magnitude absoluta - Absolute magnitude


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Magnitude absoluta é uma medida da luminosidade de um objeto celeste , em um logarítmica magnitude astronômico escala. Magnitude absoluta de um objeto é definido como sendo igual à magnitude aparente que o objeto teria se fosse visto de uma distância de exatamente 10  parsecs (32,6 anos-luz ), sem extinção (ou escurecimento) de sua luz devido à absorção pelo poeira interstelares partículas. Ao colocar hipoteticamente todos os objetos a uma distância de referência padrão do observador, suas luminosidades podem ser diretamente comparados em uma escala de magnitude. Tal como acontece com todos os astronómicas grandezas , a magnitude absoluta pode ser especificado para diferentes comprimentos de onda gamas correspondentes para especificados filtros de bandas ou faixas de passagem ; para estrelas de uma magnitude absoluta comumente citado é a magnitude visual absoluta , que usa a banda visual (V) do espectro (no sistema fotométrico UBV ). Grandezas absolutas são denotados por um M de capital, com um índice que representa a banda de filtro utilizado para a medição, tais como M V para magnitude absoluta na banda V.

A mais luminosa um objeto, menor o valor numérico de sua magnitude absoluta. Uma diferença de 5 grandezas entre as grandezas absolutas de dois objectos corresponde a uma relação de 100 em suas luminosidades, e uma diferença de grandezas n em valor absoluto corresponde a uma relação de luminosidade de 100 (n / 5) . Por exemplo, uma estrela de magnitude absoluta M V = 3 seria 100 vezes mais luminosa do que uma estrela de magnitude absoluta M V = 8, conforme medido na banda de filtro V. O sol tem absoluta magnitude H V = + 4,83. Altamente objetos luminosos podem ter magnitudes absolutas negativas: por exemplo, a Via Láctea galáxia tem uma magnitude B absoluta de cerca de -20,8.

De um objeto magnitude bolométrica absoluta representa o total luminosidade sobre todos os comprimentos de onda , em vez de em uma única faixa de filtro, conforme expresso em uma escala de magnitude logarítmica. Para converter de uma magnitude absoluta em uma banda filtro específico para magnitude bolométrica absoluta, uma correção bolométrica é aplicada.

Por sistema solar corpos que brilham em luz reflectida, uma definição diferente de magnitude absoluta (H) é utilizado, com base em uma distância de referência padrão de uma unidade astronômica .

Estrelas e galáxias ( M )

Em astronomia estelar e galáctica, a distância padrão é 10 parsecs (cerca de 32,616 anos-luz, 308.57 petameters ou 308.57 trilhões de quilômetros). Uma estrela em 10 parsecs tem uma paralaxe de 0,1 "(100 mili segundos de arco ). (Galáxias e outros objetos estendidos ) são muito maiores do que 10 parsecs, a luz é irradiada sobre uma privação prolongado do céu, e o seu brilho total não pode ser directamente observado a partir de distâncias relativamente curtas, mas a mesma convenção é utilizada. Magnitude de uma galáxia é definida medindo toda a luz irradiada ao longo de todo o objeto, o tratamento que o brilho integrado como o brilho de uma única fonte de ponto-like ou estrela-like, e calcular a magnitude dessa fonte de ponto-like como apareceria se observada no padrão de distância 10 parsecs. Consequentemente, a magnitude absoluta de qualquer objeto é igual a magnitude aparente que teria se fosse 10 parsecs de distância.

A medição da magnitude absoluta é feita com um instrumento chamado bolometer . Ao usar uma magnitude absoluta, é preciso especificar o tipo de radiação eletromagnética a ser medido. Ao se referir a produção total de energia, o termo adequado é bolométrica magnitude. A magnitude bolométrica geralmente é calculado a partir da magnitude visual mais uma correcção bolométrica , H bol = H V + BC . Esta correção é necessária porque as estrelas muito quentes irradiar radiação ultravioleta em sua maioria, enquanto que estrelas muito frias irradiar radiação principalmente infravermelho (ver a lei de Planck ).

Algumas estrelas visíveis a olho nu tem uma magnitude absoluta tão baixo que eles iriam aparecer brilhante o suficiente para ofuscar os planetas e sombras se estivessem em 10 parsecs da Terra. Exemplos incluem Rigel (-7,0), Deneb (-7,2), Naos (-6,0), e Betelgeuse (-5,6). Para comparação, Sirius tem uma magnitude absoluta de 1,4, o que é mais brilhante do que o Sol , cuja magnitude é absoluta visuais 4.83 (que, na verdade, serve como um ponto de referência). Magnitude bolométrica absoluta do Sol é definido arbitrariamente, geralmente em 4,75. Magnitudes absolutas de estrelas geralmente vão de -10 a +17. As grandezas absolutas de galáxias pode ser muito mais baixo (mais claro). Por exemplo, o gigante galáxia elíptica M87 tem uma magnitude absoluta de -22 (ou seja, tão brilhante como cerca de 60.000 estrelas de magnitude -10).

magnitude aparente

O astrônomo grego Hiparco estabelecida uma escala numérica para descrever o brilho de cada estrela que aparece no céu. As estrelas mais brilhantes no céu foram atribuídos uma magnitude aparente m = 1 , e as estrelas mais escuras visíveis a olho nu são atribuídos m = 6 . A diferença entre eles corresponde a um factor de 100 em brilho. Para os objectos no interior da vizinhança imediata do Sol, a magnitude absoluta M e magnitude aparente m a partir de qualquer distância d (em parsecs ) está relacionada por:

onde F é o fluxo radiante medida a distância d (em parsecs), F 10 o fluxo radiante medida a uma distância de 10 pc . A relação pode ser escrita em termos de logaritmo:

onde a insignificância de extinção por gás e pó é assumido. As taxas de extinção típicas no interior do Galaxy são de 1 a 2 por magnitudes quiloparsec, quando nuvens escuras são levados em conta.

Para objectos em muito grandes distâncias (fora da maneira leitosa) a luminosidade distância d L devem ser utilizados em vez de d (em parsecs), porque a aproximação Euclidiana é inválida para objectos distantes e relatividade geral deve ser tida em conta. Além disso, o desvio para o vermelho cosmológico complica a relação entre a magnitude absoluta e aparente, porque a radiação observada foi deslocado para a gama do vermelho do espectro. Para comparar as magnitudes de objetos muito distantes com os dos objetos locais, uma correção K pode ter que ser aplicada às magnitudes dos objetos distantes.

A magnitude absoluta M também pode ser aproximado utilizando magnitude aparente m e estelar paralaxe p :

ou usando magnitude aparente m e módulo distância μ :

.

Exemplos

Rigel tem uma magnitude visual m V de 0,12 e distância de cerca de 860 anos-luz

Vega tem uma paralaxe p de 0,129 ", e um valor aparente m V de 0,03

Alfa Centauri A tem uma paralaxe p de 0,742 "e um valor aparente m V de -0,01

O Galaxy preto do olho tem uma magnitude visual m V de 9,36 e um módulo de distância μ de 31,06

magnitude bolométrica

O bolométrica magnitude M bol , leva em conta a radiação eletromagnética em todos os comprimentos de onda . Ele inclui aqueles sem ser observado, devido ao instrumental passe de banda , a absorção da atmosfera terrestre, e extinção por poeira interestelar . Ela é definida com base na luminosidade das estrelas. No caso das estrelas com algumas observações, deve ser calculado assumindo uma temperatura efetiva .

Classicamente, a diferença de magnitude bolométrica está relacionada com a relação de luminosidade de acordo com:

o que torna por inversão:

Onde

L é luminosidade do Sol (luminosidade bolométrica)
L é a luminosidade da estrela (luminosidade bolométrica)
M bol, ⊙ é a magnitude bolométrica do Sol
M bol, ★ é a magnitude bolométrica da estrela.

Em Agosto de 2015, a União Internacional Astronomical passou resolução B2 definindo os pontos zero dos absolutos e aparentes bolométrica magnitude escalas em unidades SI para energia ( Watt ) e irradiância (W / m 2 ), respectivamente. Embora magnitudes bolométrica tinha sido usado pelos astrônomos há muitas décadas, houve diferenças sistemáticas nas escalas de magnitude luminosidade absolutos apresentados em várias referências astronômicas, e nenhuma padronização internacional. Isso levou a diferenças sistemáticas na correção de escalas bolométrica. Combinado com magnitudes bolométrica absolutos assumidos incorretas para o Sol poderia levar a erros sistemáticos em luminosidades estelares estimados (e propriedades estelares calculadas que dependem de luminosidade estelar, como raios, idades, e assim por diante).

Resolução B2 define uma escala de magnitude bolométrica absoluto onde M bol = 0 corresponde à luminosidade L 0 = 3,0128 × 10 28  W , com o ponto zero luminosidade L 0 conjunto de tal modo que o Sol (com nominal de luminosidade 3,828 × 10 26  W ) corresponde a absoluta bolométrica magnitude M bol, ⊙ = 4,74. Colocar uma radiação de fonte (por exemplo, estrela) a uma distância padrão de 10 parsecs , segue-se que o ponto da aparente de zero bolométrica magnitude escala m bol = 0 corresponde à irradiância f 0 = 2,518 021 002 × 10 -8  W / m 2 . Usando a escala IAU 2015, o nominal total irradiação solar ( " constante solar ") medido a uma unidade de astronomia ( 1,361 W / m 2 ) corresponde a um aparente magnitude bolométrica do dom de m bol, ⊙ = -26,832.

Na sequência da Resolução B2, a relação entre a magnitude bolométrica absoluta de uma estrela e sua luminosidade é amarrada não diretamente a (variável) luminosidade do Sol:

Onde

L é a luminosidade da estrela (luminosidade bolométrica) em watts
L 0 é o ponto zero luminosidade 3,0128 × 10 28  W
M bol é a magnitude bolométrica da estrela

A nova escala de magnitude absoluta IAU desconecta permanentemente a escala da variável Sun. No entanto, nesta escala poder SI, a luminosidade solar nominal, corresponde aproximadamente à M bol = 4,74, um valor que foi comummente adoptado por astrônomos antes da resolução 2015 IAU.

A luminosidade da estrela em watts pode ser calculado como uma função da sua absoluta bolométrica magnitude M bol como:

utilizando as variáveis ​​tal como definidas anteriormente.

Corpos do sistema solar ( H )

Para planetas e asteróides é utilizada uma definição de magnitude absoluta de que é mais significativo para objetos não-estelares. A magnitude absoluta para um planeta, Mv , ou um asteróide, H , é definida como a grandeza aparente que o objecto teria se fosse uma unidade astronômica (UA), tanto do Sol e o observador, e em condições de oposição solares ideal . Na verdade, deve-se levar em conta que os corpos do Sistema Solar são iluminadas pelo Sol, portanto, a magnitude varia em função das condições de iluminação, descrito pelo ângulo de fase . Esta relação é referida como a curva de fase . A magnitude absoluta é definida para o caso ideal de ângulo de fase igual a zero.

Planeta Mv
Mercúrio -0,613
Vênus -4,384
Terra -3,99
marte -1,601
Júpiter -9,395
Saturno -8,914
Urano -7,110
Netuno -7.00

Para converter um estelar ou uma magnitude absoluta galáctico em um planetário, subtrair 31,57. Magnitude nuclear de um cometa ( H 2 ) é uma escala diferente e não pode ser usado para uma comparação com o tamanho (de um asteróide H ) magnitude.

magnitude aparente

reflexão difusa na esfera e disco plano

A magnitude absoluta ( H ) pode ser usada para ajudar a calcular o valor aparente de um corpo sob condições diferentes.

em que d 0 é uma UA, χ é o ângulo de fase , o ângulo entre as linhas de corpo-observadores corpo-Sol e. Pela lei dos cossenos , temos:

p ( χ ) é a fase integrante (integração de luz reflectida, um número no intervalo de 0 a 1).

Exemplo: Ideal difusa reflectindo esfera . A primeira aproximação razoável para corpos planetários

Uma esfera difusa de fase completa reflete 2 / 3 tanta luz como um disco difuso do mesmo diâmetro.

distâncias:

  • d BO é a distância entre o observador e o corpo
  • d BS é a distância entre o Sol e o corpo
  • d OS é a distância entre o observador eo Sun

Nota: porque os corpos do Sistema Solar nunca são perfeitas refletores difusas, os astrônomos usam empiricamente derivado relações de prever magnitudes aparentes quando a precisão é necessária.

Exemplo

Lua:

  • H Lua = 0,25
  • d OS = d BS = 1 UA
  • d BO = 3,845 x 10 8  m = 0,002 57  UA

Como brilhante é a Lua da Terra?

  • Lua cheia: χ = 0 , P ( χ ) ≈ 2 / 3
    Valor real: -12,7. A lua cheia reflete 30% mais luz do que um refletor difuso perfeita prevê.
  • Lua trimestre: χ = 90 ° = π / 2 , p ( χ ) ≈ 2 / (se reflector difuso)
    Valor real: aproximadamente -11. A fórmula reflector difuso faz bem para as fases menores.

Meteors

Para um meteoro , a distância padrão para a medição de grandezas é a uma altitude de 100 km (62 milhas) no observador do zénite .

Veja também

Referências

links externos