Otwórz menu główne

Absolutna wielkość gwiazdowa

miara jasności ciała niebieskiego obserwowanego z ustalonej odległości

Poszczególne wzory na obliczanie jasności absolutnejEdytuj

Przyjmijmy następujące oznaczenia:

  – wielkość absolutna obiektu, zdefiniowana jako wielkość obserwowana z odległości 10 pc,
  – wielkość obserwowana,
  – odległość pomiędzy obserwatorem a obiektem, wyrażona w parsekach,
  – paralaksa obiektu, wyrażona w sekundach łuku,
  – moduł odległości obiektu.

Wzór podstawowyEdytuj

Zależność pomiędzy wielkością obserwowaną a absolutną można wyrazić za pomocą wzoru:

 

Wzór z paralaksąEdytuj

W przypadku bliskich obiektów, wielkość absolutną   oblicza się za pomocą ich widocznej jasności   oraz paralaksy   wyrażonej w sekundach łuku:

 

Wzór z modułem odległościEdytuj

Można również obliczyć jasność absolutną   obiektu za pomocą jego jasności obserwowalnej   oraz jego modułu odległości  :

 

Wzór dla dowolnej odległościEdytuj

Jeżeli znana jest absolutna wielkość gwiazdowa obiektu   można obliczyć jego obserwowalną wielkość gwiazdową   dla dowolnej odległości   (w parsekach) między obserwatorem a obiektem za pomocą następującego wzoru (który można wyprowadzić, przekształcając wzór podstawowy):

 

Obserwując niebo z powierzchni Ziemi widzimy gwiazdy słabsze i jaśniejsze, ale nie znając odległości do nich, nie da się stwierdzić, które z nich są naprawdę bardzo jasne, a które widzimy jako jasne tylko dlatego, że znajdują się dostatecznie blisko. Tak więc aby określić absolutną wielkość gwiazdową, należy znać odległość do danej gwiazdy i jej obserwowaną wielkość. Np. nasze Słońce, którego wielkość obserwowana wynosi aż –26,73m ze względu na małą odległość, ma wielkość absolutną zaledwie +4,83m[1], podczas gdy np. Deneb (alfa Cygni – jeden z wierzchołków Trójkąta Letniego), ma wielkość absolutną aż –8,38[2]

Wielkość absolutna nigdy nie jest wyznaczana z bezpośredniego pomiaru. Zawsze oblicza się ją na podstawie pomiarów innych parametrów obiektu.

Gwiazdy świecą własnym światłem, dlatego ich wielkość absolutną (oznaczaną literą M) definiuje się jako obserwowaną wielkość gwiazdową, jaką miałyby znajdując się w odległości 10 parseków (32,6 lat świetlnych) od obserwatora. Natomiast dla ciał niebieskich, które tylko odbijają światło, jak planety, komety i planetoidy, przyjmuje się hipotetyczną sytuację, w której obserwator znajduje się w odległości 1 jednostki astronomicznej od danego obiektu, a miejscem obserwacji jest powierzchnia Słońca. Wielkość (H) zależy wtedy od albedo (zdolności odbijania światła) oraz od rozmiarów danego ciała.

Przykładowe obliczeniaEdytuj

Wzór „podstawowy” (z użyciem odległości)Edytuj

Rigel ma jasność obserwowalną   i znajduje się w odległości ok. 860 lat świetlnych. Dystans ten wyrażony w parsekach wynosi 263,8. Jasność absolutną liczymy następująco:

 

Słońce ma jasność obserwowalną -26,74. Jego odległość od Ziemi – wyrażona w parsekach – wynosi ok.   Jego jasność absolutna wynosi:

 

Wzór z paralaksąEdytuj

Paralaksa Wegi wynosi 0,129”, natomiast jasność obserwowalna wynosi +0,03. Jasność absolutna będzie wynosiła:

 

Paralaksa Alfy Centauri A wynosi 0,742″, jasność obserwowalna wynosi 0,01. Jasność absolutna będzie wynosiła:

 

Wzór z modułem odległościEdytuj

Galaktyka Czarne Oko ma jasność obserwowalną   a jej moduł odległości wynosi 31,06. Jasność absolutna galaktyki będzie wynosiła:

 

Wzór na obserwowaną jasność (dla dowolnej odległości)Edytuj

Deneb ma jasność absolutną  [2] Gdyby umieścić go w odległości 1 parseka od Ziemi, wówczas jego obserwowana jasność wynosiłaby:

 

Słońce ma jasność absolutną 4,81. Na tej podstawie jego obserwowana jasność z odległości 1 AU (tj. z powierzchni Ziemi) będzie policzona następująco:

 

Z powyższego wzoru wynika, iż jasność dowolnej gwiazdy, obserwowanej z odległości 1 AU można policzyć, odejmując od jej jasności absolutnej wartość 31,55.

Zobacz teżEdytuj

PrzypisyEdytuj

  1. Słońce, encyklopedia.pwn.pl [dostęp 2017-11-21] (pol.).
  2. a b F. Schiller, N. Przybilla. Quantitative spectroscopy of Deneb. „Astronomy & Astrophysics”. 479 (3), s. 849–858, 2008. DOI: 10.1051/0004-6361:20078590. arXiv:0712.0040. Bibcode2008A&A...479..849S.