Отваря главното меню

Абсолютна звездна величина

Абсолютна звездна величина в астрономията е видимата величина, каквато тя би била ако наблюдавахме светилото от разстояние 10 парсека. Абсолютната болометрична звездна величина на Слънцето е +4,7.

Абсолютната звездна величина позволява сравнения на яркостта на два обекта, независимо от разстоянието, от което те са наблюдавани.

Абсолютна звездна величина на звезди и галактики (M)Редактиране

При разглеждане на звезди и галактики за стандартно разстояние е прието 10 парсека (около 32,616 светлинни години или 3×1014 километра). Звезда на разстояние 10 парсека има паралакс от 0,1" (100 ъглови милисекунди).

При определяне на абсолютната звездна величина е необходимо да бъде указан вида на електромагнитното лъчение на обекта. Ако се измерва отделената в целия електромагнитен спектър енергия, правилният термин е болометрична величина. Величината намалява с нарастване на яркостта на тялото.

Много от звездите видими с невъоръжено око на небсния небосвод имат абсолютна звездна величина многократно по-голяма от тази на Слънцето:

За сравнение, Сириус има абсолютна звездна величина равна на 1,4, докато Слънцето, чиято величина се използва за отправна точка на скалата, има величина от 4,83.

Познати са звезди с абсолютни величина от −10 до +17. Абсолютните величини на галактиките обаче могат да бъдат значително по-големи поради големия брой звезди който съдържат. Например, величината на гигантската елиптична галактика M87 е −22.

ИзчислениеРедактиране

Абсолютната звездна величина може да бъде изчислена от видимата величина и разстоянието до звездата по формулата:

 

където   е равно на 10 парсека (≈ 32,616 светлинни години) и   в разстоянието до звездата; или:

 

където   е паралакса на звездата и   е една ъглова секунда.

ПримериРедактиране

Ригел има видима величина mV=0,18 и се намира на 773 светлинни години.
MVRigel = 0,18 + 5×log10(32,616/773) = −6,7
Вега има паралакс 0,133" и видима величина от +0,03
MVVega = 0,03 + 5×(1 + log10(0,133)) = +0,65
Алфа Кентавър има паралакс 0,750" и видима величина −0,01
MVα Cen = −0,01 + 5×(1 + log10(0,750)) = +4,37

Видима величинаРедактиране

При известна величина   видимата величина   може да се изчисли при за разстояние   по формулата:

 

Видима величина на планети (H)Редактиране

За планетите, кометите и астероидите, абсолютната звездна величина се определя като видимата величина, която обектът би имал, ако се намира на разстояние от една астрономическа единица от Земята и на същото разстояние от Слънцето, във фазов ъгъл от нула градуса. Такова положение на практика е невъзможно, но е удобно за математическите изчисления.

ИзчисленияРедактиране

Формула за H: (абсолютна звездна величина)

 

където   е видимата величина на Слънцето на разстояние от 1 АЕ (−26,73),   е геометричното албедо на тялото (межди 0 и 1),   е радиуса на тялото и   е 1 астрономична единица (astronomical unit или А.U.) (≈149,6 Gm).

ПримериРедактиране

Луна:   = 0,12,   = 3476/2 km = 1738 km

 

Видима величинаРедактиране

Абсолютната звездна величина може да се използва за намиране на видимата величина на тялото:

 

където:

  е 1 АЕ,   е фазовият ъгъл Слънце-тяло-наблюдател; откъдето следва:

 

  е фазовия интеграл (интеграция на отразената светлина от 0 до 1)

Пример в случай на идеално дифузно отражение от повърхостта на сфера – добро приближение за случая на планети в Слънчевата система:

 

Разстояния:
  наблюдател-тяло
  Слънце-тяло
  наблюдател-Слънце

ПримериРедактиране

Луна

  = +0,25
  =   = 1 АЕ
  = 384,5 Mm = 2,57 милиона АЕ
Колко ярка е Луната при наблюдение от повърхността на Земята?
При пълнолуние:   = 0, (  ≈ 2/3)
 
(истинска стойност −12,7) При пълнолуние луната отразява 30% повече светлина от колкото при идеално дифузно отражение.
При първа/последна четвърт:   = 90°,   (в случай на идеално дифузно отражение)
 
(истинска стойност −11,0) При малки фазови ъгли формулата за дифузно отражение дава по-добри резултати.

Външни препраткиРедактиране

Вижте същоРедактиране

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел – показва зависимостта на абсолютната яркост или светимостта към спектралният цвят или повърхностната температура на звездите.