Абсолютная звёздная величина для тел Солнечной системы (H)

⇐ ПредыдущаяСтр 2 из 2

Для объектов Солнечной системы (планет, астероидов и комет) используется другая версия абсолютной звёздной величины. Для них абсолютная величина принимается равной видимой величине, которую они имели бы на расстоянии 1 а. е. от Солнца и от наблюдателя, причём наблюдатель должен видеть полную фазу объекта (т. е. теоретически он должен находиться в центре Солнца).

Следует заметить, что для самосветящихся объектов H = M − 31,57

Звёздные величины некоторых объектов

Объекты звёздного неба
Объект	m
Солнце	−26,7 (в 400 000 раз ярче полной Луны)
Луна в полнолуние	−12,7
Вспышка Иридиума (максимум)	−9,5
Сверхновая 1054 года (максимум)	−6,0
Венера (максимум)	−4,4
Земля (глядя с Солнца)	−3,84
Марс (максимум)	−3,0
Юпитер (максимум)	−2,8
Международная космическая станция (максимум)	−2
Меркурий (максимум)	−1,9
Галактика Андромеды	+3,4
Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом	От +6 до +7
Проксима Центавра	+11,1
Самый яркий квазар	+12,6
Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп	+27
Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп Хаббл	+30

2.5. Cветимость

В общей физике, светимость — плотность потока световой энергии в данном направлении.

В астрономии, светимость — количество излучаемой астрономическим объектом (звездой, галактикой и т.п.) энергии в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах (СИ, СГС), либо в относительных (например, светимостях Солнца).

Светимость не зависит от расстояния до звезды, от него зависит только видимая звёздная величина.

Светимость — одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр — светимость», «масса — светимость».

2.6 Я́ркость

Я́ркость — это поток, посылаемый в данном направлении единицей видимой поверхности в единичном телесном угле. Отношение силы света, излучаемого поверхностью, к площади её проекции на плоскости, перпендикулярной оси наблюдения.

Единицей измерения СИ служит нит (1нт=1кд/1м²).

Существуют также другие единицы измерения яркости — стильб и апостильб:

Апости́льб (обозначение: асб, asb; от греч. αποστίλβω — сверкаю) — устаревшая единица яркости освещённой поверхности в системе СГС.

1 апостильб — это яркость поверхности, равномерно рассеивающей свет по всем направлениям и обладающей светимостью 1 лм/м².

1 асб = 1/π × 10^-4 сб = 0,3199 нт = 10 ^-4 Лб.^[1]

Самые яркие звёзды

Самые яркие звёзды
Объект	Созвездие	m
Сириус	Большой пёс	−1,47
Канопус	Киль	−0,6
α Центавра	Центавр	−0,3
Арктур	Волопас	−0,1
Вега	Лира	0,0
Капелла	Возничий	+0,1
Ригель	Орион	+0,2
Процион	Малый пёс	+0,4
Ахернар	Эридан	+0,5
Бетельгейзе	Орион	+0,9
Альтаир	Орёл	+0,9
Альдебаран	Телец	+1,1
Поллукс	Близнецы	+1,2
Антарес	Скорпион	+1,2
Фомальгаут	Южная рыба	+1,3
Денеб	Лебедь	+1,3
Регул	Лев	+1,3

^{**************************************************************************************************************}

Magnitudi eli suuruusluokka on tähtitieteessä laaduton suure, joka ilmaisee tähden tai muun taivaankappaleen kirkkauden. Yhden magnitudin ero kahden tähden kirkkaudessa merkitsee tähdestä tulevien valomäärien likimääräistä suhdetta 2,512. Näennäinen kirkkaus on logaritminen luku, joka kertoo, miten kirkas tähti on havaitsijalle. Absoluuttinen kirkkaus eli absoluuttinen magnitudi kertoo tähden todellisen kirkkauden. Se ilmaistaan lukuna, joka kertoo tähden magnitudin tietyltä etäisyydeltä katsoen. Taivaan kirkkaimman kiintotähden, Siriuksen, näennäinen kirkkaus on -1,47.

Magnitudiasteikossa yhden magnitudin hyppy alaspäin merkitsee kirkkauden muuttumista kertoimella 100^1/5 eli noin 2,512.

Kirkkaus on tässä tähdestä tulevan valon määrä eli intensiteetti.

Spektriluokkaon tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa.

Tähdet jaetaan spektriluokkiin nykyisin tavallisesti Morganin–Keenanin spektriluokituksen mukaan seuraavasti:

Luokka	Lämpötila	Tähden väri
O	30 000–60 000 K	sininen
B	10 000–30 000 K	sinivalkoinen
A	7 500–10 000 K	valkoinen
F	6 000–7 500 K	keltavalkoinen
G	5 000–6 000 K	keltainen
K	3 500–5 000 K	keltaoranssi
M	2 000–3 500 K	punainen

Spektriluokat

O-spektriluokan tähdet ovat kuumimpia ja valovoimaisimpia tähtiä. Ne ovat sinisiä massiivisia tähtiä, jotka polttavat nopeasti vedyn heliumiksi, viettävät pääsarjassa vain muutamia miljoonia vuosia ja päättävät päivänsä rajusti supernovina. Luokan tähdet ovat harvinaisia: vain yksi tähti sadasta tuhannesta kuuluu O-luokkaan. Eräs tunnettu luokan edustaja on Peräkeulan tähdistössä sijaitseva Naos.
Myös luokan B tähdet ovat valovoimaisia ja kuumia. O-luokan tähtien tavoin ne kuluttavat vetyvarastonsa nopeasti loppuun eivätkä elinaikanaan ehdi liikkua kovin kauas synnyinseuduiltaan. Siksi O- ja B-luokan tähdet kerääntyvät tietyille alueille, niin sanottuihin OB1-assosiaatioihin, joista suurimmat muodostavat kokonaisia galaksin haaroja. Tunnettuja esimerkkejä B-luokan tähdistä ovat Orionissa sijaitseva ylijättiläinen Rigel ja pääsarjaan kuuluva Neitsyen päätähti Spica.
A-luokan tähdet ovat väriltään valkeita ja massaltaan kaksi kolme kertaa Aurinkoa suurempia. Ne elävät noin miljardin vuoden verran. Ne kuuluvat monesti paljain silmin nähtäviin tähtiin. Esimerkiksi pääsarjaan kuuluvat Vega ja Sirius sekä ylijättiläinen Deneb ovat tätä spektriluokkaa.
F-luokan tähtien väri on heikosti kellertävä. Esimerkkejä luokan tähdistä ovat Fomalhaut ja Pohjantähti.
G-luokkaan kuuluvat tähdet ovat niin sanotusti keskivertotähtiä, kuten Aurinkomme.
K-luokan jättiläistähdet (esimerkiksi Aldebaran ovat jo elämänsä ehtoopuolella: niiden vetyvarastot on käytetty loppuun ja väri on muuttunut oranssiksi pinnan viiletessä ja laajetessa. K-luokan kääpiötähdet (esimerkiksi Alfa Centauri B sekä 61 Cygni A ja B) ovat puolestaan melko pieniä ja viileähköjä.
M-luokan tähdet ovat viileitä ja punaisia. Tähän luokkaan kuuluvat kääpiöt ovat pieniä ja erittäin pitkäikäisiä. Niitä on arvioidan mukaan 80–90 prosenttia kaikista tähdistä, mutta himmeytensä vuoksi lähimmätkin niistä näkyvät vain kaukoputkilla, kuten Proxima Centauri. M-luokan jättiläiset ovat yleensä erittäin suurikokoisia ja massiivisia tähtiä, jotka ovat kehityksensä loppuvaiheissa. Esimerkiksi Betelgeuze ja Antares ovat punaisia ylijättiläistähtiä. Myöhemmin on lisätty uusia luokkia harvinaisemmille tähtityypeille, kun ne on löydetty:
W on luokka Wolfin–Rayetin tähdille. Niiden pintalämpötila voi olla jopa 70 000 K. Luokanssa WN on typpeä ja luokassa WC hiiltä.
L-luokan kohteet ovat ruskeita kääpiöitä, joiden lämpötila (1 500–2 000 K) ei ole riittänyt ydinreaktion käynnistämiseen. Näiden tähtien väri on hyvin tummanpunainen ja säteilevät enimmäkseen infrapunaa.
T -luokan tähtien lämpötila on alle 1000 K, ne ovat ruskeita kääpiöitä tai mahdollisesti hyvin pienitiheyksisiä nuoria tähtiä. Nämä tähdet säteilevät infrapunaa eli ovat mustia.
C on hiilitähtien luokka, joka on rinnakkainen luokite K ja M luokille. Luokkaan C kuuluvat aikaisemmat luokat R ja N yhdistettynä peräkkäin. R vastaa hiiletöntä luokkaa G5-K ja N vastaa luokkaa M. C6 vastaa aikaisempaa luokkaa N0.
S-luokan tähdet ovat lähellä tyyppejä C ja M, mutta niissä on voimakkaita zirkoniumoksidin viivoja.
Bariumtähdet muistuttavat tyyppiä S, mutta niissä näkyy spektrissä paljon bariumoksidia.
D-luokkaan kuuluvat valkoiset kääpiöt.
Q-luokan tähdet ovat novatähtiä.
P tarkoittaa planetaarisia sumuja, jotka ovat kuolleiden tähtien jäännöksiä.

Luminositeetti (säteilyteho) tarkoittaa tähtitieteessä tähden säteilemää energiamäärää aikayksikköä kohti. Tähti voi säteillä esimerkiksi 10 kertaa niin paljon energiaa kuin Aurinko, joka säteilee 3,827×10²⁶ W. Auringon säteilytehoa merkitään L_s tai L_O. Visuaalisessa alueessa tähti säteilee myös tietyn energiamäärän, joka mitataan aurinkoina. On varsin tavallista sekoittaa toisiinsa tähden säteilemä energiamäärä ja tähden säteilemä näkyvä valo eli kokonaisluminositeetti sekä kirkkaus aurinkoina eli visuaalinen luminositeetti. Molemmista käytetään nimitystä luminositeetti.

Auringon luminositeetti on Auringon säteilemä valoteho tai auringon säteilemä kokonaisteho kaikilla aaltoalueilla.

Auringon kokonaisluminositeetti L_o tai L_s on:

Auringon säteily näkyvällä alueella eli visuaalinen luminositeetti L_vo on.

Kun Aurinko säteilee 100 lm/W.

Valovirta, jonka yksikkö on lumen

Haettu osoitteesta http://fi.wikipedia.org/wiki/Auringon_luminositeetti

В общей физике, светимость — плотность потока световой энергии в данном направлении.

Valovoima (tunnus I) kuvaa valon lähteen intensiteettiä eli voimakkuutta. Valovoima kertoo valovirran avaruuskulmaa kohti: I = Φ / Ω. Valovoiman SI-järjestelmän mukainen mittayksikkö on kandela (cd).

Valovirta, jonka yksikkö on lumen, puolestaan kuvaa kuinka paljon näkyvää valoa valonlähde säteilee kokonaisuudessaan.

Valovoiman ja valovirran ero on käytännössä siinä, että

valovirta kertoo, kuinka voimakas valonlähde on kokonaisuudessaan

valovoima kertoo valonlähteen voimakkuuuden tietylle alalle

Kandela (cd) on SI-järjestelmän mukainen mittayksikkö valon intensiteetille eli valon voimakkuudelle eli valovoimalle. Kandela on myös luumen steradiaania kohti (lm/sr). Yksi kandela on sellaisen valonlähteen valovoima, joka lähettää tiettyyn suuntaan monokromaattista taajuudeltaan 540 x 10¹² hertsin valosäteilyä 1/683 watin säteilyteholla steradiaania kohden. 1 kandela vastaa suurin piirtein tavallisen kynttilän (lat. candela ) kirkkautta.

Дата добавления: 2019-03-09; просмотров: 82; Мы поможем в написании вашей работы!

Поделиться с друзьями:

⇐ Предыдущая 12

Мы поможем в написании ваших работ!