Otwórz menu główne

Wielkość gwiazdowa

miara jasności ciała niebieskiego

Wielkość gwiazdowa – pozaukładowa jednostka miary stosowana do oznaczania blasku gwiazd (nie mylić z jasnością) i innych podobnych ciał niebieskich. Jednostką wielkości gwiazdowej jest magnitudo (oznaczenie m lub mag). W fizyce, do wyrażenia wartości natężenia światła, zazwyczaj używa się luksów, jednakże w astronomii, ze względów praktycznych i historycznych, nadal stosuje się magnitudo.

Różnica jasności (wyrażonej w magnitudo - i ) ciał niebieskich odpowiada stosunkowi natężeń ich światła ( i ):

.

Zależność ta nazywana jest wzorem Pogsona[1].

HistoriaEdytuj

Magnitudo są jednostkami spopularyzowanymi przez Ptolemeusza w jego Almageście ok. 140 r. n.e., ale prawdopodobnie wynalezione przez 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 wieku. 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 skalę rozszerzono o dodatkowe wielkości: początkowo 7m, potem 8m, itd., aby mieć możliwość uwzględnienia gwiazd niewidocznych gołym okiem. Najjaśniejsze obiekty mają ujemną wartość magnitudo (np. Syriusz: −1,47m).

W 1856 roku Norman Pogson zauważył, że tradycyjny system można uściślić, przyjmując, że różnica jasności równa 5 wielkości gwiazdowych odpowiada stosunkowi natężeń oświetlenia równemu 1:100. 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 Gwiazdy Polarnej i przypisał jej wielkość 2m. Od tego czasu okazało się, że jest to gwiazda zmienna, jednak zasada pozostała niezmieniona.

Wielkość obserwowanaEdytuj

Sprawa pomiaru wielkości gwiazdowej komplikuje się jednak, jeśli uświadomimy sobie, że światło ciał niebieskich nigdy nie jest monochromatyczne. Czułość odbiornika światła różni się w zależności od 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 ultrafioletu), 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 mikrometra), H (około 1,65 mikrometra) i K (około 2,2 mikrometra).

Niektóre chłodniejsze gwiazdy, takie jak czerwone olbrzymy i czerwone karły, emitują mało energii w zakresie barwy niebieskiej i w skali UBV są „niedoszacowane”. Przykładowo, niektóre gwiazdy klas L czy T mają wielkość mierzoną w systemie UBV rzędu 100m. Dzieje się tak dlatego, że emitują znaczne ilości energii nie w zakresie światła widzialnego, ale w podczerwieni.

Przy pomiarze wielkości gwiazd szczególnie ważne jest, aby mierzyć „podobne-podobnym”. Dobrym przykładem jest błona filmowa - bardziej czuła na światło czerwone, przez co wyniki pomiarów przy jej użyciu mogą być nawet odwrotne niż obserwacje realizowane za pomocą ludzkiego oka. Przykładowo Betelgeza, o wielkości ok. 1m wygląda na filmie na jaśniejszą niż Rigel (0m).

Po wytrenowaniu oraz przy zastosowaniu odpowiedniej metody, ludzkie oko może określić różnicę w wielkości między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 magnitudo.

Wielkość absolutnaEdytuj

Oprócz widomej wielkości gwiazdowej (tzn. takiej jaka jest obserwowana z Ziemi) określana też jest tak zwana absolutna wielkość gwiazdowa. Dla obiektów poza Układem Słonecznym jest definiowana jako wielkość, jaką miałoby dane ciało obserwowane z odległości 10 parseków. Można ją obliczyć, jeśli znana jest wielkość obserwowana danego ciała oraz odległość do niego. Przy porównywaniu jasności gwiazd, absolutna wielkość gwiazdowa pozwala na wyeliminowanie czynnika związanego z miejscem obserwacji.

Dla ciał Układu Słonecznego, takich jak planety, komety i planetoidy, stosuje się zupełnie inną skalę absolutnych wielkości gwiazdowych. Dla tych obiektów określa się ją jako hipotetyczną wielkość gwiazdową, gdy obserwator znajduje się w odległości 1 jednostki astronomicznej od danego obiektu, a miejscem obserwacji jest powierzchnia Słońca (obserwujemy wtedy oświetloną stronę). Absolutna wielkość gwiazdowa tych ciał zależy od ich rozmiarów oraz albedo (zdolności odbijania światła).

PrzypisyEdytuj

  1. Eugeniusz Rybka: Astronomia ogólna. Warszawa: Państwowe Wydawnictwo Naukowe, 1952, s. 335.