크기는 얼마입니까? 크기

별이 빛나는 하늘을 보면, 눈으로 보는 수천 개의 별들 중 일부는 아주 밝게 빛나고, 다른 것들은 거의 눈에 띄지 않는다는 것을 알 수 있습니다. 수세기 동안 관찰의 유일한 유형은 눈으로 직접 관찰 한 것이거나 시각적 인 것이기 때문에 밝기 별 항성 분류가 인간의 눈의 특성과 관련이 있다는 것이 밝혀졌습니다. 그리고 이러한 성질들은 우리가 광채에서 절대적인 차이를 감지하지 못하지만 상대적인 것들은 절대적인 차이를 감지하지 못합니다. 따라서 두 개의 전구가 이미 켜져있는 샹들리에에 전구 하나를 추가 할 때 광택의 변화를 쉽게 감지 할 수 있습니다. 그러나 전구 하나를 20 개 추가하는 것에 눈치 채지 못할 수도 있습니다. 첫 번째 경우 (두 개의 전구 + 하나)와 동일한 휘도 차가 나타나기 위해서는 10 ~ 20 개의 램프를 추가해야합니다. 또한 별에서 나오는 빛을 감지합니다 .

II에도. BC 주 e. 고대 그리스의 과학자 Hipparch는 밝게 육안으로 하늘에 보이는 모든 별을 6 개 그룹으로 나누었습니다. 그는 가장 밝은 별을 1 등급의 별과 가장 약한 별, 즉 6 등급의 별이라고 불렀습니다. 그들 사이에서 그는 2, 3, 4, 5 등급의 별을 배치했습니다. 하나의 값에서 다음 눈으로의 전환에서 동일한 밝기 차이를 느낍니다. 우리가 보았 듯이 이것은 동일한 횟수만큼 별의 밝기가 증가하는 것과 같습니다. 그 후, 정확한 측광 측정에 의해, 1 등급의 별과 6 등급의 별의 밝기 비율은 거의 정확히 100임을 알 수있다.이 비율은 5 등급의 간격에 해당하기 때문에, 1 등급만큼 다른 별의 밝기 비율은 다음과 같다 : 5 √100 = 2.512

이 계수는 천체의 크기를 결정하기 위해 채택되었습니다. 수학적으로, 크기 척도는 다음과 같이 작성됩니다. 한 별에 의해 생성 된 조명을 £와 같게하고, 다른 한 별을 £ 2로합시다. 정의에 따라, 그 비율은 다음과 같습니다.

E2 / E1 = 2.512m1-m2.

이제 별에 고정 된 별의 크기를 할당하면 즉, 영점을 선택하면이 비율에 따라 모든 별의 명백한 별의 크기 m이 결정됩니다. 항성계의 제로 점 dm은 북극 극 지역 (Polar Star)의 북극 극좌표 (Arctic Polar Series) 지역에서 선택된 별 그룹에 의해 조건부로 결정되었습니다.

보이는 크기   별의 크기와 아무 관련이 없습니다. 이 용어는 역사적 기원을 가지고 있으며 별의 광채만을 특징으로합니다. 또한 크기가 클수록 별이 약하고 별이 약합니다. 가장 밝은 별은 제로이고 심지어는 음의 항성을가집니다. 예를 들어, 베가 (Vega)와 카펠라 (Capella)와 같은 유명한 별들은 크기가 제로에 가까우며, 밝은 별   우리 하늘 - 시리우스 - 1.5. 크기는 작은 라틴 문자 m ( "크기"- 크기)에서 표시됩니다. 눈에 보이지 않는 별의 경우 동일한 크기의 눈금이 사용됩니다. 가장 강력한 망원경으로 기록 할 수있는 가장 약한 별은 25 톤입니다. 그것들로부터 오는 빛의 양은 제로 크기의 항성보다 약 10 억 배 적은 2.512 25 = 10 10이라고 계산하는 것은 쉽습니다. 또한 우리는 별의 크기에 대해 자주 사용되는 로그 공식을 제공합니다 : lg (E 1 / E 2) = - 0.4 (m 1 -m 2)

별에서 우리에게 오는 빛을 등록하는 다양한 수신기가 있습니다. 이들은 눈, 사진판, 광전 수신기 등입니다. 그들은 모두 다른 파장의 광선에 대해 다른 감도를 가지고 있습니다. 예를 들어, 눈은 스펙트럼의 황록색 영역에서 가장 잘 느끼고 파란색의 광 플레이트와 광전자 배양기를 사용하십시오. 분명히, 별의 크기의 시스템은 어떤 종류의 수 광기가이 별의 크기를 측정하는지에 달려 있습니다. 따라서 눈에 보이는 가시적 인 크기, 사진 등이 구별됩니다. 현재 스펙트럼의 다른 부분에 해당하는 별의 특별한 시스템이 개발되었습니다. 예를 들어 별의 크기가 소개됩니다.이 별의 크기는 약 350nm, 435nm, 555nm의 세 가지 스펙트럼 범위에서 특수 필터를 사용하여 관찰하여 얻습니다. 해당 크기는에서 문자 U, B, V로 표시됩니다. 영어 단어   "자외선", "파란색", "가시"). 아시다시피, 다른 별에 대한 스펙트럼의 에너지 분포는 동일하지 않습니다. 따라서 한 별에서 다른 별로 이동할 때, 예를 들어 B-V 및 U-B와 같은 값을 변경하면 방사 플럭스의 비율 변화가 특징입니다 이러한 차이를 천문학의 색 표시기라고하는데 별의 색은 스펙트럼의 에너지 분포와 관련이 있기 때문에 색상 색인에서 별의 유효 온도와 스펙트럼 클래스를 대략적으로 결정할 수 있습니다. UBV와 비슷한 색계가 다른 스펙트럼 범위에서 구성되었고, UBV 시스템에서 크기의 크기가 측정되는 스펙트럼 간격은 약 100nm이며,이 간격이 좁은 시스템도 소개됩니다. 위에서 언급 한 크기 이외에 볼로 메트릭 가시성이 있습니다 모든 스펙트럼 간격에서 별의 총 방출에 해당하는 값이며 특수 방사선 검출기 인 볼로미터에 의해 결정됩니다. 볼로 메트릭과 시각적으로 명백한 크기의 차이를 볼로 메트릭 보정이라고합니다.

눈에 보이는 크기뿐만 아니라 절대 크기가 사용됩니다. 이것은 특정 거리 - 10 ps에서 별의 밝기를 나타내는 것입니다.

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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, 이것들은 모두 가시적 인 크기는 아닙니다. 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.