schijnbare visuele helderheid hangt af van de afstand van de aarde of de waarnemer tot het waargenomen object en, in het geval van niet-lichtgevende objecten - zoals planeten , dwergplaneten , asteroïden , trans-Neptuniaanse objecten en andere - ook van de fase en de afstand tot de centrale ster. Vanwege de nabijheid van de volle maan lijkt de maan veel helderder dan verre sterren, hoewel ze miljarden keren sterker schijnen.

Maximale schijnbare helderheid van sommige hemellichamen
(in het Johnson V-filter)
Achternaam Object type Maximaal
keek
Omvang
zon ster −26.73 mag
zon, vanaf
Neptunus uit
gezien
ster −19.35 mag
Volle maan maan −12.73 mag
Iridium-uitbarsting satelliet -9, 00 vind-ik-leuks
ISS Ruimtestation -5, 00 vind-ik-leuks
Venus planeet −4.67 mag
Jupiter planeet −2,94 mag
Mars planeet −2.91 mag
kwik planeet −1.9 0 mag
Sirius ster −1.46 mag
Canopus ster −0.73 mag
Saturnus planeet −0.47 mag
Vega ster [Opmerking 1] 0,03 mag
Poolster ster 1,97 vind-ik-leuks
Andromeda heelal 3.4 0 vind-ik-leuks
Uranus planeet 5.5 0 mag
(1) Ceres Dwergplaneet 6.6 0 mag
Neptunus planeet 7.8 0 mag
(134340) Pluto Dwergplaneet 13.9 0 mag
(136199) Eris Dwergplaneet 18.8 0 mag
S Ori 70 Planemo 20,8 0 mag

spelling

De poolster heeft een schijnbare magnitude van ongeveer twee. De volgende spellingen zijn hiervoor gebruikelijk:

  • 2,0 m
  • 2 0 [4]
  • 2.0 mag
  • 2. Omvang
  • m = 2,0
  • Ster 2e magnitude
  • Maatklasse 2
  • 2e magnitude klasse

De International Astronomical Union beveelt de notatie 2.0 mag aan als eenheidssymbool en raadt het gebruik van een superscript m af. [5] De auteur Hans-Ulrich Keller is echter van mening dat "mag" in de populaire wetenschappelijke literatuur wordt gebruikt, maar in de professionele astronomie is de notatie met een superscript m na het gehele getal gebruikelijk. (2e variant van boven) [6]

definitie

Volgens Norman Robert Pogson komt een verschil in helderheid van 1: 100 overeen met een verschil van vijf maatklassen of 5 mag. De magnitudeschaal is logaritmisch , net zoals zintuiglijke waarnemingen bij mensen evenredig zijn met de logaritme van de stimulus volgens de wet van Weber-Fechner .

Fysiek wordt de helderheidsschaal bepaald door de energie van het invallende licht ( bolometrische helderheid ). indien de grootheden en zijn de gemeten lichtstromen van twee hemellichamen, geldt voor hun verschil in helderheid [noot. 2]

,

de functie zijn komt overeen met de tientallige logaritme (tot grondtal 10), wat overeenkomt met kan worden vereenvoudigd.

Nemen voor de lichtstroom van een object van grootteklasse 0, de helderheid van het eerste object wordt verkregen

Voor kleine variaties in helderheid (bijv ) geldt ongeveer [opmerking 3]

De quotiënten van de constanten die hier verschijnen zijn (beide representaties verduidelijken het verband met de definitie)

en .

De verhouding van de helderheid van klasse m tot de helderheid van klasse ( m +1) is

Een relatief helderheidsverschil van 1 ppm komt bijvoorbeeld overeen met een helderheidsklasseverschil van ongeveer 1,1 µmag.

Fotometrisch nulpunt

Met het begin van de fotometrie werden de afzonderlijke klassen verder onderverdeeld; bijna elke verfijning is mogelijk voor moderne meetinstrumenten . Een exacte referentiewaarde werd noodzakelijk. Aanvankelijk was de schaal op de Poolster uitgelijnd met 2.1 mag, totdat bleek dat de helderheid enigszins varieert. De ster Wega , waarvan de helderheid was vastgesteld op een magnitude van nul , dient traditioneel als referentie . Tegenwoordig wordt een groep nauwkeurig gemeten referentiesterren nabij de hemelpool , de zogenaamde " poolreeks ", gebruikt om moderne fotometrische systemen te kalibreren . Zo wordt bijvoorbeeld het veelgebruikte UBV-systeem gekalibreerd. [7] Dit resulteert in een schijnbare helderheid van V = + 0,03 mag voor Wega in het UBV-systeem. Kleurindexen zijn zo gedefinieerd dat sterren van het type A0V (waartoe Wega behoort) een gemiddelde kleurindex van 0,00 hebben. Luminosity-systemen met deze eigenschap worden "Wega-luminosities" genoemd.

Verder is de schijnbare helderheid afhankelijk van de golflengte van het licht. Daarom wordt in observationele astronomie de schijnbare helderheid vaak gegeven voor het visuele spectrale bereik rond 550 nanometer . [8] Het wordt geïdentificeerd door het symbool V. [8] Andere gebruikelijke bereiken voor optische telescopen zijn U ( ultraviolet , 365 nm), B (blauw, 445 nm), R (rood, 658 nm), I, J, H en K (nabij-infrarood, 806 tot 2190 nm) .

De Gaia-missie kan sterren met een magnitude helderder dan 3 niet op de gebruikelijke manier meten en kan slechts in beperkte mate sterren helderder dan 7 aan, dus de poolvolgorde is niet geschikt voor kalibratie. Voor de kalibratie werd een nieuwe lijst van ongeveer 200 referentiesterren van verschillende spectrale klassen gebruikt, die de Gaia Spectrometric Standard Catalog (SPSS) vormen . De overgrote meerderheid van deze objecten heeft een magnitude tussen 10 en 15,5. Gaia gebruikt zijn eigen definitie van magnitude genaamd G-band magnitude of G-magnitude (G) in het kort. Gaia is een zelfkalibrerende missie, dus de verschillende catalogi gebruiken verschillende definities voor grootte.

Verlichtingssterkte

Een object van schijnbare visuele helderheid veroorzaakt een verlichtingssterkte van [9]

Sirius ( m v = −1,46 mag), bijvoorbeeld, veroorzaakt een verlichting van 8 μlx .

Totale helderheid van meerdere sterren

De totale helderheid van een meervoudige ster wordt berekend uit de lichtstroom van de afzonderlijke componenten:

Bij een dubbelster (n = 2) met de grootheden m 1 en m 2 van de afzonderlijke componenten krijgt men:

kometen

De schijnbare helderheid van kometen kan worden beschreven door:

Waar:

m 0 : Helderheid die de komeet zou hebben als hij zich precies op een afstand van 1 AU van de aarde en de zon zou bevinden
Δ: Afstand tot de aarde in eenheden van AU
De factor 2 is het resultaat van de kwadratische afhankelijkheid van de afstand
n : Verandering in helderheid wanneer de afstand tot de zon verandert. Zonder interactie is het 2.
r : afstand tot de zon in eenheden van AU

m 0 en n zijn fit-parameters die zijn afgeleid van metingen en waarmee de kometen met elkaar kunnen worden vergeleken. Zo kon de helderheidscurve van de komeet Temple 1 met de parameters m 0 = 5,5 mag en n = 25 vrij goed worden gereproduceerd.

Prestatielimiet van een optisch instrument

In een sterk lichtvervuilde lucht, zoals die boven een grote stad, kan zelfs het aan het donker aangepaste oog slechts objecten zien tot 4 mag, onder minder ongunstige omstandigheden in het land tot 6 mag. Onder ideale omstandigheden zonder lichtvervuiling, in aanvulling op de zodiakaallicht en de contra- licht, zwakkere sterren boven 7 mag maximaal 8 mag kan worden waargenomen met het blote oog in de nacht-zwarte hemel (zie ook bortle schaal ).

Andere sterren zijn te zien met observatieapparatuur; de schijnbare helderheid van de zwakste die net kan worden herkend, bepaalt in elk geval de grenswaarde . In dit opzicht kan de prestatie van telescopen met de opening D worden geschat door ze te vergelijken met de pupilopening d . Hoeveel grootteklassen de instrumentele limietgrootte boven de vrije-ogenlimietgrootte ligt, is het resultaat van de verhouding D / d (en aangezien het openingsgebied kwadratisch afhangt van de diameter, geeft de logaritmische definitievergelijking de factor 2):

Als men uitgaat van een limietgrootte van 6 mag als basis voor waarneming met het blote oog en een pupildiameter van d = 7 mm, dan verkrijgt men:

De relatie kan worden vereenvoudigd omdat: :

Een verrekijker met een opening van 20 mm vergroot het zicht met maar liefst twee grootteklassen, een telescoop van 70 mm bij vijf, in het voorbeeld tot 11 mag en één van 200 mm tot 13 mag. Grote telescopen rukken op naar grootteklassen van 30 mag met CCD- sensoren. De huidige instrumentatie van de Hubble-ruimtetelescoop ziet nog steeds sterren van de 31e magnitude.

De schijnbare helderheid in de praktijk

Waarneembaar met het blote oog

De schijnbare helderheid van de zon, haar planeten en onze maan fluctueert mede door hun variabele afstand tot de aarde. De grootte van hemellichamen die zichzelf niet verlichten, zoals de maan, kan zelfs nog meer afhankelijk zijn van de fase (halve maan rond nieuwe maan). Sommige sterren vertonen ook veranderingen in hun schijnbare helderheid over relatief korte tijdsperioden. De reden hiervoor zijn echter niet de fluctuaties in afstand, maar veranderingen in de lichtemissie van deze stralingsbronnen of hun dekking door andere hemellichamen. Voor dergelijke variabele sterren wordt een schijnbare helderheid gegeven als een fluctuatiebereik binnen de waargenomen limieten.

Illustratie van de oppervlaktehelderheid: Andromeda-melkweg (3,5 mag) in het midden. De helderste ster hierboven is Titawin (4,1 mag).

Er moet ook worden opgemerkt dat bepaalde hemellichamen zoals de Andromeda Galaxy (3,5 mag) objecten zijn waarvan de algehele helderheid wordt toegewezen aan een groter deel van de lucht. Daarom vereist het observeren van de Andromeda Galaxy goede zichtomstandigheden, terwijl een ster als Iota Cephei (3.6 mag) nog steeds vanuit steden te zien is.

De helderziende sterren zijn als volgt verdeeld - met de Henry Draper-catalogus als vergelijking:

Aantal sterren Maatklasse Omvang commentaar
22e 1 1.5 22 sterren zonder zon (→ lijst )
70 2 1,5 < x ≤ 2,5 (→ lijst )
170 3e
430 4e naar Argelander / Kapteyn
1200 5
4.000 6e
9.110 <6.5 Volgens Bright Star Catalogus (1908)
11.713 <7.1 Uitgebreide versie van de Bright Star-catalogus ("Harvard Revised", 1983)
359.083 <9.0 Henry Draper-catalogus (1949)

De Flamsteed-catalogus vermeldt 2554 sterren die bij het samenstellen van de catalogus vanuit het zuiden van Engeland met het blote oog zichtbaar waren. De meest afgelegen, vrij zichtbare sterren in onze Melkweg zijn de variabele VV Cephei A en RW Cephei , evenals μ Cep, de granaatster en ν Cep (4.29 mag, 4700 ly) - allemaal in het sterrenbeeld Cepheus - ook P Cygni (momenteel ongeveer 4,82 mag, ongeveer 6000 lichtjaar verwijderd) in de zwaan . De 25.000 lichtjaar verwijderde Pistoolster in het sterrenbeeld Boogschutter (Boogschutter) lijkt slechts 7,1 tot 7,6 likes helder terwijl hij de kanonnevel verduistert. [10]

De meest verre, vrij zichtbare permanente objecten zijn naburige sterrenstelsels: aan de noordelijke hemel de Andromedanevel (M 31) op 2,5 miljoen lichtjaar met 3,5 mag en onder zeer goede omstandigheden de Driehoeknevel (M 33) op 2,8 miljoen lichtjaar afstand 5,7 mag en - onder extreem gunstige omstandigheden - voor zeer goede waarnemers bovendien Bodes Galaxie (M 81) met 6,9 mag, 12 miljoen ly verwijderd. [11] Aan de zuidelijke hemel bevinden de Grote en Kleine Magelhaense Wolken zich op 160.000 ly en 200.000 ly met zeer heldere objecten van 0,9 mag en 2,7 mag en, als satellietstelsels van de Melkweg, behoren ze tot de lokale groep , de 12 miljoen Het verre sterrenstelsel Centaurus A met 6,6 mag maakt deel uit van de M83-groep , die ook het zuidelijke vuurwielstelsel (M 83) met 7,5 mag omvat.

Speciale objecten

Naast de "klassieke" hemellichamen zijn er nog enkele andere objecten die slechts korte tijd in het oog springen of alleen op bepaalde plekken op aarde te zien zijn. Ze kunnen zelfs de helderheid van Venus overtreffen.

object veroorzaakt Voorbeeld evenement Leuk vinden. Max duur
Meteoor in de atmosfeer van de aarde Deeltjes in de atmosfeer worden gemaakt om te gloeien Lugo - Bolide [12] −23 vind-ik-leuks
komeet Reflectie van zonlicht op de stofstaart Grote September-komeet ,
Komeet Ikeya-Seki
−17 vind-ik-leuks
kunstmatige satellieten Weerkaatsing van het zonlicht Iridium-uitbarsting
Iridium- satellieten
−9 vind-ik-leuks tot enkele minuten
Internationaal Ruimtestation −5 vind-ik-leuks
Supernova- explosie Plotseling vrijkomen van energie Supernova 1006 [13] −9 vind-ik-leuks 17 dagen
Gammastraaluitbarsting Plotseling vrijkomen van energie In 2008 was GRB 080319B de meest verre, vrij zichtbare gebeurtenis met 7,5 miljard lj 5,8 vind-ik-leuks 30 seconden

amateur astronomie

Met een telescoop met een openingsdiameter van 25 cm kunnen onder goede zichtomstandigheden sterren tot ca. 14 mag worden waargenomen, hoewel dit met astrofotografie kan worden verbeterd. Er zijn nogal wat asteroïden en dwergplaneten waargenomen en ontdekt door amateurastronomen.

Alle Messier-objecten kunnen worden waargenomen door amateurastronomen. De quasars 3C 273 (12,9 mag, 2,4 miljard lichtjaar) en 3C 48 (16,2 mag, 3,9 miljard lichtjaar) vallen nog steeds binnen de mogelijkheden van amateurastronomen.

Onderzoek telescopen

De Keck-telescoop op Hawaï kan sterren tot de 26e magnitude detecteren, de Hubble-ruimtetelescoop tot 31. De geplande James Webb-ruimtetelescoop zal naar verwachting tot de 34e magnitude presteren in het infraroodbereik. De Vaticaanse Geavanceerde Technologie Telescoop kan trans-Neptuniaanse objecten classificeren en karakteriseren die zwakker zijn dan 21 mag op basis van hun kleur.

In de wetenschappelijke astronomie is de schijnbare helderheid van het grootste belang, omdat uiteindelijk al het beeldmateriaal dat met telescopen wordt verkregen, bestaat uit rastergegevens , waarbij elke pixel een bepaalde schijnbare helderheid uitdrukt. Deze rastergegevens kunnen worden geëvalueerd voor verdere (computerondersteunde) analyse. Zo worden sterren gefotografeerd met twee kleurenfilters, B (445 nm golflengte, blauw licht) en V (551 nm, geelgroen gebied). De afstand tot de ster is bekend uit parallaxmetingen - zo kan de absolute helderheid worden berekend en kan de oppervlaktetemperatuur van de ster worden berekend uit de helderheidsverhouding onder de twee kleurenfilters. Hieruit kan uiteindelijk de grootte en evolutie van de ster worden geschat.

In tegenstelling tot terrestrische telescopen, observeren ruimtetelescopen het heelal ook in het infraroodbereik. Deze straling dringt door stof en maakt het mogelijk om objecten te observeren die nauwelijks in het zichtbare gebied stralen, zoals planeten, gaswolken, bruine dwergen en opkomende sterren. De Gaia-ruimtetelescoop levert de G-bandmagnitude die voor deze telescoop is gedefinieerd.

Zie ook

Opmerkingen

  1. Gedefinieerd als 0 in traditionele fotometrische systemen; deze systemen wijken enigszins af vanwege kalibratieproblemen.
  2. In principe kan elke logaritmefunctie (op elke basis) worden gebruikt; hier gebruiken we de twee meest voorkomende varianten (decadische en natuurlijke logaritme).
  3. Sinds de -Functie op het punt heeft de helling 1 en de functiewaarde 0, men kan de functie gebruiken voor benaderd door een rechte lijn, en dan geldt: . Geldt daarom voor: de benadering .

Individueel bewijs

  1. Susanne M Hoffmann: Hipparchs hemelglobe . Springer, Wiesbaden / New York 2017, ISBN 978-3-658-18682-1 , blz.   92 en 194 .
  2. D. Baker, D. Hardy: Der Kosmos-Sternführer. Franckh-Kosmos, Stuttgart 1981, blz. 32-34.
  3. Volgens E. Zinner treden fouten op van 1-2 mag, met een gemiddelde van ± 0,6 mag.
  4. zie bijv. B. Hans-Ulrich Keller: Kosmos Himmelsjahr 2013. Zon, maan en sterren in de loop van het jaar. 2013, ISBN 978-3-440-13097-1 .
  5. pagina van de IAU (laatste sectie, "5.17 Magnitude")
  6. ^ Hans-Ulrich Keller : Compendium of Astronomy: Inleiding tot de wetenschap van het heelal . 6e, bijgewerkte en uitgebreide editie. Stuttgart 2019, ISBN 978-3-440-16276-7 , blz.   65 .
  7. ^ HL Johnson, WW Morgan: Fundamentele stellaire fotometrie voor standaarden van spectraaltype op het herziene systeem van de Yerkes-spectra-atlas . In: The Astrophysical Journal . plakband   117 , 1953, blz.   313-352 .
  8. a b Definitie van visuele helderheid
  9. ^ Jean Dufay: Inleiding tot Astrofysica: The Stars . Dover Publications, 1964, ISBN 978-0-486-60771-9 ( beperkte preview in Zoeken naar boeken met Google [toegankelijk op 4 november 2019]).
  10. Florian Freistetter : Hoe heet de verste ster die we nog met het blote oog kunnen zien? 20 oktober 2014, geraadpleegd op 20 februari 2018 .
  11. Farthest Naked Eye Object. Abgerufen am 20. Februar 2018 .
  12. Luigi Foschini: On the airbursts of large meteoroids in the Earth's atmosphere. The Lugo bolide: reanalysis of a case study. In: Astronomy and Astrophysics. 337, 1998, S. L5–L8; arxiv : astro-ph/9805124
  13. Supernova 1006