Absolut størrelse

I astronomi angiver den absolutte størrelse den himmelske objekts iboende lysstyrke i modsætning til den tilsyneladende størrelse, der afhænger af afstanden til stjernen og udryddelsen i synslinjen.

Som alle størrelser er det en faldende affinefunktion af logaritmen til objektets lysstyrke: størrelsen øges med en, når lysstyrken divideres med 2,5. Forskellen mellem absolut og tilsyneladende (eller relativ) størrelse i tilfælde af en genstand uden for solsystemet er givet ved afstandsmodulen . Den absolutte størrelse kan gives i et spektralbånd , ofte V-filteret i Johnson fotometriske system , eller som en bolometrisk størrelse , dvs. det beskriver strømmen modtaget i alle bølgelængder. Forskellen mellem den absolutte størrelse i V-båndet og sidstnævnte udgør den bolometriske korrektion .

Stjerner og galakser (M)

Definition

Oprindelig definition (1902)

"Vi definerer også den absolutte størrelse ( M ) af en stjerne, hvis parallaks er π og afstand r, som den tilsyneladende størrelse, som denne stjerne ville have, hvis den blev overført i en afstand fra solen svarende til en parallaks på 0, 1 buesekund "

- "6. Absolut lysstyrke og absolut størrelse", Publikationer fra Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen, vol. 11, side 12 ( http://adsabs.harvard.edu/abs/1902PGro...11Q..12 .), Gratis oversættelse.

Nuværende definition

Per definition af Den Internationale Astronomiske Union , "en genstands absolutte størrelse er størrelsen , der ser en observatør placeret i en afstand af nøjagtigt 10 parsec [32,6 lysår ] fra dette objekt".

Den absolutte størrelse er således en logaritmisk skala direkte relateret til stjernens lysstyrke . Definitionen af ​​absolut størrelse er skrevet i matematiske termer:

hvor L er stjernens lysstyrke udtrykt i enheder med sollysstyrke , er C en konstant, og log er decimallogaritmen. Da dette er en omvendt logaritmisk skala, jo lysere en stjerne, jo svagere er dens størrelse .

Afhængigt af om lysstyrken beregnes over et spektralt bånd blå B (omkring 436 nm ) eller synlig V (omkring 545 nm ), er den absolutte størrelse betegnet med M B eller M V . Konstanten vælges i dag således, at Solens absolutte størrelser i bånd B og V er M B = 5,48 og M V = 4,83.

Når vi betragter hele det elektromagnetiske spektrum , fra radiobølger til gammastråler og ikke kun et givet spektralbånd, taler vi om bolometrisk lysstyrke og derfor bolometrisk størrelse .

Den absolutte størrelse af stjerner varierer normalt fra -10 til +17 afhængigt af deres spektraltype  : en blå superkæmpe har en absolut størrelse ned til -10, mens den for en rød dværg kan gå op til +17. The Sun , med en absolut størrelse af 4,8, sidder omtrent halvvejs mellem disse to yderpunkter.

Tilsyneladende størrelse og afstand

Sammenligningen af ​​den absolutte størrelse med den tilsyneladende størrelse (som er størrelsen, der faktisk observeres på Jorden) tillader et skøn over afstanden fra objektet. Afhængig af faldet i lysstyrke med afstandens kvadrat får vi:

hvor er den tilsyneladende reelle størrelse, den absolutte størrelse og afstand udtrykt i parsec . Værdien betegnes også som afstandsmodulen , hvor sidstnævnte oftere bruges til ekstra-galaktiske objekter.

For at have den absolutte størrelse har du brug for stjernemodeller og at kende stjernens temperatur (som kan opnås ved hjælp af farveindekset , hvilket ikke er andet end forskellen i et objekts tilsyneladende størrelser. I to forskellige spektrale bånd) .

I praksis er den eneste let tilgængelige mængde naturligvis den observerede størrelse, som faktisk er kombinationen af ​​den tilsyneladende størrelse og den interstellære absorption : hvor er absorptionen .

Kendskab til absorption er ofte kritisk. Absorption ændrer objektets faktiske lysstyrke på grund af spredning af lys fra korn af interstellært støv . Den kaotiske fordeling af korn i rummet gør det ekstremt vanskeligt at estimere interstellar absorption, da det, der er gyldigt i en given retning for et givet objekt, kan være væsentligt forskelligt for stjernen ved siden af ​​(ved at antage, at de to stjerner er ved samme afstand). Derudover afhænger absorptionen på grund af spredningseffekten af bølgelængden og er derfor en kromatisk effekt (se detaljeret artikel ).

I praksis er ligningen således skrevet som følger:

og kun værdien af er let at måle.

Absolut størrelse af objekter i solsystemet (H)

I dette særlige tilfælde er referenceafstanden ikke 10 parsek, men en astronomisk enhed .

Objekter i solsystemet som planeter , kometer eller asteroider reflekterer kun det lys, de modtager fra solen, og deres tilsyneladende størrelse afhænger derfor ikke kun af deres afstand fra jorden, men også af deres afstand fra solen. Disse objekters absolutte størrelse defineres derfor som deres tilsyneladende størrelse, hvis de var placeret en astronomisk enhed fra solen og en astronomisk enhed fra jorden, hvor fasevinklen var nul grader (ved "fuldmåne", hvilken som helst overfladen synlig fra Jorden er oplyst).

For en krop placeret i en afstand fra Jorden og Solen, er forholdet mellem dens størrelse (relative) og dens absolutte størrelse, bemærket , givet ved formlen:

hvor er fasens integral, funktion af , der repræsenterer objektets fasevinkel ; og skal udtrykkes i astronomiske enheder.

Faseintegralet kan "tilnærmes" med formlen:

Situationen beskrevet ved definitionen af ​​absolut størrelse er fysisk umulig: fasevinklen er 30 grader for en sfærisk stjerne ved en astronomisk enhed fra Jorden og Solen. Det skal ses som et benchmark - og det sker at give den rigtige størrelsesorden for det observerede resultat.

Meget lyse himmellegemer

Nogle stjerner, der er synlige for det blotte øje, har en absolut størrelse, der ville gøre dem lysere end planeter, hvis de faktisk kun var 10 parsec væk. Dette er tilfældet med superkæmperne Rigel (-7.0), Déneb (-7.2), Naos (-7.3) og Betelgeuse (-5.6). Til sammenligning er de lyseste objekter på himlen efter Solen (som har en tilsyneladende styrke på -26,73) Månen (tilsyneladende styrke -12 ved fuldmåne) og Venus (tilsyneladende styrke -4, 3 ved sin maksimale lysstyrke).

Den sidste himmellegeme, hvis tilsyneladende størrelse var sammenlignelig med den absolutte størrelse af de tre objekter ovenfor var en supernova, der opstod i 1054 (og navngivet SN 1054 ), og hvoraf i dag kun en tåge forbliver planetarisk ( Krabbe-tågen ) og en pulsar . Tidens observatører rapporterede, at lysstyrken på dette objekt var så stor, at de kunne læse midt om natten, se skyggerne kastet af dets lys og observere det i stort dagslys .

Den type Ia supernovaer har en absolut størrelse af -19,3: sådan en supernova er blank som Solen i en afstand på kun 0,327 parsec (1,07 lette år).

Noter og referencer

  1. Wolfgang Hillebrandt og Jens C. Niemeyer , “  Type IA Supernova Explosion Models  ”, Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik , vol.  38, nr .  1,2000, s.  191-230 ( DOI  10.1146 / annurev.astro.38.1.191 , Bibcode  2000ARA & A..38..191H , arXiv  astro-ph / 0006305 )

Se også

Relaterede artikler

eksterne links

<img src="https://fr.wikipedia.org/wiki/Special:CentralAutoLogin/start?type=1x1" alt="" title="" width="1" height="1" style="border: none; position: absolute;">