परिमाण

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टॉलेमी और अल्मागेस्ट

सितारों की एक सूची को संकलित करने का पहला प्रयास, उनकी चमक की डिग्री के सिद्धांत के आधार पर, दूसरी शताब्दी ईसा पूर्व में निकेया के हेलेनिक खगोलशास्त्री हिप्पार्क द्वारा किया गया था। उनके कई कामों में (दुर्भाग्य से, वे लगभग सभी खो चुके हैं) लगा और "स्टार कैटलॉग"850 सितारों का विवरण, निर्देशांक और चमक द्वारा वर्गीकृत। हिप्पार्कस द्वारा एकत्र किए गए डेटा, और उन्होंने, इसके अलावा, पूर्वधारणा की घटना की खोज की, 2 वीं शताब्दी में अलेक्जेंड्रिया (मिस्र) से क्लॉडियस टॉलेमी के लिए धन्यवाद के साथ काम किया गया और आगे विकसित किया गया। ईसा पूर्व। उन्होंने एक मौलिक ओपस बनाया। "Almagest"  तेरह पुस्तकों में। टॉलेमी ने उस समय के सभी खगोलीय ज्ञान एकत्र किए, उन्हें वर्गीकृत किया और उन्हें एक सुलभ और समझने योग्य रूप में प्रस्तुत किया। "स्टार कैटलॉग" ने "अल्मागेस्ट" में भी प्रवेश किया है। यह हिप्पार्कस की टिप्पणियों पर आधारित था, जिसे चार शताब्दियों पहले बनाया गया था। लेकिन टॉलेमी की स्टार कैटलॉग में पहले से ही लगभग एक हजार सितारे शामिल थे।

सहस्राब्दी के दौरान टॉलेमी की सूची का लगभग हर जगह उपयोग किया गया था। उन्होंने चमक की डिग्री के अनुसार तारों को छह वर्गों में विभाजित किया: सबसे उज्ज्वल को पहली कक्षा को सौंपा गया, कम उज्ज्वल - दूसरे को, और इसी तरह। छठी कक्षा में नग्न आंखों से दिखाई देने वाले तारे शामिल हैं। शब्द "आकाशीय निकायों की चमकदार तीव्रता", या "तारकीय परिमाण", का उपयोग आज आकाशीय पिंडों की चमक को मापने के लिए किया जाता है, और न केवल सितारों, बल्कि नेबुला, आकाशगंगाओं और अन्य खगोलीय घटना भी।

सितारों की चमक और दृश्य परिमाण

को देख रहे हैं तारों वाला आकाशआप देख सकते हैं कि सितारे अपनी चमक में या अपनी स्पष्ट चमक में भिन्न हैं। सबसे चमकीले तारों को 1 परिमाण के तारे कहा जाता है; उन सितारों में से जो अपनी चमक में 1 परिमाण के सितारों की तुलना में 2.5 गुना अधिक बेहोश हैं, उनमें 2 परिमाण हैं। तृतीय सितारा परिमाण के सितारों में वे शामिल हैं। जो कि 2.5 परिमाण के सितारों की तुलना में 2.5 गुना कमजोर हैं, आदि। नग्न आंखों के लिए उपलब्ध सितारों में से सबसे कमजोर को 6 परिमाण सितारों के रूप में स्थान दिया गया है। यह याद रखना चाहिए कि "स्टार परिमाण" नाम सितारों के आकार को इंगित नहीं करता है, लेकिन केवल उनकी स्पष्ट प्रतिभा है।

कुल मिलाकर, आकाश में 20 सबसे चमकीले तारे हैं, जिन्हें आमतौर पर पहला परिमाण कहा जाता है। लेकिन इसका मतलब यह नहीं है कि उनमें समान चमक है। वास्तव में, उनमें से कुछ 1 परिमाण की तुलना में कुछ उज्जवल हैं, अन्य कुछ हद तक कमजोर हैं, और उनमें से केवल एक ही ठीक 1 परिमाण का एक तारा है। 2, 3 और बाद के मूल्यों के सितारों के साथ एक ही स्थिति। इसलिए, किसी विशेष तारे की चमक को और अधिक सटीक रूप से इंगित करने के लिए, उपयोग करें भिन्नात्मक मूल्य। इसलिए, उदाहरण के लिए, उन तारों को, जो उनकी चमक से 1 और 2 तारकीय परिमाण के सितारों के बीच में हैं, को 1.5 वीं तारकीय परिमाण से संबंधित माना जाता है। 1.6 की परिमाण वाले तारे हैं; 2,3; 3.4; 5.5, आदि। आकाश में आप कई विशेष रूप से उज्ज्वल सितारों को देख सकते हैं, जो उनकी चमक में 1 तारकीय परिमाण के सितारों की चमक से अधिक है। इन सितारों ने शून्य में प्रवेश किया और नकारात्मक सितारा परिमाण। इसलिए, उदाहरण के लिए, ए चमकीला तारा उत्तरी गोलार्ध  आकाश - वेगा - में ०.०३ (०.०४) परिमाण की चमक है, और सबसे चमकीला तारा - सीरियस - में एक चमक माइनस १.४ ((१.४६) परिमाण है, दक्षिणी गोलार्ध  सबसे चमकीला तारा है Canopus  (कानोपस नक्षत्र कील में स्थित है। तारे की स्पष्ट चमक माइनस 0.72 है, सूर्य से 700 प्रकाश वर्ष की अवधि के भीतर सभी तारों में सबसे अधिक चमकदार कानोपस है। तुलना के लिए, सीरियस हमारे सूर्य की तुलना में केवल 22 गुना तेज है, लेकिन यह बहुत करीब है। हमें, कानोपस की तुलना में। सूर्य कनोपस के निकटतम पड़ोसियों में बहुत सारे सितारों के लिए, उनके क्षितिज में सबसे चमकीला तारा है।)

आधुनिक विज्ञान में तारकीय परिमाण

XIX सदी के मध्य में। अंग्रेजी खगोलशास्त्री नॉर्मन पोगसन  हिप्पोर्कस और टॉलेमी के दिनों के बाद से मौजूद प्रकाश सिद्धांत के अनुसार तारों को वर्गीकृत करने की विधि में सुधार हुआ। पोगसन ने इस बात को ध्यान में रखा कि दो वर्गों के बीच चमकदारता के मामले में अंतर 2.5 है (उदाहरण के लिए, एक तृतीय-श्रेणी के स्टार की चमकदारता चतुर्थ श्रेणी के स्टार की तुलना में 2.5 गुना अधिक है)। पोगसन ने एक नया पैमाना पेश किया, जिसके अनुसार पहली और छठी कक्षा के तारों के बीच का अंतर 100 से 1 है (5 तारकीय परिमाण का अंतर 100 बार तारों की चमक में बदलाव से मेल खाता है)। इस प्रकार, प्रत्येक वर्ग के बीच चमकदारता के मामले में अंतर 2.5 नहीं है, बल्कि 2.512 से 1 है।

अंग्रेजी खगोलशास्त्री द्वारा विकसित प्रणाली ने मौजूदा पैमाने (छह वर्गों में विभाजन) को रखने की अनुमति दी, लेकिन इसे अधिकतम गणितीय सटीकता प्रदान की। सबसे पहले, ध्रुवीय स्टार को तारकीय परिमाण की प्रणाली के लिए शून्य-बिंदु के रूप में चुना गया था, टॉलेमी प्रणाली के अनुसार इसकी परिमाण 2.12 में परिभाषित की गई थी। बाद में, जब यह स्पष्ट हो गया कि ध्रुवीय तारा परिवर्तनशील है, तो स्थिर विशेषताओं वाले तारों को सशर्त रूप से शून्य बिंदु की भूमिका के लिए परिभाषित किया गया था। जैसे-जैसे प्रौद्योगिकी और उपकरणों में सुधार हुआ, वैज्ञानिक अधिक सटीकता के साथ तारकीय परिमाण निर्धारित करने में सक्षम थे: दसवीं तक, और बाद में सौवें तक।

पोग्सन सूत्र द्वारा दृश्यमान तारकीय परिमाण के बीच संबंध व्यक्त किया गया है: मीटर 2 -मीटर 1 =-2,5log(ए 2 /ए 1) .

एल की तुलना में एक दृश्य परिमाण के साथ एन सितारों की संख्या

एल	n	एल	n	एल	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

सापेक्ष और पूर्ण परिमाण

टेलीस्कोप (फोटोमीटर) में लगे विशेष उपकरणों का उपयोग करके मापा गया परिमाण दर्शाता है कि तारा से प्रकाश पृथ्वी पर पर्यवेक्षक तक कितना प्रकाश पहुंचता है। प्रकाश तारे से हमारी दूरी को कम कर देता है, और, तदनुसार, तारा जितना दूर स्थित है, उतना ही कमजोर लगता है। दूसरे शब्दों में, यह तथ्य कि सितारे चमक में भिन्न हैं, अभी तक स्टार के बारे में पूरी जानकारी प्रदान नहीं करते हैं। एक बहुत ही चमकीले तारे में एक बड़ी चमक हो सकती है, लेकिन बहुत दूर हो और इसलिए बहुत बड़ा परिमाण हो। तारों की चमक की तुलना करने के लिए, पृथ्वी से उनकी दूरी की परवाह किए बिना, अवधारणा पेश की गई थी "पूर्ण परिमाण"। पूर्ण परिमाण निर्धारित करने के लिए तारे की दूरी जानना आवश्यक है। M की पूर्ण परिमाण एक तारे की चमक को प्रेक्षक से 10 पारसेक की दूरी पर दर्शाती है। (1 पारसेक = 3.26) प्रकाश वर्ष) .. पूर्ण परिमाण M का संबंध, स्पष्ट परिमाण m और स्टार R की दूरी parsecs में: M = m + 5 - 5 lg R.

तुलनात्मक रूप से करीबी सितारों को कुछ दर्जन पारसेक से अधिक नहीं की दूरी पर हटाए जाने के लिए, दूरी दो सौ वर्षों के लिए ज्ञात तरीके से लंबन द्वारा निर्धारित की जाती है। उसी समय, तारों की लापरवाही से छोटे कोणीय विस्थापन को मापा जाता है, जब उन्हें पृथ्वी की कक्षा के विभिन्न बिंदुओं से देखा जाता है, जो कि वर्ष के अलग-अलग समय पर होता है। यहां तक ​​कि निकटतम सितारों का लंबन 1 से कम है। "लंबन की धारणा खगोल विज्ञान, पारसेक में बुनियादी इकाइयों में से एक के नाम के साथ जुड़ी हुई है। पारसेक एक काल्पनिक सितारे की दूरी है जिसका वार्षिक लंबन 1" है।

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परिमाण (चमक) - अक्षर द्वारा निरूपित वस्तु की चमक की आयामहीन संख्यात्मक विशेषता मीटर  । आमतौर पर यह अवधारणा स्वर्गीय निकायों पर लागू होती है। परिमाण प्रति इकाई क्षेत्र में प्रश्न में (प्रति सेकंड सभी फोटॉनों की ऊर्जा) तारे से ऊर्जा प्रवाह की विशेषता है। इस प्रकार, स्पष्ट परिमाण स्वयं वस्तु की भौतिक विशेषताओं (यानी, प्रकाश) और उस से दूरी दोनों पर निर्भर करता है। छोटा परिमाण मूल्य, उज्जवल वस्तु। दिखाई, अवरक्त और पराबैंगनी में ऊर्जा के प्रवाह को मापते समय तारकीय परिमाण की अवधारणा का उपयोग किया जाता है। तारकीय परिमाणों में, दूरबीनों और एस्ट्रोग्राफों की मर्मज्ञ शक्ति को मापा जाता है।

परिभाषा

यहां तक ​​कि दूसरी शताब्दी ईसा पूर्व में भी। ई। प्राचीन यूनानी खगोलशास्त्री हिप्पार्क ने सभी तारों को छह मात्राओं में विभाजित किया था। उन्होंने पहले परिमाण के सबसे चमकीले तारों का नाम दिया, सबसे मंद लोगों - छठे परिमाण के सितारे, और शेष को समान रूप से मध्यवर्ती मूल्यों पर वितरित किया गया।

जैसा कि यह बाद में पता चला, वास्तविक भौतिक मात्रा के साथ इस तरह के पैमाने का संबंध चमक में परिवर्तन के बाद से लघुगणकीय है समय की एक ही संख्या  एक परिवर्तन के रूप में आंख से माना जाता है उसी राशि से  (वेबर का कानून - फेचनर)। इसलिए, 1856 में, नॉर्मन पोगसन ने परिमाण पैमाने के निम्नलिखित औपचारिकता का प्रस्ताव दिया, जो आम तौर पर स्वीकार किया गया:

   m 1 - m 2 = - 2, 5 lg = (L 1 L 2) (\\ displaystyle m_ (1) -m_ (2) = - 2 (), 5 \\ _, \\ lg \\ left ((\\ frac (L_)) 1)) (L_ (2))) सही)

जहाँ मीटर   - वस्तुओं के तारकीय परिमाण, एल   - वस्तुओं से रोशनी। इस तरह की परिभाषा 5 इकाइयों के परिमाण में वृद्धि के साथ 100 गुना चमकदार प्रवाह में गिरावट से मेल खाती है।

यह सूत्र केवल तारकीय परिमाण में अंतर को निर्धारित करना संभव बनाता है, लेकिन स्वयं परिमाण नहीं। एक निरपेक्ष पैमाने का निर्माण करने के लिए इसका उपयोग करने के लिए, शून्य-बिंदु - प्रतिभा को निर्दिष्ट करना आवश्यक है, जो एक शून्य परिमाण (0 m) से मेल खाती है। सबसे पहले, वेगा की चमक 0 मीटर के रूप में ली गई थी। तब शून्य बिंदु को फिर से परिभाषित किया गया था, लेकिन दृश्य टिप्पणियों के लिए वेगा अभी भी शून्य स्पष्ट परिमाण के मानक के रूप में काम कर सकता है (आधुनिक प्रणाली के अनुसार, यूबीवी प्रणाली के वी बैंड में इसकी चमक +0.03 मीटर है, जो शून्य से अपरिहार्य है)।

आधुनिक मापों के अनुसार, पृथ्वी के वायुमंडल के बाहर शून्य स्पष्ट परिमाण का एक तारा अंदर रोशनी पैदा करता है 2.54 × 10 lux6 लक्स। ऐसे तारे से चमकदार प्रवाह लगभग बराबर होता है 10 3 क्वांटा / (सेमी² · एस ·)  हरी बत्ती में (UBV सिस्टम का V बार) या 10 6 क्वांटा / (सेमी² · एस)  प्रकाश के पूरे दृश्यमान रेंज में।

निम्नलिखित गुण व्यवहार में दृश्य तारकीय परिमाणों का उपयोग करने में मदद करते हैं:

• प्रकाश प्रवाह में 100 गुना वृद्धि, स्पष्ट रूप से 5 इकाइयों की स्पष्ट परिमाण में कमी से मेल खाती है।
• एक इकाई द्वारा परिमाण में कमी का मतलब है कि 100 1/5 ≈ 2.512 गुना के चमकदार प्रवाह में वृद्धि।

आजकल, तारकीय परिमाण की अवधारणा का उपयोग न केवल सितारों के लिए, बल्कि अन्य वस्तुओं के लिए भी किया जाता है, उदाहरण के लिए, चंद्रमा और ग्रहों के लिए। सबसे चमकीली वस्तुओं का परिमाण ऋणात्मक होता है। उदाहरण के लिए, कुल चरण में चंद्रमा की चमक m12.7 मीटर तक पहुंचती है, और सूर्य की चमक m26.7 मीटर है।

  दर्शनीय और पूर्ण परिमाण

पूर्ण तारकीय परिमाण की अवधारणा का व्यापक रूप से उपयोग किया जाता है ( एम )। यह उस वस्तु का परिमाण है जिसे वह दूरी पर होता है 10 पारसेक  प्रेक्षक से। निरपेक्ष मूल्य, दृश्यमान के विपरीत, हमें विभिन्न सितारों की चमक की तुलना करने की अनुमति देता है, क्योंकि यह उनके लिए दूरी पर निर्भर नहीं करता है।

पृथ्वी से मनाया जाने वाला परिमाण कहा जाता है दिखाई (मीटर )। इस नाम का उपयोग इसे निरपेक्षता से अलग करने के लिए किया जाता है, और इसका उपयोग पराबैंगनी, अवरक्त, या किसी अन्य द्वारा नहीं किया जाता है जिसे नेत्र विकिरण रेंज द्वारा नहीं देखा जाता है (दृश्यमान श्रेणी में मापा गया मान कहा जाता है दृश्य)। सूर्य का पूर्ण बॉयोमीट्रिक परिमाण +4.8 m है, और स्पष्ट परिमाण −26.7 m है।

वर्णक्रमीय निर्भरता

परिमाण विकिरण रिसीवर (आंखों, फोटोइलेक्ट्रिक डिटेक्टर, फोटोग्राफिक प्लेट, आदि) की वर्णक्रमीय संवेदनशीलता पर निर्भर करता है।

• bolometric  तारकीय परिमाण किसी तारे की कुल विकिरण शक्ति (अर्थात सभी तरंग दैर्ध्य पर विकिरण शक्ति) को इंगित करता है। एक विशेष उपकरण, बोल्टोमीटर का उपयोग इसे मापने के लिए किया जाता है। इस परिमाण की प्रासंगिकता इस तथ्य के कारण है कि कुछ सितारे (बहुत गर्म और बहुत ठंडा) ज्यादातर दृश्यमान स्पेक्ट्रम में नहीं निकलते हैं।

हालांकि, सबसे अधिक बार तारकीय परिमाण को तरंग दैर्ध्य के कुछ अंतराल में मापा जाता है। इस प्रयोजन के लिए, फोटोमेट्रिक सिस्टम विकसित किए गए हैं, जिनमें से प्रत्येक में विभिन्न तरंग दैर्ध्य श्रेणियों को ओवरलैप करने वाले बैंड का एक सेट है। प्रत्येक बैंड के भीतर, संवेदनशीलता एक निश्चित तरंग दैर्ध्य के लिए अधिकतम होती है और इससे दूरी के साथ आसानी से घट जाती है।

सबसे आम फोटोमेट्रिक सिस्टम यूबीवी प्रणाली है, जिसमें विभिन्न तरंग दैर्ध्य अंतरालों को ओवरलैप करने वाले तीन बैंड होते हैं। इसमें प्रत्येक वस्तु के लिए आप 3 तारकीय परिमाण माप सकते हैं:

• दृश्य  परिमाण ( वी) - फ़िल्टर V में परिमाण, जिसका अधिकतम संप्रेषण मानव आंख की अधिकतम संवेदनशीलता के करीब है ( 555 एनएम).

• "ब्लू"  परिमाण ( बी) वर्णक्रम के नीले क्षेत्र में वस्तु की चमक की विशेषता है; लगभग 445 एनएम के तरंग दैर्ध्य पर अधिकतम संवेदनशीलता।

• पराबैंगनी  परिमाण ( यू) में लगभग 350 एनएम के तरंग दैर्ध्य पर पराबैंगनी क्षेत्र में अधिकतम है।

विभिन्न श्रेणियों में एक वस्तु के तारकीय परिमाण का अंतर (यूबीवी प्रणाली के लिए) यह है यू - बी  और बी - वी) किसी वस्तु के रंग के संकेतक होते हैं: वे जितने बड़े होते हैं, वस्तु उतनी ही अधिक लाल होती है। फोटोमेट्रिक सिस्टम यूबीवी को इस तरह से परिभाषित किया गया है कि वर्णक्रमीय वर्ग A0V के तारों के रंग सूचकांकों का आकार शून्य के बराबर है।

अन्य फोटोमेट्रिक सिस्टम हैं, जिनमें से प्रत्येक में तारकीय परिमाण का अपना सेट निर्धारित किया जा सकता है।

• फोटोग्राफिक परिमाण - 425 एनएम के तरंग दैर्ध्य पर अधिकतम संवेदनशीलता के साथ गैर-संवेदी पायस की वर्णक्रमीय संवेदनशीलता के लिए निर्धारित किया जाता है; परिभाषा के अनुसार, यह A0V सितारों और चमक (6.0 ± 0.5) मीटर के लिए दृश्य तारकीय परिमाण के साथ मेल खाता है। फोटो-दृश्य तारकीय परिमाण के साथ मिलकर, इसका उपयोग तारकीय परिमाण की एक पुरानी फोटोग्राफिक प्रणाली में किया गया था।

कुछ वस्तुओं के तारकीय परिमाण

  स्टार स्काई ऑब्जेक्ट्स

वस्तु	मीटर
सूरज	Full26.7 (पूर्णिमा से 400,000 गुना तेज)
चंद्रमा पूर्णिमा	−12,74
इरिडियम भड़कना (अधिकतम)	−9,5
सुपरनोवा 1054 (अधिकतम)	−6,0
शुक्र (अधिकतम)	−4,67
अंतर्राष्ट्रीय अंतरिक्ष स्टेशन (अधिकतम)	−4
पृथ्वी (सूर्य से देखी गई)	−3,84
बृहस्पति (अधिकतम)	−2,94
मंगल (अधिकतम)	−2,91
पारा (अधिकतम)	−2,45
शनि (छल्ले के साथ; अधिकतम)	−0,24
तारे

इनमें से प्रत्येक तारे का एक निश्चित आकार होता है, जो उन्हें देखने की अनुमति देता है

तारा परिमाण एक संख्यात्मक आयाम रहित मात्रा है जो दृश्यमान क्षेत्र के संबंध में किसी तारे या किसी अन्य ब्रह्मांडीय पिंड की चमक की विशेषता है। दूसरे शब्दों में, यह मान इलेक्ट्रोमैग्नेटिक तरंगों की संख्या का प्रतिनिधित्व करता है, शरीर, जो पर्यवेक्षक द्वारा दर्ज किए जाते हैं। इसलिए, यह मान प्रेक्षित वस्तु की विशेषताओं और प्रेक्षक से उससे दूरी पर निर्भर करता है। यह शब्द केवल विद्युत चुम्बकीय विकिरण के दृश्यमान, अवरक्त और पराबैंगनी स्पेक्ट्रा को कवर करता है।

बिंदु प्रकाश स्रोतों के संबंध में, "चमक" शब्द का उपयोग किया जाता है, और विस्तारित लोगों के लिए - "चमक"।

प्राचीन ग्रीक वैज्ञानिक निपिया के हिप्पार्क, जो द्वितीय शताब्दी ईसा पूर्व में तुर्की में रहते थे। ई।, पुरातनता के सबसे प्रभावशाली खगोलविदों में से एक माना जाता है। उन्होंने एक हजार से अधिक स्वर्गीय निकायों के स्थान का वर्णन करते हुए, यूरोप में पहला, तीन आयामी की रचना की। हिप्पार्क ने भी इस तरह की विशेषता को तारकीय परिमाण के रूप में पेश किया। नग्न आंखों के साथ सितारों का अवलोकन करते हुए, खगोल विज्ञानी ने उन्हें छह मूल्यों से चमक में विभाजित करने का फैसला किया, जहां पहला मूल्य सबसे चमकीली वस्तु है और छठा सबसे मंद है।

XIX सदी में, ब्रिटिश खगोल विज्ञानी नॉर्मन पोगसन ने तारकीय परिमाण के माप के पैमाने को पूरा किया। उन्होंने अपने मूल्यों की सीमा का विस्तार किया और एक लघुगणकीय निर्भरता का परिचय दिया। यही है, एक की परिमाण में वृद्धि के साथ, वस्तु की चमक 2.512 के कारक से घट जाती है। फिर 1 परिमाण (1 m) का तारा 6 वें परिमाण (6 m) के प्रकाश की तुलना में सौ गुना तेज है।

मानक परिमाण

एक शून्य तारकीय परिमाण के साथ स्वर्गीय शरीर का मानक मूल रूप से चमक लिया गया था, जो सबसे चमकदार बिंदु था। कुछ समय बाद, शून्य परिमाण की एक वस्तु की अधिक सटीक परिभाषा बताई गई - इसकी रोशनी 2.54 · 10 the6 लक्स और 10 6 क्वांटा / (cm (· s) के दृश्यमान रेंज में प्रकाश प्रवाह होना चाहिए।

स्पष्ट परिमाण

ऊपर वर्णित विशेषता, जिसे निकेन के हिप्पार्क द्वारा परिभाषित किया गया था, बाद में "दृश्यमान" या "दृश्य" कहा जाने लगा। इसका मतलब है कि यह दृश्यमान रेंज में मानव आंखों की मदद से और दूरबीन और अवरक्त रेंज सहित दूरबीन जैसे विभिन्न उपकरणों के उपयोग के साथ देखा जा सकता है। नक्षत्र का परिमाण 2 मीटर है। हालांकि, हम जानते हैं कि शून्य चमक (0 मीटर) के साथ वेगा आकाश में सबसे चमकदार सितारा नहीं है (चमक में पांचवां, सीआईएस से पर्यवेक्षकों के लिए तीसरा)। इसलिए, उज्जवल सितारों में एक नकारात्मक तारकीय परिमाण हो सकता है, उदाहरण के लिए, (-1.5 मीटर)। आज यह भी ज्ञात है कि आकाशीय पिंडों में न केवल तारे हो सकते हैं, बल्कि वे पिंड भी हैं जो तारों की रोशनी को दर्शाते हैं - ग्रह, धूमकेतु या क्षुद्रग्रह। कुल का परिमाण −12.7 m है।

पूर्ण परिमाण और प्रकाशमानता

ब्रह्मांडीय निकायों की वास्तविक चमक की तुलना करने में सक्षम होने के लिए, इस तरह की विशेषता को एक पूर्ण तारकीय परिमाण के रूप में विकसित किया गया था। इसके अनुसार, वस्तु की स्पष्ट परिमाण का मान गणना की जाती है, यदि यह वस्तु पृथ्वी से 10 (32.62) पर स्थित थी। इस मामले में, विभिन्न तारों की तुलना करते समय पर्यवेक्षक के लिए दूरी पर कोई निर्भरता नहीं है।

ब्रह्मांडीय वस्तुओं के लिए पूर्ण परिमाण शरीर से पर्यवेक्षक के लिए एक अलग दूरी का उपयोग करता है। अर्थात् १ खगोलीय इकाईइस मामले में, सिद्धांत रूप में, पर्यवेक्षक सूर्य के केंद्र में होना चाहिए।

खगोल विज्ञान में एक अधिक आधुनिक और उपयोगी मूल्य "चमकदारता" बन गया है। यह विशेषता कुल निर्धारित करती है, जो एक निश्चित अवधि के लिए ब्रह्मांडीय शरीर को विकीर्ण करती है। इसकी गणना के लिए बस पूर्ण परिमाण में कार्य करता है।

वर्णक्रमीय निर्भरता

जैसा कि पहले उल्लेख किया गया है, परिमाण को मापा जा सकता है विभिन्न प्रकार  विद्युत चुम्बकीय विकिरण, और इसलिए स्पेक्ट्रम की प्रत्येक सीमा के लिए अलग-अलग मूल्य हैं। एक अंतरिक्ष वस्तु की तस्वीर के लिए, खगोलविद उपयोग कर सकते हैं

El sueño de la razón monstruos का उत्पादन करते हैं

खगोलीय पिंडों में, जब आकाशीय पिंडों की बात की जाती है, तो कभी-कभी विशिष्ट शब्दों का उपयोग किया जाता है जो उनके रंग और चमक को चित्रित करते हैं, उदाहरण के लिए, उनका परिमाण या रंग सूचकांक।

परिमाण  - एक संकेतक जो किसी तारे या किसी अन्य खगोलीय वस्तु की चमक को दर्शाता है।

दो प्रकार के परिमाण हैं - दृश्यमान और निरपेक्ष।
स्पष्ट परिमाण  उस चमक की विशेषता है जो हम देखते हैं या देख सकते हैं। अर्थात्, यह पृथ्वी से किसी वस्तु के अवलोकन के लिए शर्तों को निर्धारित करता है।
यह मान दूसरी शताब्दी ईसा पूर्व से उत्पन्न होता है, जब हिप्पार्क ने सभी सितारों को छह परिमाण द्वारा चमक में विभाजित करने का प्रस्ताव दिया था - उन्होंने प्रतिभाशाली और सबसे अच्छे दिखाई देने वाले सितारों को पहला परिमाण कहा, और सबसे मंद - छठे।
बेशक, इस तरह के एक व्यक्तिपरक दृष्टिकोण आधुनिक उद्देश्यों के लिए लागू नहीं है, इसके अलावा, अधिकांश खगोलीय वस्तुएं नग्न आंखों को दिखाई नहीं देती हैं। इसी समय, दृश्यमान चमक की विशेषता एक बहुत ही उपयोगी चीज है। इसलिए, हमारे समय में, हिप्पार्कस वर्गीकरण को आधुनिक बनाया गया है और यह मापने योग्य और उद्देश्यपूर्ण हो गया है - और, आधुनिकीकरण के बावजूद, हिप्पार्कस वर्गों को संरक्षित किया गया है।
दृश्यमान चमक के वर्गीकरण का आधार दो सिद्धांत हैं।
सबसे पहले, चमक एक वस्तु के विकिरण की मात्रा की संख्या से निर्धारित होती है, जो आंख या फोटोडेटेक्टर द्वारा प्रति यूनिट प्राप्त होती है। यह हमें उद्देश्यपूर्ण रूप से चमक का अनुमान लगाने की अनुमति देता है।
दूसरे, यह मानव दृष्टि की ख़ासियत को ध्यान में रखता है। तथ्य यह है कि एक व्यक्ति चमक का अनुमान रैखिक रूप से नहीं, बल्कि लघुगणक पर लगाता है - वेबर-फेचनर के मनोचिकित्सा नियम में कहा गया है कि एक व्यक्ति के लिए उत्तेजना की तीव्रता के लघुगणक के अनुपात में एक निश्चित उत्तेजना के कारण होने वाली अनुभूति होती है, अर्थात हम प्रकाश के लघुगणक के अनुपात में प्रकाश की चमक का अनुभव करते हैं प्रवाह।
इस संबंध में, स्पष्ट परिमाण मीटर सूत्र द्वारा निर्धारित किया जाता है:
m = - 2.5 lgI + C,
जहां मैं चमकदार प्रवाह है, और सी एक निश्चित स्थिर है
स्थिर सी को इसलिए चुना जाता है ताकि तारकीय परिमाण का परिमाण हिप्पार्क के जितना संभव हो उतना करीब हो, अर्थात, एक बहुत ही चमकीले तारे के लिए, m का स्पष्ट मान शून्य है। कड़ाई से बोलते हुए, C को चुना जाता है ताकि उपरोक्त सूत्र m किसी ऐसी वस्तु के लिए शून्य हो जो 2.54 · 10 ^ -6 लक्स की रोशनी (पृथ्वी के वायुमंडल के प्रभाव को ध्यान में रखे बिना) बनाता है।
फिर पहले परिमाण का तारा रोशनी बनाता है, निर्दिष्ट एक की तुलना में लगभग 2.512 गुना कम, दूसरा परिमाण - 6.31 गुना कम, और इसी तरह। अर्थात्, प्रति इकाई परिमाण में वृद्धि (कमी) का अर्थ है स्रोत से प्रकाश की तीव्रता में कमी (वृद्धि) लगभग 2.512 गुना, और पाँच इकाइयों द्वारा - ठीक एक सौ गुना। छह से अधिक परिमाण की वस्तुएं लगभग नग्न आंखों से दिखाई नहीं देती हैं।

इसी समय, यह अभी भी इतना सरल नहीं है। एक तारा या कोई अन्य वस्तु विभिन्न तरंग दैर्ध्य का प्रकाश उत्सर्जित (या प्रतिबिंबित) करती है - और एक व्यक्ति उन्हें अलग तरह से मानता है। उसी तीव्रता से, हरे रंग की रोशनी को उज्जवल, लाल - डिमर, और अवरक्त माना जाता है, बिल्कुल भी नहीं माना जाता है। लेकिन फोटोग्राफिक प्लेट प्रकाश को अपने तरीके से मानती है। और किसी तरह का फोटोडेटेक्टर - कुछ और तरीका। इसलिए, कई दृश्यमान परिमाण हैं।
दृश्य परिमाण V  वस्तु द्वारा उत्सर्जित क्वांटा की संख्या से निर्धारित होता है और एक "शारीरिक" ग्रीन लाइट फिल्टर के माध्यम से माना जाता है, जिसमें से अधिकतम एक औसत व्यक्ति (555 नैनोमीटर) की आंखों की अधिकतम संवेदनशीलता के बराबर है।
फोटोग्राफिक परिमाण B  ऑब्जेक्ट द्वारा उत्सर्जित क्वांटा की संख्या और एक मानक नीले फिल्टर के माध्यम से निर्धारित किया जाता है, जिसकी अधिकतम 445 नैनोमीटर है। प्रकाशिकी में खगोलीय पिंडों की फोटो खींचते समय एक नीली रोशनी के फिल्टर का उपयोग आमतौर पर किया जाता है।
पराबैंगनी परिमाण uअधिकतम 350 नैनोमीटर के साथ एक पराबैंगनी प्रकाश फिल्टर का उपयोग करके निर्धारित किया जाता है।
नतीजतन, यदि सभी तीन मात्राएं निर्धारित की जाती हैं, तो वस्तु के वास्तविक अवलोकन योग्य रंग की विशेषता हो सकती है। अर्थात्, इस उद्देश्य के लिए, मापा तारकीय परिमाण U और B (U-B) के अंतर, साथ ही B और V (B-V), अभिन्न रंग संकेतक। जितना बड़ा वे हैं, उतनी ही बड़ी वस्तु है।
बेशक, यह सब दिखाई नहीं दे रहा है। तारकीय परिमाण। इन हल्के फिल्टर के अलावा, अन्य का भी उपयोग किया जाता है, और इसी तारकीय परिमाण में निम्नलिखित पदनाम हैं:
आर (लाल प्रकाश फिल्टर) - 658 नैनोमीटर।
I - 806 नैनोमीटर।
जेड - 900 नैनोमीटर।
वाई - 1020 नैनोमीटर।
जे - 1220 नैनोमीटर।
एच - 1630 नैनोमीटर।
के - 2190 नैनोमीटर।
एल - 3450 नैनोमीटर।
एम - 4750 नैनोमीटर।
एन - 10,500 नैनोमीटर।
यह देखना आसान है कि I से N तक के परिमाण निकट से दूर तक, पहले से ही अवरक्त क्षेत्र के हैं।
लेकिन यह सब नहीं है। खगोलीय पिंड विद्युत चुम्बकीय विकिरण के पूरे स्पेक्ट्रम में उत्सर्जित होते हैं, और कई - अधिकतर दृश्यमान सीमा में नहीं होते हैं (उदाहरण के लिए, बहुत गर्म सितारे मुख्य रूप से पराबैंगनी विकिरण, और बहुत ठंडा - अवरक्त का उत्सर्जन करते हैं)। इसलिए, उनकी चमक का एक और संकेतक है - बॉयोमीट्रिक परिमाण,  एक साथ विद्युत चुम्बकीय तरंगों की पूरी श्रृंखला में पृथ्वी से देखी गई विकिरण शक्ति को चिह्नित करना।

स्पष्ट करने के लिए, यहाँ स्पष्ट परिमाण के कुछ उदाहरण दिए गए हैं:

सूरज -26.7 है (माइनस पर ध्यान दें!);

पूर्णिमा का चाँद -12.74 (चार सौ हज़ार बार कमजोर);

अधिकतम -4.67 पर शुक्र;

अधिकतम -2.94 पर बृहस्पति;

अधिकतम -2.91 पर मंगल;

सिरियस ए -1.47;

वेगा +0.03;

रिगेल + 0.12;

बड़े मैगेलैनिक बादल +0.9;

एंड्रोमेडा गैलेक्सी +3.44;

सबसे उज्ज्वल क्वासर +12.6 है;

सबसे प्रसिद्ध ज्ञात आकाशगंगा +30.1;

हबल द्वारा खींची गई सबसे कमजोर वस्तु +31.5 है।
और रंग संकेतक के उदाहरण:

ब्लू सुपरजाइंट रिगेल: बी-वी = -0.03, यू-बी = -0.66;

नीला हाइपरजेंट कैरिना है: बी-वी = -0.45, यू-बी = 0.61;

ब्लू हाइपर विशाल पिस्तौल: बी-वी = -0.93, यू-बी = -0.13;

सफेद सिरियस ए: बी-वी = 0.01, यू-बी = -0.05;

पीला सूर्य: बी-वी = 0.64, यू-बी = 0.18;

रेड बेटेलज्यूज: बी-वी = 1.86, यू-बी = 2.06।

लेकिन यह सब नहीं है।
बेशक, स्पष्ट परिमाण किसी वस्तु की वास्तविक चमक को स्पष्ट रूप से चित्रित नहीं कर सकता है - यह केवल इस वस्तु की चमक को निर्धारित करता है जिसे हम देखते हैं और उस पर निर्भर करता है।
इसलिए, उद्देश्य विशेषताओं के लिए एक और पैरामीटर अपनाया गया - पूर्ण परिमाण एम  (दृश्य, फोटोग्राफिक, पराबैंगनी, बॉयोमीट्रिक), इस वस्तु के स्पष्ट परिमाण के रूप में परिभाषित किया गया है, अगर यह 10 पारसेक (लगभग 32.616 प्रकाश वर्ष) की दूरी पर स्थित था।
और यहाँ हमारा सूर्य पहले से ही अगोचर हो रहा है ... इसका पूर्ण परिमाण केवल +4.7 है। लेकिन सिरियस +1,42 में। रिगेल -7 पर (32 प्रकाश वर्ष की दूरी से, वह सीरियस की तुलना में सैकड़ों गुना तेज होता!) एटा कील -12 (!! अभी भी सौ गुना तेज !!)। सबसे बड़े स्टार R136a1 -12,5 पर। और सबसे चमकीला ज्ञात तारा LBV 1806-20 में -14.2 का एक पूर्ण तारकीय परिमाण है और 10 parsecs की दूरी से हमारे पूर्ण चंद्र चंद्रमा की तुलना में आकाश में लगभग पांच गुना तेज चमकता है।

सबसे चमकीले सुपरनोवा का विस्फोट -20.4 है (32.6 प्रकाश वर्ष की दूरी से यह सूर्य की तुलना में तीन सौ गुना कमज़ोर होगा। या यह चंद्रमा की तुलना में एक हजार गुना अधिक चमकीला था) ...
एंड्रोमेडा नेबुला -21। यदि आप पूरी विशालकाय आकाशगंगा को एक बिंदु पर एकत्रित करते हैं, तो यह इस सुपरनोवा की तुलना में थोड़ा मजबूत होगा।
सबसे शक्तिशाली गामा-फट है -36.4 ... माइनस छत्तीस के साथ ... दस सेकंड की दूरी से यह सूर्य से भी तेज होगा जो हम अपने आकाश पर लगभग दस हजार बार देखते हैं, पृथ्वी की सतह को जला रहे हैं ...

ऊपर जा रहा है:
यह परिमाण जितना छोटा है, दृश्यमान वस्तु उतनी ही शानदार है। छह से अधिक की परिमाण के साथ, वस्तु अब ज्यादातर लोगों को नग्न आंखों से दिखाई नहीं देती है। तीस से अधिक - सबसे शक्तिशाली आधुनिक दूरबीन में वस्तु दिखाई नहीं देती है। एक मान में कमी का मतलब है, चमक में कमी का 2.5 गुना, पांच मूल्यों से - एक सौ से। परिमाण शून्य एक बहुत ही चमकीले तारे (वेगा) से मेल खाता है।
पूर्ण परिमाण किसी वस्तु की चमक है जो 32.616 प्रकाश वर्ष की दूरी पर होगी।
और वस्तु का रंग। रंग शून्य संकेतक सफेद है। शून्य से कम - नीला, और सूचक जितना छोटा, उतना ही नीला। शून्य से बड़ा पीला है। शून्य से बहुत अधिक (एकता के करीब) - नारंगी। कहीं अधिक इकाइयाँ - लाल।

स्टार वैल (स्पष्ट परिमाण), एक खगोलीय पिंड (एक तारा, एक ग्रह इत्यादि) द्वारा बनाई गई रोशनी का एक उपाय, जो विमान की किरणों पर घटना की किरणों के लिए लंबवत है; स्वर्गीय शरीर की चमक को मापने। यदि माप पृथ्वी से लिया जाता है, तो आमतौर पर पृथ्वी के वायुमंडल में प्रकाश के क्षीणन को ध्यान में रखने के लिए तारकीय परिमाण के मूल्यों में संशोधन किया जाता है, और ऐसे परिमाण अतिरिक्त वायुमंडलीय होते हैं। "स्टार परिमाण" की धारणा 2 वीं शताब्दी ईसा पूर्व में हिप्पार्क द्वारा पेश की गई थी, जिन्होंने नग्न आंखों से दिखाई देने वाले सभी तारों को 6 समूहों (मात्राओं) में विभाजित किया था: 1 सितारा परिमाण के लिए उन्होंने सबसे उज्ज्वल सितारों को जिम्मेदार ठहराया, 6 वें तक - सबसे कमजोर । परिमाण एम निर्भरता एम = klgE + С 0 द्वारा रोशनी ई से संबंधित है। अंग्रेजी खगोलशास्त्री एन। पोगसन (19 वीं सदी के मध्य) के सुझाव पर गुणांक k, -2.5 माना जाता है; यह परिमाण पैमाने के चरण को निर्दिष्ट करता है, और निरंतर С 0 इसका शून्य-बिंदु है, जो मानक के रूप में चुने गए तारों के एक निश्चित सेट के माप के परिणामों से निर्धारित होता है। 5 इकाइयों द्वारा तारकीय परिमाण में परिवर्तन 100 बार रोशनी में परिवर्तन से मेल खाता है। इस प्रकार, परिमाण स्केल आधार के साथ लघुगणक (100) 1/5 = 10 0.4 12 2.512 है। उज्जवल प्रकाश, इसकी परिमाण जितना छोटा होगा; विशेष रूप से उज्ज्वल सितारों में, यह नकारात्मक है।

वहाँ दृश्य तारकीय परिमाण (एक दृश्य फोटोमीटर का उपयोग करके आंख द्वारा निर्धारित), फोटोग्राफिक (इमल्शन छवियों से), फोटोइलेक्ट्रिक (एक फोटोइलेक्ट्रिक फोटोमीटर का उपयोग करके) और बॉयोमीट्रिक (बोल्टोमीटर का उपयोग करके) किया जाता है। एक पीले प्रकाश फिल्टर के माध्यम से एक ऑर्थोक्रोमेटिक या पैनक्रोमैटिक इमल्शन के साथ फोटोग्राफिक प्लेट पर तारों को खींचकर प्राप्त तारकीय परिमाण को फोटो-विज़ुअल कहा जाता है (वे दृश्य के करीब हैं)। विभिन्न विकिरण रिसीवर और हल्के फिल्टर का उपयोग स्पेक्ट्रम के विभिन्न हिस्सों में तारों की चमक को मापना संभव बनाता है और इस तरह विभिन्न फोटोमीट्रिक प्रणालियों में तारकीय परिमाण निर्धारित करता है (एस्ट्रोफोटोमेट्री देखें)। सबसे अधिक इस्तेमाल की जाने वाली प्रणाली यूबीवी है, जिसमें स्पेक्ट्रम के पराबैंगनी यू, नीले बी और पीले वी भागों में तारकीय परिमाण दिए गए हैं। В का मान फोटोग्राफिक के करीब है, और V का मान फोटो-विजुअल के साथ मेल खाता है। यूबीवी प्रणाली के अलावा, स्पेक्ट्रम के लाल और आईआर क्षेत्रों में तारकीय परिमाण का उपयोग किया जाता है: आर, आई, जे, एच, के, आदि। तारकीय परिमाण के अंतर, रंग सूचकांकों को कहा जाता है (उदाहरण के लिए, बी-वी, यू-बी, आदि) तारों के स्पेक्ट्रा में ऊर्जा वितरण की विशेषता है।

परिमाण एक परिमाणहीन मात्रा है। इसके संकेत के लिए, अक्षर m का उपयोग आमतौर पर (लैटिन परिमाण - मूल्य से) एक नंबर के लिए एक सही ऊपरी सूचकांक के रूप में किया जाता है, उदाहरण के लिए, 6 m। यदि स्पेक्ट्रम सीमा निर्दिष्ट की जाती है (उदाहरण के लिए, वी या एम वी), तो सूचकांक एम आमतौर पर इंगित नहीं किया जाता है। सितारों की चमक के फोटोग्राफिक और दृश्य माप की सटीकता 0.05 मीटर, फोटोइलेक्ट्रिक - लगभग 0.01 मीटर है। रात के आकाश के सबसे चमकीले तारे, सीरियस, का परिमाण m V = -1.46 है, सबसे कमजोर नापा गया तारे 28 m के हैं। सूर्य m V = -26,8 की पूर्णता, पूर्णिमा m V = -12,7।

दृश्यमान तारकीय परिमाण के अलावा, खगोल विज्ञान निरपेक्ष तारकीय परिमाण की अवधारणा का उपयोग करता है - तारकीय परिमाण जो एक खगोलीय पिंड होता अगर यह पृथ्वी से 10 पीसी की मानक दूरी पर होता। पूर्ण तारकीय परिमाण (दृश्यमानों के विपरीत) स्वयं प्रकाशकों के भौतिक गुणों की विशेषता है, उनकी चमकदारता। पूर्ण परिमाण एम निर्भरता से स्पष्ट परिमाण मी से संबंधित है: एम = एम + 5 - 5 · lgr, जहां आर स्टार की दूरी है, पार्स में व्यक्त किया गया है।

लिट ।: मिरोनोव ए वी। सटीक फोटोमेट्री। एम।, 2007।