Absolutni izsev

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
(Preusmerjeno s strani Absolutni sij)
Jump to navigation Jump to search

Absolútni izsèv, oziroma absolútna magnitúda je v astronomiji sij zvezde, kakršen je v resnici in ne kot ga vidimo z Zemlje.

Gre za standard, ki nam pove, kako svetla bi bila posamezna zvezda, če bi jo postavili na oddaljenost 10 parsekov (10 · 2,62 svetlobnih let), oziroma kakšen bi bil njen navidezni sij. Absolutni izsev je lahko dobro izhodišče za izračun mase zvezde. Razmerje med količnikom izseva zvezde in izseva Sonca je enako razmerju med maso zvezde in Sončevo maso, pri čemer sta slednja podana s koeficientom a. Za zvezde iz glavnega niza ta znaša 3 (to je bilo potrjeno za vse zvezde svetlostnega razreda V). Če torej poznamo izsev zvezde, lahko izračunamo njeno maso. Ta znaša vrednost izseva zvezde na potenco 1/3, kar je 0,33. Pri drugih zvezdah, orjakinjah vseh vrst (I, I-0, II-a, II-b, III) in zvezdah drugih spektralnih razredov kot V (IV, VI, VII) je koeficient 2/7.

Zvezde imajo absolutni izsev od skoraj -90,00 pa vse do 17,00.

Za absolutni izsev velja enak dogovor kot za navidezni sij, razlika med stopnjami svetlosti je ~2,51 (saj je 2,515 ≈ 100). Absolutni izsev naše Galaksije je na primer približno -20,5. Kvazar z absolutnim izsevom -25,5 je stokrat svetlejši kot naša galaksija. Če bi lahko hkrati na isti razdalji videli kvazar in našo Galaksijo, bi bil kvazar za 5 velikostnih razredov (magnitud) (oziroma 100-krat) svetlejši od naše Galaksije.

Umovanje o koeficientu a[uredi | uredi kodo]

Gre za dve možnosti. Koeficient a je lahko stalen in nespremenljiv, ali pa se spreminja. V veljavi je dejstvo, da znaša a pri običajnih zvezdah, ki so pritlikave in bolj ali manj podobne Soncu (so spektralnega razreda V), 3, kar pomeni, da njegova masa raste s tretjo potenco. Tako se da na hitro ugotoviti, da znaša vrednost mase zvezde med 0,08 in približno 63,00 mas Sonca. Čeprav naj bi bil prag zvezd po nekaterih merilih znašal celo 155,00 mas Sonca.

Zvezda z desetimi sončevimi masami bi torej imela izsev približno 1000. Zvezda s 63 Sončevimi masami pa 265.000 izsevov Sonca. Vsemu navkljub pa ta odnos ne velja za druge zvezde, kot so to npr. orjakinje vseh vrst. Pri teh se dejanski masi bolj prilega vrednost 3,5, kar pomeni, da njihova masa narašča s potenco sedmih polovic.

Če se vrednost a spreminja za najmanj masivne in najbolj masivne zvezde, pa veljajo vrednosti: da pri orjakinjah a znaša 1,6; kar pomeni, da njihova masa narašča. Pri pritlikavih zvezdah pa znaša vrednost a 4,8.

Telesa Osončja (H)[uredi | uredi kodo]

Abs. mag (H)
in premer
za asteroide
(albedo=0,15)[1]
H Premer
10 34 km
12,6 10 km
15 3,4 km
17,6 1 km
19,2 500 metrov
20 340 metrov
22,6 100 metrov
24,2 50 metrov
25 34 metrov
27,6 10 metrov
30 3,4 metrov

Za planete in asteroide je definicija absolutne magnitude še drugačna (prav tako za vse ostale objekte razen Sonca in Zemlje v Osončju). Ta absolutna magnituda, imenovana tudi , je definirana kot navidezna magnituda, ki bi jo imelo telo v idealni sončevi opoziciji (postavitev, ki je v praksi nemogoča), če bi bilo od Sonca in od opazovalca naenkrat oddaljeno natanko 1 astronomsko enoto (AU).[2] Telesa Osončja so osvetljena s Soncem, in se torej magnituda spreminja kot funkcija v pogojih osvetljevanja, opisana kot fazni kot. To razmerje se pogosto imenuje fazna krivulja. Absolutna magnituda je svetlost v faznem kotu nič, v položaju imenovanem tudi opozicija.

Navidezna magnituda[uredi | uredi kodo]

Fazni kot se lahko izračuna iz razdalj telo-Sonce, opazovalec-Sonce in opazovalec-telo izpelje z uporabo kosinusnega izreka.

Absolutna magnituda se lahko uporabi za izračun navidezne magnitude telesa . Za telo, ki odbija sončevo svetlobo, sta in povezana z naslednjo relacijo

kjer je fazni kot, ki je kot med telesom, Soncem in opazovalcem. je fazni integral (integriranje odbite svetlobe; število na intervalu 0 do 1).[3]

Po kosinusnem izreku dobimo:

Razdalje:

  • dBO je razdalja med telesom in opazovalcem
  • dBS je razdalja med telesom in Soncem
  • dOS je razdalja med opazovalcem in Soncem
  • d0 je 1 AU, povprečna razdalja med Zemljo in Soncem

Približki faznega integrala [uredi | uredi kodo]

Vrednost je odvisna od lastnosti površine, ki odbija svetlobo, v posebnem od odbojnosti površine. V praksi, se uporabljajo različni približki, ki temeljijo na znanih ali pričakovanih lastnostih površine.[3]

Planeti[uredi | uredi kodo]

Difuzni odboj na krogli in ploščatem disku
Svetlost s fazo za različne odbojne modele. Krogla na fazi nič odbija 2/3 svetlosti ploskega diska, medtem ko se diska za 90 stopinjami ne more več videti.

Planetarna telesa se lahko približajo z idealno difuzno odbijajočimi kroglami. Naj bo fazni kot v stopinjah, potem[4]

Difuzna krogla v polni fazi odbije dve tretjini svetlobe ploščatega diska enakega premera. Četrt faze () ima toliko svetlobe, kot pri polni fazi ().

Za razliko od tega je difuzni ploščati odbojni model preprosto , kar ni realistično, a upošteva opozicijski pojav za grobe površine, ki odbijajo več uniformne svetlobe nazaj na majhnih faznih kotih.

Definicija za geometrični albedo , merilo za odbojnost planetarnih površin, temelji na difuznem ploščatem odbojnem modelu. Absolutna magnituda , premer (v kilometrih)in geometrični albedo telesa so podani z[5][6]

km.

primer: Lunina absolutna magnituda se lahko izračuna iz njenega premera in geometričnega albeda :[7]

Dobimo , Na prvem/zadnjem krajcu, je (sodeč po difuznem odbojnem modelu), ki poda navidezno magnitudo . Resnična magnituda je nekoliko nižja, . Fazna krivulja Lune je preveč zapletena za difuzni odbojni model.[8]

Bolj napredni modeli[uredi | uredi kodo]

Ker telesa Osončja niso nikoli popolni difuzni odbojniki, uporabljajo astronomi različne modele za napovedovanje navideznih magnitud na osnovi znanih ali predpostavljenih lastnosti telesa.[3] Za planete je bil približek za popravljalni del v formuli za m izpeljan empirično, da bi ustrezal opazovanjih na različnih faznih kotih. Približki, ki jih priporoča Astronomski almanah[9] so (z v stopinjah):

Planet Približek za
Merkur −0,613
Venera −4,384
  • (za )
  • (za )
Zemlja −3,99
Mars −1,601
  • (za )
  • (za )
Jupiter −9,395
  • (za )
  • (za )
Saturn −8,914
  • (za planet in prstane, in )
  • (za samo kroglo, )
  • (za samo kroglo, )
Uran −7,110 (za )
Neptun −7,00 (za in )

Tukaj je površinska inklinacija Saturnovih prstanov (njihov naklon glede na opazovalca), ki se, videna z Zemlje, spreminja med 0° and 27° skozi eno Saturnovo orbito. je majhen popravek, ki je odvisen od Uranovih pod-Zemeljiskih in pod-Solarnih širin. je leto našega štetja. Neptunova absolutna magnituda se rahlo spreminja zaradi sezonskih pojavov, ko se planet pomika po svoji 165-letni tirnici okoli Sonca, približek pa je veljaven le po letu 2000. Za nekaj pogojev, recimo za Venero, je nedostopnih, zato je fazna krivulja v teh primerih neznana.

Primer: Na 1 januar 2019 je bila Venera od Sonca oddaljena , od Zemlje pa . Takrat je bila v faznem kotu (blizu faze krajca (četrtina)). Pod pogoji polne faze bi imela Venera magnitudo Če upoštevamo kot veliko faze, nam izraz za popravek poda resnično navidezno magnitudo To je blizu vrednosti ki jo je napovedal Jet Propulsion Laboratory.[10]

Zemljin albedo se spreminja s faktorjem 6, od 0,12 v brez-oblačnem primeru, do 0,76 v primeru altostratusi. Absolutna magnituda tukaj predstavlja albedo 0,434. Zemljina navidezna magnituda se ne more predvideti tako natančno, kot za ostale planete.[9]

Asteroidi[uredi | uredi kodo]

Asteroid 1 Ceres, kakor ga je posnelo vesoljsko plovilo Dawn na faznih kotih 0°, 7° in 33°. Leva slika na faznem kotu 0° pokaže svetlost zaradi opozicijskega pojava.
Fazni integrali za različne vrednosti G
Povezava med naklonskim parametrom in opozicijskim pojavom. Večje vrednosti za predstavljajo manj izpostavljen opozicijski pojav. Za večino asteroidov je predpostavljen , kar predstavlja opozicijski pojav .

Če ima telo atmosfero, odseva svetlobo manj ali več izotropno v vse smeri, njegova svetlost pa se lahko izračuna kot difuzni odbojnik. Telesa brez atmosfere, kot asteroidi in lune, odsevajo svetlobo močneje v eno smer, njihova svetlost pa se zelo spreminja, ko se fazni kot približuje . To hitro svetlenje se imenuje opozicijski pojav. Njegova svetlost je odvisna od fizikalnih lastnosti površine telesa, in se torej razlikuje od asteroida do asteroida.[3]

Leta 1985 je IAU sprejela pol-empirični sistem , ki temelji na dveh parametrih in , ki se imenujeta absolutna magnituda in naklon, da ustvari model za opozicijski pojav za efemeride, ki jih je objavil Center malih planetov.[11]

kjer

fazni integral je

in

za ali , , , in .[12]

Ta povezava velja za fazne kote , najbolje pa drži, ko je .[13]

Naklonski parameter pove velikost opozicije, največkrat 0,3 mag, ko je telo blizu opozicije. Natančno je poznan le za majhno število asteroidov, torej je predpostavljen za večino asteroidov z .[13] V redkih primerih je lahko tudi negativen.[12][14] Primer je 101955 Bennu, z .[15]

Leta 2012 je bil sistem uradno zamenjan z izboljšanim sistemom s tremi parametri , in , ki ustvari še bolj natančne rezultate, če je opozicijski pojav zelo majhen ali omejen na majhne fazne kote. A leta 2019 sistema ni odobril niti Center za male planete, niti Jet Propulsion Laboratory.[3][16]

Navidezna magnituda asteroidov se spreminja med vrtenjem na časovnih intervalih nekaj sekund do nekaj tednov, odvisno od njihove rotacijske periode, tudi do ali več.[17] Njihova magnituda se lahko spreminja tudi z opazovalne smeri, odvisno od njihovega osnega naklona. V veliko primerih ni znana niti rotacijska perioda, niti osni naklon, kar omejuje napovedi. Predstavljeni modeli tukaj ne zajemajo takšnih pojavov.[13][3]

Magnitude kometov[uredi | uredi kodo]

Svetlost kometa se podaja ločeno kot celotna magnituda (, svetlost, integrirana skozi celotni vidni podaljšek kome) in magnituda jedra (, samo svetlost središčnega območja).[18] Obe sta drugačni lestvici kot magnitude za planete in asteroide in ne se morejo primerjati z absolutno magnitudo asteorida H.

Aktivnost kometov se spreminja z njihovo oddaljenostjo od Sonca. Njihova svetlost se lahko približa z

kjer sta zaporedoma navidezna celotna magnituda in magnituda jedra, sta "absolutna" celotna magnituda in magnituda jedra, in sta razdalji telo-Sonce in telo-opazovalec, je astronomska enota in sta naklonska parametra, ki ponazarjata kometovo aktivnost. Za se to posploši na popolnoma odsevno telo.[19]

Na primer svetlobna krivulja kometa C/2011 L4 (PANSTARRS) se lahko približa z [20] Na dan prehoda perihelija, 10. marca 2013, je bil komet PANSTARRS od Sonca oddaljen in od Zemlje. Celotno navidezna magnituda se je takrat napovedala . The Minor Planet Center poda podobno vrednost, .[21]

Absolutne magnitude in velikosti jeder kometov
Komet Absolutna
magnituda [22]
Premer
jedra
Komet Sarabat −3,0 ≈100 km?
Komet Hale-Bopp −1,3 60 ± 20 km
Halleyjev komet 4,0 14,9 x 8,2 km
povprečni novi komet 6,5 ≈2 km[23]
289P/Blanpain (med izbruhom 1819) 8,5[24] 320 m[25]
289P/Blanpain (normalna aktivnost) 22,9[26] 320 m

Absolutna magnituda kateregakoli kometa se lahko dramatično spreminja. Lahko se spremeni skupaj s spremembo njegove aktivnost, ali če je komet v fazi izbruha. To naredi absolutno magnitudo težko za ocenjevanje velikosti. Ko je bil leta 1819 odkrit komet 289P/Blanpain, je bila njegova absolutna magnituda ocenjena na .[24] Kasneje so komet izgubili, odkrili so ga šele leta 2003. Takrat je njegova absolutna magnituda padla na ,[26] leta 1819 pa je bil komet v fazi izbruha. Leta 1819 je 289P/Blanpain dosegel svetlost za opazovanje s prostim očesom (5–8 mag), četudi je to eden izmed kometov z najmanjšimi jedri, ki so se kadarkoli fizično zaznali. Takšni kometi po navadi niso nikoli svetlejši od 18 mag.[24][25]

Za nekatere komete, ki so jih opazovali na dovolj velikih heliocentričnih razdaljah, da se loči svetlobo, ki je odbita od kome in samega jedra, so izračunali velikost, ki je analogna tisti za asteroide.[27]

Glej tudi[uredi | uredi kodo]

Sklici[uredi | uredi kodo]

  1. CNEOS približek velikosti asteroidov
  2. Luciuk, M., Astronomical Magnitudes (PDF), str. 8, pridobljeno dne 11 January 2019
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 Karttunen, H.; Kröger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, K. J. (2016). Fundamental Astronomy. Springer. str. 163. ISBN 9783662530450.
  4. Whitmell, C. T. (1907), "Brightness of a planet", The Observatory, 30: 97, Bibcode:1907Obs....30...96W
  5. Bruton, D., Conversion of Absolute Magnitude to Diameter for Minor Planets, Stephen F. Austin State University, pridobljeno dne 12 January 2019
  6. The factor for a diffuse disk reflector can be computed as , where , the absolute magnitude of the Sun, and
  7. Albedo of the Earth, Department of Physics and Astronomy, pridobljeno dne 12 January 2019
  8. Luciuk, M., Albedo – How bright is the Moon?, pridobljeno dne 12 January 2019
  9. 9,0 9,1 Anthony, M.; Hilton, J. L. (October 2018). "Computing apparent planetary magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing. 25: 10–24. arXiv:1808.01973. Bibcode:2018A&C....25...10M. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002.
  10. JPL Horizons (Ephemeris Type "OBSERVER", Target Body "Venus [299]", Observer Location "Geocentric [500]", Time Span "Start=2019-01-01 00:00, Stop=2019-01-02 00:00, Step=1 d", QUANTITIES=9,19,20,24), Jet Propulsion Laboratory, pridobljeno dne 11 January 2019
  11. Minor Planet Circular 10193 (PDF), Minor Planet Center, 27 December 1985, pridobljeno dne 11 January 2019
  12. 12,0 12,1 Lagerkvist, C.-I.; Williams, I. (1987), "Physical studies of asteroids. XV – Determination of slope parameters and absolute magnitudes for 51 asteroids", Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 68: 295–315
  13. 13,0 13,1 13,2 Dymock, R. (2007), "The H and G magnitude system for asteroids" (PDF), Journal of the British Astronomical Association, 117 (6): 342–343, pridobljeno dne 11 January 2019
  14. JPL Horizons (Version 3.75) (PDF), Jet Propulsion Laboratory, 4 April 2013, str. 27, pridobljeno dne 11 January 2013
  15. JPL Small-Body Database Browser – 101955 Bennu, Jet Propulsion Laboratory, 19 May 2018, pridobljeno dne 11 January 2019
  16. Shevchenko, V. G.; et al. (April 2016), "Asteroid observations at low phase angles. IV. Average parameters for the new H, G1, G2 magnitude system", Planetary and Space Science, 123: 101–116, doi:10.1016/j.pss.2015.11.007
  17. Harris, A. W.; Warner, B. D.; Pravec, P. (2016). "Asteroid Lightcurve Derived Data V16.0". NASA Planetary Data System. 246. Bibcode:2016PDSS..246.....H.
  18. Guide to the MPES (PDF), Minor Planet Center, str. 11, pridobljeno dne 11 January 2019
  19. Meisel, D. D.; Morris, C. S. (1976), "Comet brightness parameters: Definition, determination, and correlations", NASA. Goddard Space Flight Center the Study of Comets, Part 1, 393: 410–444, Bibcode:1976NASSP.393..410M
  20. Comet C/2011 L4 (PANSTARRS), COBS, pridobljeno dne 11 January 2019
  21. Minor Planet & Comet Ephemeris Service (C/2011 L4, ephemeris start date=2013-03-10), Minor Planet Center, pridobljeno dne 11 January 2019
  22. Kidger, M. (3 April 1997), Comet Hale-Bopp Light Curve, NASA JPL, pridobljeno dne 31 May 2019
  23. Hughes, D. W. (16 June 1989). "Cometary Absolute Magnitudes, their Significance and Distribution". Asteroids, comets, meteors III, Proceedings of a meeting (AMC 89) held at the Astronomical Observatory of the Uppsala University. Uppsala: 337. Bibcode:1990acm..proc..327H.
  24. 24,0 24,1 24,2 Yoshida, S. (24 January 2015), "289P/Blanpain", aerith.net, pridobljeno dne 31 May 2019
  25. 25,0 25,1 Jewitt, D. (2006). "Comet D/1819 W1 (Blanpain): Not Dead Yet" (PDF). Astronomical Journal. 131 (4): 2327. doi:10.1086/500390. Pridobljeno dne 31 May 2019.
  26. 26,0 26,1 289P/Blanpain (2013-07-17 last obs.), Jet Propulsion Laboratory, 18 May 2019, pridobljeno dne 31 May 2019
  27. Lamy, P. L.; Toth, I.; Fernandez, Y. R.; Weaver, H. A. (2004), The sizes, shapes, albedos, and colors of cometary nuclei (PDF), University of Arizona Press, Tucson, str. 223–264, Bibcode:2004come.book..223L