视星等

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December 1, 2021

可见星等(用 m 表示)是从地球观察者的角度衡量天体(更准确地说,是该天体产生的照明)的亮度。通常,使用的值已被校正为在没有大气的情况下将具有的值。物体越亮,其星等就越低。细化“可见”仅表明从地球上观察到这个恒星大小;需要进行这种改进以将其与绝对星等(这是源本身的特征,而不是其观测条件)区分开来。它不表示可见光范围:在红外线或任何其他范围内测量的量也称为可见光。在可见范围内测得的量称为视觉量。在光谱的可见部分,夜空中最亮的星星是天狼星,视星等为-1.46m。在可见光范围内发光并产生 1 勒克斯照度的光源(例如,发光强度为 1 坎德拉的光源,位于 1 m 处)的视星等为 -14.20m。

历史

用来表示星等的尺度起源于希腊化的希腊,用来将肉眼可见的星等分为六个星等。夜空中最亮的星星有第一等(m 1),最暗的对应第六等(m 6),这是人类视觉感知的极限(不借助光学仪器)。每个整数值都被认为是下一个值的两倍(即使用对数刻度),尽管由于缺少光电探测器,这个比率是主观的。托勒密在他的著作《天文学大成》中推广了这种相当粗略的恒星亮度尺度,人们普遍认为,它是由喜帕恰斯发明的。无法证明或反驳,因为喜帕恰斯的原始星表丢失了。唯一幸存的喜帕恰斯本人(对阿拉图斯的评论)表明他没有一个用数字来描述亮度的系统:他总是使用诸如“大”或“小”、“亮”或“弱”之类的术语,甚至这样的描述如“在满月时可见”。 1856 年,诺曼·罗伯特·波格森 (Norman Robert Pogson) 给出了更正式的定义,将一等星定义为比六等星亮 100 倍的恒星,从而假设今天仍在使用的对数标度。这意味着一颗星等为 m 的恒星比一颗星等为 m + 1 的恒星亮约 2.512 倍。这个数字对应于 100 的五次方根,被称为波格森系数。Pogson 标度的零点最初是通过将星等等同于 2 极星来确定的。天文学家后来发现北极星的亮度略有变化,因此他们切换到织女星作为他们的标准参考点,假设织女星的亮度是任何给定波长的零星等的定义。除了小的修正之外,织女星的亮度仍然作为光谱的可见光和近红外部分的零定义,其光谱能量分布非常接近温度为 11,000 K 的黑体辐射。 然而,随着红外天文学的出现,发现织女星的辐射本身包含了过量的红外辐射,大概是由于星周盘的缘故,由高温下的尘埃组成(但比恒星表面冷得多)。在较短(例如可见光)波长下,在这些温度下几乎没有灰尘排放。为了正确地将幅度标度扩展到光谱的红外范围,这个Vega特征应该不影响幅度标度的确定。因此,根据理想恒星表面在 11,000 K 并受到周围辐射污染的黑体辐射曲线,将星等标度外推到所有波长。基于此模型,可以计算对应于零幅度的点的光谱辐照度(通常以阳表示)作为波长的函数。系统之间显示小偏差,使用独立开发的测量仪器,以便可以正确比较不同天文学家获得的数据,但更重要的是确定不是在一个波长下的大小,而是与光度学中使用的标准光谱滤波器在不同波长下的响应有关范围...在现代星等系统中,很宽范围内的亮度是根据对数定义确定的,下面详述,使用给定的标准。实际上,这样的视星等不超过 30(对于可能的可观察值)。织女星在可见波长范围内(在红外线范围内)比夜空中的四颗星还要亮,以及更亮的行星金星、火星和木星。它们应该用负值来描述。例如,天狼星是天球中最亮的恒星,在可见光范围内的星等为 -1.4。其他非常明亮的天文物体的负值可以在右表中找到。天文学家开发了其他光度学参考系统作为基于织女星亮度的系统的替代方案。使用最广泛的星等系统是AB,其中光度零点基于每单位频率间隔具有恒定通量的假设参考光谱,而不是使用恒星光谱或黑体曲线作为参考。确定AB值的零点,使基于AB和Vega的物体值在V滤波器带内近似相等。天球中最亮的恒星,在可见光范围内的星等为-1.4。其他非常明亮的天文物体的负值可以在右表中找到。天文学家开发了其他光度学参考系统作为基于织女星亮度的系统的替代方案。使用最广泛的星等系统是AB,其中光度零点基于每单位频率间隔具有恒定通量的假设参考光谱,而不是使用恒星光谱或黑体曲线作为参考。确定AB值的零点,使基于AB和Vega的物体值在V滤波器带内近似相等。天球中最亮的恒星,在可见光范围内的星等为-1.4。其他非常明亮的天文物体的负值可以在右表中找到。天文学家开发了其他光度学参考系统作为基于织女星亮度的系统的替代方案。使用最广泛的星等系统是AB,其中光度零点基于每单位频率间隔具有恒定通量的假设参考光谱,而不是使用恒星光谱或黑体曲线作为参考。确定AB值的零点,使基于AB和Vega的物体值在V滤波器带内近似相等。其他非常明亮的天文物体的负值可以在右表中找到。天文学家开发了其他光度学参考系统作为基于织女星亮度的系统的替代方案。使用最广泛的星等系统是AB,其中光度零点基于每单位频率间隔具有恒定通量的假设参考光谱,而不是使用恒星光谱或黑体曲线作为参考。确定AB值的零点,使基于AB和Vega的物体值在V滤波器带内近似相等。其他非常明亮的天文物体的负值可以在右表中找到。天文学家开发了其他光度学参考系统作为基于织女星亮度的系统的替代方案。使用最广泛的星等系统是AB,其中光度零点基于每单位频率间隔具有恒定通量的假设参考光谱,而不是使用恒星光谱或黑体曲线作为参考。确定AB值的零点,使基于AB和Vega的物体值在V滤波器带内近似相等。使用最广泛的星等系统是AB,其中光度零点基于每单位频率间隔具有恒定通量的假设参考光谱,而不是使用恒星光谱或黑体曲线作为参考。确定AB值的零点,使基于AB和Vega的物体值在V滤波器带内近似相等。使用最广泛的星等系统是AB,其中光度零点基于每单位频率间隔具有恒定通量的假设参考光谱,而不是使用恒星光谱或黑体曲线作为参考。确定AB值的零点,使基于AB和Vega的物体值在V滤波器带内近似相等。

幅度差

如果物体 1 和 2 的视星等等于 m1 和 m2,则它们的差定义为 m 1 - m 2 - 2.5 lg ⁡ (L 1 L 2), {\ displaystyle m_ {1} -m_ {2} -2 {,} 5 \, \ operatorname {lg} \ left ({\ frac {L_ {1}} {L_ {2}}} \ right),} 其中 L1, L2 - 来自这些物体的照明。这种关系被称为波格森方程。它也可以写成另一种形式:lg ⁡ (L 1 L 2) - 0.4 (m 1 - m 2) {\ displaystyle \ operatorname {lg} \ left ({\ frac {L_ {1}} {L_ { 2 }}} \ 右) -0 {,} 4 \,(m_ {1} -m_ {2})} 或 L 1 L 2 (10 0, 4) - (m 1 - m 2) ≈ 2,512 - (米 1 - 米 2)。 {\ displaystyle {\ frac {L_ {1}} {L_ {2}}} \ left (10 ^ {0 {,} 4} \ right) ^ {- (m_ {1} -m_ {2})} \约 2 {,} 512 ^ {- (m_ {1} -m_ {2})}.} 因此,5 个星等的差异对应于 100 倍的照明比,一个星等的差异 - 1001/5 ≈ 2.512 次。从 Pogson 方程,可以得到在可见光范围内具有已知视星等 m1 的光源所产生的照度,以勒克斯为单位。由于 1 勒克斯的照度 L2 产生了一个视星等为 m2 −14.20m 的光源,然后 L 1 10 - 0.4 (m 1 + 14.20) {\ displaystyle L_ {1} 10 ^ {- 0 {,} 4 (m_ {1} +14 {,} 20)}} lux。通过反转公式,我们获得产生照明 L1 的物体的视星等,以勒克斯表示:m 1 - 2,5 lg ⁡ L 1 − 14 , 20. {\displaystyle m_{1}-2{,}5\,\operatorname {lg} L_{1}-14{,}20.}

示例

满月的视星等为-12.7m;太阳的亮度为-26.7m。月球 (m 1 {\ displaystyle m_ {1}}) 和太阳 (m 2 {\ displaystyle m_ {2}}) 的星等差: m 1 - m 2 (- 12.7 m) - (- 26 ,7 m) 14, 0 m。 {\ displaystyle m_ {1} -m_ {2} (- 12 {,} 7 ^ {m}) - (- 26 {,} 7 ^ {m}) 14 {,} 0 ^ {m}.} 照度比来自太阳和月亮:L 2 / L 1 2.512 m 1 - m 2 2,512 14, 0 ≈ 400 000. {\ displaystyle L_ {2} / L_ {1} 2 {,} 512 ^ {m_ {1} -m_ {2}} 2 {,} 512 ^ {14 {,} 0} \ 约 400 ~ 000。} 所以太阳比满月亮约 400,000 倍。可见光范围内视星等为 1.0m 和 6.0m 的恒星所产生的照度分别为 8.3 × 10−7 lux 和 8.3 × 10−9 lux。3 x 10-9 勒克斯。3 x 10-9 勒克斯。

总星等

视星等为 m1 和 m2 的两个相距很近的天体的总视星等 (ms) 是通过将 m1 和 m2 的值转换为照度,加上照度和随后的逆变换为对数形式来计算的: ms - 2.5 log ⁡ (10 - m 1 × 0,4 + 10 - 米 2 × 0, 4)。 {\ displaystyle m _ {\ mathrm {s}} -2 {,} 5 \ operatorname {lg} \ left (10 ^ {- m_ {1} \ times 0 {,} 4} +10 ^ {- m_ {2 } \ times 0 {,} 4} \ right).} 按照同样的原理,可以计算出具有更高多重度的系统的总星等。} 4} +10 ^ {- m_ {2} \ times 0 {,} 4} \ right).} 按照同样的原理,可以计算具有更高多重级别的系统的总星等。} 4} +10 ^ {- m_ {2} \ times 0 {,} 4} \ right).} 按照同样的原理,可以计算具有更高多重级别的系统的总星等。

注释(编辑)

链接

天文星等 / 国际彗星季刊 (англ.)