Absolutna wielkość gwiazdowa: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
m →Wzór z paralaksą: akt. |
→Wzory na obliczanie jasności absolutnej: jasność Deneba - popr. |
||
Linia 14:
:<math>M = m - 5(log_{10} r - 1),</math>
W przypadku bliskich obiektów, wielkość absolutną <math>M\!\,</math> oblicza się za pomocą ich widocznej jasności <math>m</math> oraz paralaksy <math>p</math> wyrażonej w sekundach łuku:
:<math> M = m + 5 (1 + \log_{10}{p})\!\,</math>
Linia 25:
:<math> m = M - 5 (1-log_{10}{r}).</math>
Obserwując niebo z powierzchni [[Ziemia|Ziemi]] widzimy [[gwiazda|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 –26,73<sup>m</sup> ze względu na małą odległość, ma wielkość absolutną zaledwie +4,83<sup>m</sup><ref>http://encyklopedia.pwn.pl/haslo/Slonce;3976530.html</ref>, podczas gdy np. [[Deneb]] (alfa Cygni – jeden z wierzchołków [[Trójkąt letni|Trójkąta Letniego]]), ma wielkość absolutną aż
Wielkość absolutna nigdy nie jest wyznaczana z bezpośredniego pomiaru. Zawsze oblicza się ją na podstawie pomiarów innych parametrów obiektu.
|