크기

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프톨레마이오스와 알 마제스트

광도의 원리에 근거한 별 카탈로그를 작성하려는 첫 번째 시도는 기원전 2 세기의 헬레니즘 천문학 자 히 빠카 (Hipparch of Nicea)에 의해 만들어졌습니다. 그의 많은 작품들 중에서 (불행히도, 그들은 거의 모두 잃어버린다) 생각하고 "스타 카탈로그"좌표와 광도에 따라 분류 된 850 개의 별 설명이 들어 있습니다. Hipparchus에 의해 수집 된 데이터와 그는 또한 선행 현상을 발견하고 2 세기에 알렉산드리아 (이집트)의 Claudius Ptolemy 덕분에 운동하고 발전시켰다. 광고 그는 근본적인 작품을 만들었습니다. "Almagest"  열세 권의 책. 프톨레마이오스는 시간에 대한 모든 천문학적 지식을 수집하여 분류하고 접근 가능하고 이해하기 쉬운 형태로 제시했습니다. "스타 카탈로그"는 또한 "Almagest"에 들어갔다. 4 세기 전에 만들어진 히 파르 쿠스 (Hipparchus)의 관측을 기반으로했습니다. 그러나 Ptolemy의 Star Catalog에는 이미 천 개의 별이 더 많이 들어 있습니다.

Ptolemy의 카탈로그는 천년기 동안 거의 모든 곳에서 사용되었습니다. 그는 밝기의 정도에 따라 별을 6 개의 클래스로 나눴습니다. 가장 밝은 클래스는 1 클래스에 할당되고, 덜 밝은 클래스는 2 클래스에 할당됩니다. 여섯 번째 클래스는 육안으로 거의 볼 수없는 별을 포함합니다. "천체의 광도"또는 "항성 크기"라는 용어는 현재 별뿐만 아니라 성운, 은하 및 기타 천체 현상의 천체 밝기 측정을 결정하는 데 사용됩니다.

별의 광휘와 시각적 크기

보면서 별이 빛나는 하늘, 별들의 밝기가 뚜렷하거나 밝기가 다른 것을 볼 수 있습니다. 가장 밝은 별은 1 등급의 항성이라고 불립니다. 그들의 광채에서 1 등급의 별보다 2.5 배 희미한 별의 광도는 2 등급입니다. 세 번째 별의 크기에는 별이 포함됩니다. 2 등급 2.5 배의 별보다 약하다. 육안으로 볼 수있는 가장 약한 별은 6 등급 별로 등급이 매겨집니다. "별의 크기"라는 이름은 항성의 크기를 나타내는 것이 아니라 명백한 광채 만 나타내는 것이 기억되어야합니다.

전체적으로 하늘에 가장 밝은 별이 20 개 있는데, 보통 첫 번째 크기라고합니다. 그러나 이것이 동일한 밝기를 가지고 있음을 의미하지는 않습니다. 실제로, 그들 중 일부는 1 등급보다 약간 밝고, 다른 것은 다소 약하며, 그 중 하나만 정확하게 1 등급의 별입니다. 두 번째, 세 번째 및 후속 값의 별과 같은 상황. 따라서 특정 별의 밝기를보다 정확히 나타내려면 분수 값. 예를 들어, 밝기에 따라 1 등급과 2 등급의 별 사이의 중간에있는 별은 1.5 별의 크기에 속하는 것으로 간주됩니다. 1.6 크기의 별이 있습니다. 2.3; 3.4; 5.5 등 하늘에서는 몇 가지 특히 밝은 별을 볼 수 있습니다. 밝은 별은 1 등성의 별의 광채를 뛰어 넘습니다. 이 별들은 0과 부의 별. 예를 들어, 밝은 별 북반구  하늘 - 베가 (Vega)는 0.03 (0.04) 크기의 광도를 가지고 있으며 가장 밝은 별인 시리우스 (Sirius)는 광도가 1.47 (1.46)에서 남반구  가장 밝은 별은 카노푸스  (카노푸스는 키엘 별자리에 위치하며, 별의 뚜렷한 광채는 0.72이며, 카 노푸 스는 태양으로부터 700 광년 반경 내에있는 모든 별 중에서 가장 큰 광도를 가지고있다. 비교를 위해 시리우스는 우리 태양보다 22 배 밝지 만, 우리 Kanopus보다. 태양의 가장 가까운 이웃 사이의 매우 많은 별 Kanopus는 그들의 지평선에서 가장 밝은 별이다.)

현대 과학의 엄청난 규모

XIX 세기 중반. 영어 천문학 자 노먼 포그 손  Hipparchus와 Ptolemy의 시대부터 존재해온 광도 원리에 따라 별을 분류하는 방법을 개선했습니다. Pogson은 두 클래스 사이의 광도의 차이가 2.5 인 것을 고려했습니다 (예를 들어, 3 등급 스타의 광도는 4 등급 스타의 2.5 배입니다). Pogson은 첫 번째와 여섯 번째 클래스의 별의 차이가 100 대 1 인 새로운 스케일을 도입했습니다 (5 별의 차이는 별의 밝기가 100 배 변화 한 것과 같습니다). 따라서 각 클래스 간의 광도의 차이는 2.5가 아니라 2.512에서 1 사이입니다.

영국의 천문학 자에 의해 개발 된이 시스템은 기존의 규모 (6 등급으로 나누어 짐)를 유지할 수 있었지만 최대의 수학적 정확성을 부여했습니다. 첫째, 극 별은 항성계의 영점으로 선택되었고, 프톨레마이오스 체계에 따른 크기는 2.12에 정의되었다. 나중에 극지방이 변하기 쉽다는 것이 밝혀지면 일정한 특성을 가진 별이 조건부로 영점의 역할을 위해 정의되었습니다. 기술과 장비가 향상됨에 따라 과학자들은 10 분의 1, 100 분의 1에서 100 분의 1이라는 더 높은 정확도로 항성의 크기를 결정할 수있었습니다.

보이는 별의 크기 사이의 관계는 Pogson 수식으로 표현됩니다 : m 2 -m 1 =-2,5log(전자 2 /전자 1) .

시각적 크기가 L보다 큰 n 개의 별 수

L	n	L	n	L	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

상대 및 절대 크기

망원경 (광도계)에 특수 장비를 사용하여 측정 한 크기는 별에서 얼마나 많은 빛이 지구의 관찰자에게 도달했는지 나타냅니다. 빛은 별에서 우리까지의 거리를 극복합니다. 따라서 별이있는 곳이 멀수록 멀어 질 것입니다. 즉, 별의 광휘가 다르다는 사실은 아직 별에 대한 완전한 정보를 제공하지 못합니다. 매우 밝은 별은 큰 광도를 가질 수 있지만 매우 멀리 떨어져 있으므로 매우 큰 광도를 갖습니다. 별들의 밝기를 지구와의 거리에 관계없이 비교하기 위해 개념이 도입되었습니다. "절대 크기". 절대 크기를 결정하려면 별까지의 거리를 알아야합니다. 절대 크기 M은 관측자로부터 10 파섹 거리에있는 별의 밝기를 나타냅니다. (1 파섹 = 3.26 빛의 해). 절대 크기 M, 겉보기 등급 m 및 파섹에서 별 R까지의 거리의 관계 : M = m + 5 - 5 lg R.

수십 파섹을 초과하지 않는 비교적 가까운 별을 제거한 경우, 거리는 시차로 200 년 동안 알려진 방식으로 결정됩니다. 동시에, 지구의 궤도의 다른 지점에서 관찰 될 때, 즉 일년 중 다른 시간에 관측 될 때 별의 무시할 정도로 작은 각 변위가 측정됩니다. 가장 가까운 별조차 시차가 1보다 적습니다. "시차의 개념은 천문학의 기본 단위 중 하나 인 파섹과 관련이 있습니다. 파섹은 연간 시차가 1 인 상상의 별까지의 거리입니다.

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크기 (광휘) - 문자로 표시되는 물체의 밝기의 무 차원 수치 특성 m  . 보통이 개념은 천체에 적용됩니다. 크기는 단위 면적당 문제의 별 (초당 모든 광자의 에너지)으로부터의 에너지 플럭스를 특성화합니다. 따라서, 겉보기 등급은 대상 자체의 물리적 특성 (즉, 광도)과 이에 대한 거리에 따라 달라집니다. 강도 값이 작을수록 개체가 밝아집니다. 스텔라 크기의 개념은 가시 광선, 적외선 및 자외선의 에너지 흐름을 측정 할 때 사용됩니다. 항성에서는 망원경과 천문학 자의 관통력이 측정됩니다.

정의

기원전 2 세기에도. e. 고대 그리스 천문학 자 Hipparch는 모든 별을 6 개의 양으로 나눴다. 그는 첫 번째 크기의 가장 밝은 별, 가장 희미한 별 - 여섯 번째 크기의 별, 나머지는 중간 값에 고르게 분포되었습니다.

나중에 밝혀진 바와 같이 실제 물리적 양과의 이러한 스케일의 관계는 대수입니다. 밝기의 변화 같은 횟수  변화로 눈으로 감지 됨 같은 양만큼  (Weber - Fechner의 법칙). 그러므로 1856 년 Norman Pogson은 다음과 같은 규모의 공식화를 제안했다.

   (1) - (2) = - 2 (,) 5 \\, \\ lg \\ left (\\ frac (L_ (1) 1)) (L_ (2))) \\ right))

어디서? m   - 대상의 항성, L   - 물체로부터의 조명. 이러한 정의는 5 단위 크기의 증가와 함께 100 배 광속의 감소에 해당한다.

이 공식을 사용하면 별의 크기 차이 만 결정할 수는 있지만 크기 자체는 결정할 수 없습니다. 절대 눈금을 만들기 위해이 값을 사용하려면 제로 크기 (0m)에 해당하는 영점 광도를 지정해야합니다. 첫째, 베가의 광택은 0 미터로 취했다. 그런 다음 영점을 다시 정의했지만 시각적 인 관찰을 위해 Vega는 여전히 0의 겉보기 등급의 표준으로 작용할 수 있습니다 (현대 시스템에 따르면 UBV 시스템의 V 대역에서 밝기는 +0.03m로 0과 구별 할 수 없음).

현대의 측정에 따르면 지구의 대기권 밖의 0의 겉보기 등급의 별이 2.54 × 10 -6 럭스. 그러한 별에서 나오는 광속은 대략 10 3 양자 / (㎠ · s ·)  초록색 표시 등 (UBV 시스템의 V 바) 또는 10 6 양자 / (㎠ · s)  전체 가시 광선 범위에서.

다음 속성은 실제로 눈에 보이는 별의 크기를 사용하는 데 도움이됩니다.

• 광속의 100 배 증가는 정확하게 5 단위의 겉보기 등급의 감소에 해당합니다.
• 크기의 감소는 1 단위로 100 / 5 ≈ 2.512 배의 광속 증가를 의미합니다.

요즘 별의 개념은 별뿐만 아니라 달과 행성과 같은 다른 대상에도 사용됩니다. 가장 밝은 물체의 크기는 음수입니다. 예를 들어, 전체 위상에서의 달의 밝기는 -12.7m에 도달하고 태양의 밝기는 -26.7m입니다.

  보이는 절대 크기

절대 항성 크기의 개념은 널리 사용됩니다 ( 남 ). 이것은 거리에 있다면 그것이 가질 수있는 물체의 크기입니다. 10 파섹  관찰자로부터. 눈에 보이는 것과는 반대로 절대 값은 다른 별의 광도를 비교할 수 있습니다. 별의 광도는 거리에 달려 있지 않기 때문에 비교할 수 있습니다.

지구에서 관측 된 크기는 보이는 (m ). 이 이름은 절대 값과 구별하기 위해 사용되며 자외선, 적외선 또는 기타 감지 할 수없는 방사 범위에서 측정 된 값에도 적용됩니다 (가시 범위에서 측정 된 값은 시각적 인). 태양의 절대 보로 맷 크기는 +4.8 m이고 겉보기 등급은 -26.7 m입니다.

스펙트럼 의존성

크기는 방사선 수신 장치 (눈, 광전 검출기, 사진 용 판 등)의 스펙트럼 감도에 따라 달라집니다.

• 볼로 메트릭  별의 크기는 별의 전체 방사 전력 (즉, 모든 파장의 방사 전력)을 나타냅니다. 특별한 장치, 볼로미터는 그것을 측정하는 데 사용됩니다. 이 크기의 관련성은 일부 별 (매우 뜨겁고 매우 차가운)이 가시 광선이 아닌 대부분을 방출한다는 사실 때문입니다.

그러나 별의 크기는 특정 파장 간격에서 가장 자주 측정됩니다. 이를 위해, 측광 시스템이 개발되었으며, 각 시스템은 서로 다른 파장 범위에서 겹치는 밴드 세트를 가지고 있습니다. 각 밴드 내에서 감도는 특정 파장에 대해 최대이며, 거리에 따라 감도가 부드럽게 감소합니다.

가장 일반적인 측광 시스템은 서로 다른 파장 간격으로 겹치는 세 개의 밴드로 구성된 UBV 시스템입니다. 각 개체에 대해 3 개의 별을 측정 할 수 있습니다.

• 비쥬얼  크기 V) - 최대 투과율이 사람의 눈의 최대 감도에 가까운 필터 V의 크기 555 nm).

• "블루"  크기 B)는 스펙트럼의 파란색 영역에서 대상의 밝기를 특성화합니다. 약 445 nm의 파장에서 최대 감도.

• 자외선  크기 유)은 약 350 nm의 파장에서 자외선 영역에서 최대 값을 갖는다.

서로 다른 범위에서 동일한 물체의 별의 크기 차이 (UBV 시스템의 경우 이것은 U - B  및 B - V)는 물체의 색상을 나타내는 지표입니다. 물체의 색상이 클수록 물체가 더 빨갛게됩니다. 측광 시스템 UBV는 스펙트럼 클래스 A0V의 별의 색상 색인이 0과 같은 방식으로 정의됩니다.

다른 측광 시스템이 있는데, 각각의 자체 광도계가 결정될 수 있습니다.

• 사진 크기 - 425 nm의 파장에서 최대 감도를 갖는 비감염 된 사진 유제의 분광 감도에 대해 결정됩니다. 정의에 따르면, 그것은 A0V 별의 시각적 인 별의 크기와 밝기 (6.0 ± 0.5) m과 일치합니다. 사진 - 별의 크기와 함께, 그것은 별의 크기의 오래된 사진 시스템에 사용되었습니다.

어떤 대상의 항성

  별 하늘 개체

개체	m
태양	-26.7 (보름달보다 40 만 배 더 밝음)
달 보름달	−12,74
이리듐 플래시 (최대)	−9,5
초신성 1054 (최대)	−6,0
금성 (최대)	−4,67
국제 우주 정거장 (최대)	−4
지구 (태양에서 본)	−3,84
목성 (최대)	−2,94
화성 (최대)	−2,91
수은 (최대)	−2,45
토성 (반지 포함, 최대)	−0,24
별

이 별들은 각각 특정 크기를 가지기 때문에 볼 수 있습니다.

별 크기는 눈에 보이는 영역과 관련하여 별이나 다른 우주체의 밝기를 나타내는 무 차원 양입니다. 즉,이 값은 관측자가 기록한 전자파의 수, 즉 몸체를 나타냅니다. 따라서이 값은 관찰 대상의 특성과 관찰자와의 거리에 따라 달라집니다. 이 용어는 전자기 복사의 가시 광선, 적외선 및 자외선 스펙트럼만을 다룹니다.

점 광원과 관련하여 "밝기"라는 용어가 사용되며 확장 된 용어 인 "밝기"에도 사용됩니다.

기원전 2 세기 터키에 살았던 니케아의 고대 그리스 과학자 Hipparch. 즉, 고대 유물 중 가장 영향력있는 천문학 자 중 하나로 간주됩니다. 그는 유럽에서 처음으로 3 천 개가 넘는 천체의 위치를 ​​묘사했습니다. Hipparch는 또한 별의 크기와 같은 특성을 소개했습니다. 육안으로 별을 관찰 한 천문학 자들은 밝기를 6 가지 값으로 나누기로 결정했다. 첫 번째 값은 가장 밝은 물체이고 여섯 번째 값은 가장 희미한 물체이다.

XIX 세기에 영국의 천문학자인 노먼 포그 슨 (Norman Pogson)은 별의 크기 측정을 완성했습니다. 그는 값의 범위를 확장하고 로그 의존성을 도입했습니다. 즉, 1의 크기가 증가하면 물체의 밝기가 2.512로 감소합니다. 그런 다음 1 등급 (1m)의 별은 6 등급 (6m)의 밝기보다 100 배 더 밝습니다.

표준 크기

별의 크기가 0 인 천체의 표준에 대해 밝기, 가장 밝은 지점이 원래 찍혔습니다. 약간 나중에, 제로 크기의 물체에 대한보다 정확한 정의가 밝혀졌습니다. 조명은 2.54 x 10-6 럭스와 같아야하고 가시 광선 범위는 10 6 quanta / (cm² · s)이어야합니다.

겉보기 등급

Nicene의 Hipparch에 의해 정의 된 위에 설명 된 특성은 이후에 "가시적"또는 "시각적"이라는 이름을 갖기 시작했습니다. 이것은 가시 범위의 인간의 눈을 통해 관찰 할 수 있고 자외선 및 적외선 범위를 포함한 망원경과 같은 다양한 도구를 사용하여 관찰 할 수 있음을 의미합니다. 별자리의 크기는 2m이다. 그러나 우리는 영광 (0m)이있는 베가가 하늘에서 가장 밝은 별 (광도의 다섯 번째, CIS의 관찰자의 세 번째)이 아니라는 것을 알고 있습니다. 그러므로 더 밝은 별은 음의 별의 크기를 가질 수 있습니다 (예 : -1.5m). 또한 오늘날 천체 중에는 별뿐만 아니라 행성, 혜성 또는 소행성과 같은 별의 빛을 반사하는 물체도있을 수 있다고 알려져 있습니다. 합계의 크기는 -12.7 m입니다.

절대 크기 및 광도

조화 우주 신체의 진정한 밝기를 비교할 수 있도록 이러한 특성은 절대적인 항성 크기로 발전했습니다. 그것에 따르면,이 물체가 지구에서 10 (32.62)에 위치한다면, 물체의 겉보기 등급의 값이 계산됩니다. 이 경우 서로 다른 별을 비교할 때 관찰자와의 거리에 의존하지 않습니다.

우주물의 절대 크기는 몸체에서 관찰자까지 다른 거리를 사용합니다. 즉 1 천문 단위이 경우, 이론상, 관찰자는 태양의 중심에 있어야합니다.

천문학에서보다 현대적이고 유용한 가치는 "광도"가되었습니다. 이 특성은 특정 시간 동안 우주의 몸체를 방출하는 총계를 결정합니다. 그것의 계산은 절대 크기를 제공합니다.

스펙트럼 의존성

앞서 언급했듯이, 크기는 다른 종류  따라서, 스펙트럼의 각 범위에 대해 상이한 값을 갖는다. 우주 물체의 그림에 대해 천문학 자들은 다음을 사용할 수 있습니다.

엘 sueño 드 라 razón 생산 monstruos

천문학에서 천체에 대해서 말할 때, 때로는 그 크기 나 색 색인과 같은 색과 밝기를 특징 짓는 특정 용어가 사용됩니다.

크기  - 별이나 다른 천체의 밝기를 나타내는 지표.

항성의 크기에는 두 가지 유형이 있습니다 - 눈에 보이는 것과 절대적인 것.
겉보기 등급  우리가 보거나 볼 수있는 밝기를 특징 짓습니다. 즉, 지구에서 물체를 관찰하기위한 조건을 결정합니다.
이 값은 기원전 2 세기부터 유래합니다. Hipparch는 밝은 별의 모든 별을 6 개의 크기로 나눈다 고 제안했습니다. 그는 밝고 가장 잘 보이는 별을 첫 번째 크기라고 부르며 가장 희미한 별을 가장 큰 별이라고 부릅니다.
물론 이러한 주관적인 접근법은 현대적인 목적에는 적용 할 수 없으며, 대부분의 천체는 육안으로 볼 수 없습니다. 동시에 가시 광선의 특성은 매우 유용합니다. 그러므로 우리 시대에는 히 파르 쿠스의 분류가 현대화되고 측정 가능하고 객관적이었습니다. 근대화에도 불구하고 히파르코스 계급은 보존되었습니다.
가시적 인 밝기의 분류의 기본은 두 가지 원칙입니다.
첫째, 밝기는 단위 시간당 눈 또는 수 광기에 의해 수신 된 물체의 복사 양자 수에 의해 결정됩니다. 이것은 우리가 밝기를 객관적으로 추정 할 수있게 해줍니다.
둘째, 인간 시각의 특성을 고려합니다. 사실, 사람은 밝기를 직선이 아닌 선형으로 추정하지만, Weber-Fechner의 정신 생리학 적 법칙에 따르면 어떤 자극에 의한 감각은 자극 강도의 대수에 비례하여 변화합니다. 즉, 우리는 빛의 대수에 비례하여 빛의 밝기를 감지합니다 흐름.
이와 관련하여, 겉보기 등급 m은 다음 식에 의해 결정됩니다.
m = - 2.5 μgI + C,
여기서 I는 광속이고 C는 일정한 상수
상수 C는 항성 크기의 크기가 Hipparch의 가능한 한 가깝도록 선택된다. 즉, 매우 밝은 별에 대해, 겉보기 등급 m은 0이다. 엄밀히 말하면 위의 공식에서 m은 지구 대기의 영향을 고려하지 않고 2.54 · 10 ^ -6 럭스의 조명을 생성하는 물체에 대해 0이되도록 선택됩니다.
그런 다음 첫 번째 크기의 별이 지정된 조명보다 약 2.512 배, 두 번째 크기는 6.31 배 더 낮아지는 등 조명을 생성합니다. 즉, 단위당 크기의 증가 (감소)는 출처에서 약 2.512 배, 5 단위 - 정확히 100 배의 광도에서의 감소 (증가)를 의미합니다. 6보다 큰 크기의 물체는 육안으로 거의 보이지 않습니다.

동시에, 그것은 여전히 ​​그렇게 간단하지 않습니다. 별 또는 다른 물체는 서로 다른 파장의 빛을 방출 (또는 반사)하므로 사람이 다르게 인식합니다. 같은 강도로, 녹색 빛은 더 밝아지고, 적색 - 어두워지고, 적외선은 물론 인식되지 않습니다. 그러나 사진판은 그 자체로 빛을 감지합니다. 그리고 어떤 종류의 광 검출기 - 다른 방법. 따라서 몇 가지 가시적 인 크기가 있습니다.
시각적 크기 V  물체에 의해 방출되고 "생리적"녹색광 필터를 통해 감지되는 양자의 수에 의해 결정되며, 최대 값은 보통 사람 (555 나노 미터)의 눈의 최대 감도와 같습니다.
사진 크기 B  물체에 의해 방출되고 최대 445 나노 미터 인 표준 청색 필터를 통해 감지되는 양자 수에 의해 결정됩니다. 파란 빛 필터는 일반적으로 광학에서 천체를 촬영할 때 사용됩니다.
자외선 강도 u최대 350 나노 미터의 자외선 필터를 사용하여 측정.
결과적으로 세 가지 양이 모두 결정되면 대상의 실제 관찰 가능한 색상을 특성화 할 수 있습니다. 즉,이 목적을 위해 측정 된 별의 크기 U와 B (U-B)와 B와 V (B-V)의 차이는 통합 색상 표시기. 더 큰 것은 물체가 더 빨갛게됩니다.
물론, 이것이 모두 보이는 것은 아닙니다. 항성. 이러한 빛 필터 외에도 다른 것들도 사용되며 해당 별의 크기는 다음과 같이 지정됩니다.
R (적색광 필터) - 658 나노 미터.
나 - 806 나노 미터.
Z - 900 나노 미터.
Y - 1020 나노 미터.
J - 1220 나노 미터.
H - 1630 나노 미터.
K - 2190 나노 미터.
L - 3450 나노 미터.
M - 4750 나노 미터.
N - 10,500 나노 미터.
I에서 N까지의 크기가 이미 가까운 곳에서 먼 곳까지 적외선 지역에 속한 것을 쉽게 볼 수 있습니다.
그러나 그것이 전부는 아닙니다. 천문 개체는 전자기 방사선의 전체 스펙트럼에서 방출되며, 대부분은 가시 범위에있는 것은 아닙니다 (예 : 매우 뜨거운 별은 주로 자외선 방사, 매우 차가운 적외선). 따라서 밝기의 또 다른 지표가 있습니다. 볼로 메트릭 크기,  동시에 전자파의 전체 범위에서 지구로부터 관찰 된 복사 전력을 특성화합니다.

예를 들면 다음은 명백한 크기의 몇 가지 예입니다.

해는 -26.7입니다 (빼기!);

보름달 달 -12.74 (약 40 만 시간 약한);

금성 최대 -4.67;

목성 최대 -2.94;

화성은 최대 -2.91;

시리우스 A -1.47;

베가 +0.03;

리겔 + 0.12;

대형 마젤란 구름 +0.9;

안드로메다 갤럭시 +3.44;

가장 밝은 퀘이사는 +12.6입니다.

가장 멀리 알려진 은하 +30.1;

허블에 의해 촬영 된 가장 약한 물체는 +31.5입니다.
색상 표시기의 예 :

푸른 초 거대 리겔 : B-V = -0.03, U-B = -0.66;

푸른 초자연은 Carina 다 : B-V = -0.45, U-B = 0.61;

블루 하이퍼 거트 건 : B-V = -0.93, U-B = -0.13;

화이트 시리우스 A : B-V = 0.01, U-B = -0.05;

황색 일 : B-V = 0.64, U-B = 0.18;

빨간색 Betelgeuse : B-V = 1.86, U-B = 2.06.

그러나 이것이 전부는 아닙니다.
물론 명백한 별의 크기는 객관적으로 대상의 실제 밝기를 특성화 할 수 없습니다.이 대상의 밝기 만 결정하고 거리에 따라 다릅니다.
따라서 객관적인 특성을 위해 다른 매개 변수 - 절대 크기 M  (시각, 사진, 자외선, 볼로 메트릭)은이 객체의 겉보기 등급으로 정의됩니다 (10 파섹 (약 32.616 광년)).
그리고 여기 우리 태양은 이미 눈에 띄지 않게되고 있습니다 ... 절대 크기는 +4.7입니다. 그러나 시리우스에서는 +1,42. Rigel -7 (32 광년의 거리에서, 그는 시리우스보다 수백 배 더 밝았을 것입니다!) Eta Kiel -12 (!! 여전히 백 배 더 밝게 !!). 아주 큰 별 R136a1 -12.5. 그리고 가장 밝게 알려진 별 LBV 1806-20은 절대 별의 크기가 -14.2이며, 10 파섹 거리에서 보름달 달보다 하늘에서 약 5 배 더 밝게 빛납니다.

가장 밝은 초신성 폭발은 -20.4 (32.6 광년의 거리에서 태양보다 300 배 더 약할 것입니다. 또는 달보다 1000 배 이상 밝았습니다) ...
안드로메다 성운 -21. 거대한 은하 전체를 한 점으로 모으면이 초신성보다 조금 더 강합니다.
가장 강력한 감마 버스트는 -36.4입니다 ... 마이너스 36 초 ... 10 초의 거리에서 우리는 하늘에서 거의 만 번 볼 수있는 태양보다 밝아서 지구 표면을 불 태울 것입니다 ...

요약하려면 다음을 수행하십시오.
크기가 그보다 작 으면 표시되는 객체가 밝아집니다. 6보다 큰 크기의 개체는 육안으로 대부분의 사람들에게 더 이상 보이지 않습니다. 30 이상 - 가장 강력한 현대 망원경에서 물체가 보이지 않습니다. 하나의 값이 감소하면 밝기가 2.5 배, 즉 5 개의 값이 -100만큼 감소합니다. 항성 크기 제로는 매우 밝은 별 (베가)에 해당합니다.
절대 크기는 32.616 광년의 거리에있는 물체의 밝기입니다.
그리고 물체의 색깔. 색상 0 표시기는 흰색입니다. 0 파랑보다 작 으면 표시기가 작을수록 파란색이 많습니다. 0보다 큰 값은 노란색입니다. 제로 (거의 일치) - 오렌지보다 훨씬 더. 빨간 유닛이 눈에 띄게 많습니다.

STAR VALUE (겉보기 등급) : 입사 광선에 수직 인 평면에서 천체 (별, 행성 등)에 의해 생성 된 조명의 측정 값. 천체의 밝기를 측정합니다. 측정 값이 지구에서 취해진다면 별의 크기 값은 대개 지구의 대기에서 빛의 감쇠를 고려하여 수정되며 그러한 별의 크기는 대기보다 더 큽니다. "별의 크기"라는 개념은 BC 2 세기에 Hipparch에 의해 소개되었습니다. Hipparch는 육안으로 볼 수있는 모든 별을 6 개의 그룹 (크기)으로 나누었습니다. 가장 밝은 별이 가장 밝은 별인 6 번째 별 . 크기 m은 의존성 m = klgE + С 0에 의한 조명 E와 관련이있다. 영국 천문학자인 N. Pogson (19 세기 중반)의 제안에 따른 계수 k는 -2.5로 가정한다. 그것은 크기 척도의 단계를 설정하고 상수 С 0 - 표준으로 선택된 특정 별 집합의 측정 결과에 의해 결정되는 제로 점을 설정합니다. 항성 크기의 변화는 5 단위로 100 배의 광도 변화에 해당합니다. 따라서 크기 스케일은 밑 (100) 1/5 = 10 0.4 ≈ 2.512로 대수적입니다. 빛이 밝을수록 그 크기는 작아집니다. 특히 밝은 별에서는 음수입니다.

시각적 인 광도계 (시각 광도계를 사용하여 눈으로 결정), 사진 (유제 이미지로), 광전자 (광전자 광도계 사용) 및 보로 메트릭 (볼로미터 사용)이 있습니다. orthochromatic 또는 panchromatic 에멀젼이 노란색 빛 필터를 통해 사진판에 별을 촬영하여 얻은 별의 크기는 사진 - 시각적이라고합니다 (시각적으로 가깝습니다). 다양한 방사선 수신기와 광 필터를 사용하면 스펙트럼의 다른 부분에서 별의 밝기를 측정 할 수 있으므로 다른 측광 시스템에서 별의 크기를 결정할 수 있습니다 (천체 측광 참조). 가장 일반적으로 사용되는 UBV 시스템은 스텔라 크기가 스펙트럼의 자외선 U, 청색 B 및 황색 V 부분에 주어집니다. Â 값은 사진 값에 가깝고 V 값은 사진과 일치합니다. UBV 시스템 외에도 R, I, J, H, K 등 스펙트럼의 적색 및 적외선 영역에서 별의 크기가 사용됩니다. 색 색인 (예 : B-V, U-B 등)이라는 별의 크기 차이는 다음과 같습니다. 별의 스펙트럼에서 에너지 분포를 특성화하십시오.

크기는 무 차원 양입니다. 그것을 나타 내기 위해, 그들은 대개 숫자 (예를 들어, 6m)의 오른쪽 상단 색인의 형태로 문자 m (라틴어 크기 - 값에서)을 사용합니다. 스펙트럼 범위가 지정되면 (예 : V 또는 mV), 색인 m은 대개 표시되지 않습니다. 별의 밝기에 대한 사진 및 시각 측정의 정확도는 약 0.05m, 광전자 - 약 0.01m입니다. 밤하늘에있는 가장 밝은 별인 시리우스는 크기가 m V = -1.46이고 가장 약한 별은 28m에 속합니다. 해 m V = -26,8, 보름달 m V = -12,7의 크기.

눈에 보이는 별의 크기뿐만 아니라, 천문학은 절대 별의 크기 개념 - 천체가 지구로부터 10 pc의 표준 거리에 있었을 때 가지고 있었던 별의 크기 -라는 개념을 사용합니다. 절대 별의 크기 (눈에 보이는 것과 반대되는 것)는 휘장 자체의 물리적 특성, 광도를 특성화합니다. 절대 크기 M은 의존에 의해 겉보기 등급 m과 관련이있다 : M = m + 5 - 5 · lgr, 여기서 r은 별과의 거리, 파섹으로 표시된다.

Lit. : Mironov A.V. 정밀 광도계. M., 2007.