Wielkość gwiazdowa: Różnice pomiędzy wersjami
| [wersja nieprzejrzana] | [wersja przejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
→Historia: int. |
drobne redakcyjne, WP:SK |
||
Linia 1:
'''Wielkość gwiazdowa''' - pozaukładowa [[jednostka miary]] stosowana do oznaczania blasku [[gwiazda|gwiazd]] (nie mylić z [[
== Historia ==
Magnitudo są jednostkami spopularyzowanymi przez [[Klaudiusz Ptolemeusz|Ptolemeusza]] w jego ''[[Almagest|Almageście]]'' ok. [[140|140 r. n.e.]], ale prawdopodobnie wynalezione przez [[Hipparchos z Nikei|Hipparcha]], który wszystkie gwiazdy sklasyfikował pod względem blasku na 6 grup. Najjaśniejsze gwiazdy miały wielkość 1, najsłabsze widoczne gołym okiem – 6. Skala ta była w użyciu jeszcze na początku [[XIX wiek]]u. Była to skala odwrócona (i to się nie zmieniło do dziś), tzn. im jaśniejsza gwiazda tym niższa wielkość gwiazdowa była jej przypisana. W połowie XIX wieku rozszerzono ją o wielkości początkowo 7<sup><font size=-1>m</font></sup>, potem 8<sup><font size=-1>m</font></sup>, itd., aby mieć możliwość uwzględnienia gwiazd niewidocznych gołym okiem.
W [[1856]] roku, [[Norman Robert Pogson|Norman Pogson]] zauważył, że tradycyjny system można uściślić przyjmując, że ilość światła dochodząca od gwiazd różniących się o 5 wielkości gwiazdowych różni się o czynnik 100. Łatwo obliczyć, że dla gwiazd różniących się o jedną wielkość gwiazdową czynnik ten równa się pierwiastkowi piątego stopnia ze 100. Liczba ta, zwana czynnikiem Pogsona równa się w przybliżeniu 2,51188643150958. Pogson, jako punkt odniesienia swojej skali, użył [[Gwiazda Polarna|Gwiazdy Polarnej]] i przypisał jej wielkość 2<sup>m</sup>. Od tego czasu okazało się, że jest to [[gwiazda zmienna]], jednak zasada pozostała niezmieniona.
== Wielkość obserwowana ==
{{main|Obserwowana wielkość gwiazdowa}}
Sprawa pomiaru wielkości gwiazdowej komplikuje się jednak, jeśli uświadomimy sobie, że [[światło]] ciał niebieskich nigdy nie jest [[monochromatyczność|monochromatyczne]]. Czułość odbiornika światła różni się w zależności od [[długość fali|długości fali]] światła, a także od rodzaju samego odbiornika. Z tego powodu konieczne jest podawanie sposobu pomiaru wielkości, by miał on wartość naukową (i by był porównywalny z innymi pomiarami). W powszechnym użyciu jest system UBV, w którym wielkość mierzy się w trzech zakresach fal: U (jego środek przypada na długość fali ok. 350 nm, w pobliżu [[ultrafiolet]]u), B (środek około 435 nm, w pobliżu barwy niebieskiej) i V (około 555 nm, pośrodku zakresu widzialności ludzkiego oka). Ostatni zakres, V, w przybliżeniu odpowiada zakresowi ludzkiego oka, zwykle więc wielkość podana bez żadnego dodatkowego określenia jest wielkością V. Nieco mniej popularne, ale także często używane, są kolejne standardowe kolory odpowiadające barwie czerwonej i obserwacjom w zakresie podczerwieni: R (około 700 nm), I (około 900 nm), J (około 1,25 mikrona), H (około 1,65 mikrona) i K (około 2,2 mikrona).
Linia 16:
Po wytrenowaniu i stosując odpowiednią metodę, ludzkie oko może określić różnicę w wielkości między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 magnitudo.
== Wielkość absolutna ==
{{main|Absolutna wielkość gwiazdowa}}
Oprócz wielkości widomej (tzn. takiej jaka jest obserwowana z [[Ziemia|Ziemi]]) jest tak zwana '''wielkość absolutna'''. Jest to wielkość jaką miałoby dane ciało obserwowane z odległości 10 [[parsek]]ów. Można ją obliczyć jeśli znamy wielkość obserwowaną danego ciała oraz odległość do niego. Pozwala ona na wyeliminowanie czynnika odległości przy porównywaniu wielkości.
== Zobacz też ==
* [[Absolutna wielkość gwiazdowa]]
* [[Obserwowana wielkość gwiazdowa]]
* [[Przegląd zagadnień z zakresu astronomii i astronautyki|Podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii]]
[[Kategoria:Astronomia obserwacyjna]]
| |||