• bullet
  • Rejestracja
  • bullet
Artykuy: Jasno&#34...

Nawigacja

Jasność gwiazd



Jasność gwiazd




Jasność w astronomii to wielkość opisująca natężenie oświetlenia promieniowaniem gwiazd lub innych obiektw astronomicznych. Jest to ilość energii promieniowania świetlnego (światła) docierającej od danego obiektu astronomicznego, padającej w ciągu jednostki czasu prostopadle do kierunku promieniowania. Jasność gwiazd wyraża się zwykle w logarytmicznej skali wielkości gwiazdowych. Wielkości gwiazdowe jako pierwszy wprowadził Ptolemeusz, uznawał on podział na 6 wielkości. W roku 1830 pracę Ptolemeusza zaczął kontynuować Herschel. Wypowiedział on pogląd, że rżnicom w wielkościach gwiazdowych odpowiadają określone stosunki natężeń całkowitego blasku. Oceniał on przy tym, że gwiazda 1 wielkości daje około 100 razy więcej światła niż gwiazda 6 wielkości. Zasadę tą przyjął angielski astronom Pogson w swojej skali fotometrycznej, zgodnie z ktrą rżnicy o 5 wielkości gwiazdowych odpowiada dokładnie stosunek natężeń rwny 100.

Im/Im+5 = 100 lub log Im – log Im+5 =2.

Gdzie Im i Im+5 oznaczają natężenie blasku odpowiadające wielkościom m i m+5. Z ostatniego wzoru wynika, że rżnicy jednej wielkości odpowiada zależność:

log Im – log Im+1 = 2:5 = 0,4.

Liczba 0,4 jest logarytmem liczby 2,512, czyli rżnicy w wielkościach gwiazdowych o 1 wielkość odpowiada stosunek natężeń 2,512. Te rozważania wynikają z założenia że logarytm stosunku natężeń jest proporcjonalny do rżnicy w wielkościach gwiazdowych. Proporcjonalność ta wyraża się wzorem:

log Im/In = 0,4 (n-m)

lub inaczej

n-m =2,5 log Im/In.

Wzory te są rżnymi postaciami prawa Pogsona i w każdej z tych postaci znajduje zastosowanie. Liczby m i n mogą przybierać wartości całkowite i ułamkowe, zarwno dodatnie jak i ujemne. Wielkości gwiazdowe oznaczamy literą m. Punkt zerowy skali wielkości gwiazdowych został tak wybrany, aby zgodnie z regułą Ptolemeusza najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem miały wielkość 6m . Przy takiej umowie blask najjaśniejszej gwiazdy Syriusza oznaczamy jako 1m,4 Księżyc w pełni ma blask oglny –12m,7, a widomy blask Słońca wynosi 26m,8. Najsłabsze gwiazdy, jakie dadzą się zaobserwować, największymi teleskopami ,mają widomy blask +24m, rozpiętość więc blasku widomego od Słońca do najsłabszych gwiazd wynosi 50 wielkości. Zgodnie z prawem Pogsona odpowiada to stosunkowi natężeń 1020:1.

Istnieją pojęcia jasności obserwowanej i jasności absolutnej. Dla jasności obserwowanej rozrżnia się: jasność wizualną, jasność fotograficzną, jasność fotometryczną: monochromatyczną (niebieską, czerwoną, podczerwoną itd. - dla danej części widma) oraz jasność bolometryczną - dla całego widma mierzona spoza atmosfery Ziemi. Gwiazdy na niebie rżnią się od siebie nie tylko barwą, ale też jasnością. Rzeczywistej jasności gwiazd na niebie jednak nie obserwujemy. Światło przychodzące od gwiazd jest osłabiana proporcjonalnie do kwadratu ich odległości, a także wskutek przejścia przez obłoki materii międzygwiazdowej. Ponieważ gwiazdy znajdują się w rżnych odległościach, światło każdej z nich jest inaczej osłabione, a na niebie możemy ocenić tylko ich jasność obserwowaną. Wielkość widoma (obserwowana) stanowi miarę jasności ciała niebieskiego widzianego z Ziemi: im większa odległość do danego ciała, tym większą drogę przebywa światło, ulegając rozproszeniu, a zatem tym mniejsza jego jasność. Ptolemeusz w swym katalogu podawał wielkości gwiazdowe z dokładnością do 1m dodając dla niektrych do liczby oznaczającej wielkość wyrazy mniej lub więcej. Herschel zwrcił uwagę na to, że oko może oceniać dość dokładnie małe rżnice w blasku gwiazd. Syn Herschela i Argelander opracowali blask gwiazd z dokładnością do 0m,1. Oceny blasku dokonywane przez obserwatorw położeń gwiazd były oparte na skali pamięciowej i choć obserwatorzy podawali wielkości z dokładnością do 0m,1 jednak systematyczne błędy zależne od subiektywnego charakteru ocen bywały dość duże, przekraczające niekiedy dla gwiazd słabszych 1m. Dokładnie wielkości gwiazdowe zaczęto dopiero poznawać, gdy opracowane zostały metody pomiarw fotometrycznych. Jasność obserwowaną gwiazd wyznaczamy metodami fotometrycznymi, porwnując ilość światła dochodzącego od gwiazdy z ilością światła standardu fotometrycznego. Jako standard fotometryczny możemy wykorzystać jakieś sztuczne źrdło światła lub inne gwiazdy o dokładnie wyznaczonych jasnościach. Gdy porwnujemy ilości światła wprost wzrokowo, mwimy o jasnościach wizualnych, gdy porwnujemy ilości światła zarejestrowanego na kliszy fotograficznej, mwimy o jasnościach fotograficznych. Oba typy jasności rżnią się nieznacznie między sobą. Rżnica między obserwowanymi jasnościami : wizualną i fotograficzną, jest spowodowana rżnicą czułości oka ludzkiego i emulsji fotograficznej na światło o rżnych długościach fal. Standardem fotometrycznym do wyznaczenie jasności wizualnych i fotograficznych jest grupa gwiazd z okolicy płnocnego bieguna świata, tzw. płnocny ciąg biegunowy. Obecnie najdokładniejszą metodą fotometryczną jest fotometria fotoelektryczna, wykorzystująca fotopowielacz do odbioru dochodzącego światła. W fotometrii wizualnej najdokładniejsze wyniki uzyskano za pomocą fotometrw opartych na zjawisku polaryzacji światła. W fotometrach tych głwnymi częściami składowymi były pryzmaty polaryzacyjne.

Gwiazd płnocnego ciągu biegunowego możemy wygodnie użyć do stwierdzenia o czułości naszego wzroku albo do wyznaczeniea zasięgu granicznej wielkości gwiazdowej naszego teleskopu.

Słońce jest dla nas najjaśniejszą gwiazdą, nie dlatego jednak, że swoją rzeczywistą mocą promieniowania przewyższa wszystkie inne gwiazdy, ale dlatego, że znajduje się bez porwnania bliżej niż one. Gdybyśmy jednak Słońce umieścili np. w odległości gwiazdy Rigel, ktrej jasność obserwowana wynosi +0,13m. i jest znacznie mniejsza niż jasność obserwowana Słońca( -26,73 m.), to okazałoby się, że Rigel jest 86 300 razy jaśniejszy. Dla porwnania przedstawię też widome jasności planet:

Merkury od +1,0m do –1,3m

Wenus od –3,6m do –4,4m

Mars od +2,0m do –2,6m

Jowisz od –1,1m do –2,4m

Saturn od +1,2m do –0,5m



Jasności obserwowane gwiazd nie charakteryzują zatem rzeczywistych parametrw co widać na jednym przykładzie. Dwie gwiazdy z letniego trjkąta, Altair i Deneb, mają niemal rwne jasności obserwowane : +0,76m i +1,25m., nie rżnią się rwnież barwą. Na pierwszy rzut oka może się wydawać, że są to gwiazdy niemal jednakowe. Tymczasem gdy zmierzymy ich odległości, okaże się, że Altair jest oddalony o 16,5 roku świetlnego, a Deneb o 931 lat świetlnych. Deneb jest zatem w rzeczywistości 2500 razy jaśniejszy niż Altair. Podobnych przykładw można by podać wiele. Rzeczywista jasność gwiazd jest więc całkiem inna niż ich jasność obserwowana. Porwnywanie rzeczywistej jasności gwiazd umożliwiają nam jasności absolutne gwiazd, wyrażane w absolutnych wielkościach gwiazdowych.

Rżnice pomiędzy mocą promieniowania poszczeglnych gwiazd są olbrzymie. Gwiazda S Doradus ma największą znaną moc promieniowania, przewyższającą milion razy moc promieniowania Słońca. Z drugiej strony, istnieją gwiazdy, ktrych moc promieniowania jest 550 000 do 700 000 razy mniejsza niż odpowiednia wartość dla Słońca. Gwiazda o nazwie Wolf 1055 ma moc promieniowania wynoszącą zaledwie 1/700 000 mocy promieniowania Słońca. Przypomnieć trzeba przy tym, że Słońce pod względem swej mocy promieniowania i rozmiarw jest przeciętną gwiazdą. Moc promieniowania większości gwiazd mieści się w przedziale od 0,0001 do 10 000 mocy promieniowania Słońca.

Opisane wyżej wielkości gwiazdowe nie są miarą całkowitej energii promieniowania wysyłanej przez gwiazdę. Taką miarą była by wielkość gwiazdowa, gdyby dało się ją zmierzyć za pomocą odbiornika, ktry byłby jednakowo czuły na energię promieniowania o dowolnej długości fali światła. Odbiorniki takie są na ogł nieznane. Najbardziej do nich zbliżone są ogniwa termoelektryczne. Wielkości gwiazdowe uzyskane za ich pomocą otrzymały nazwę wielkości radiometrycznych. Całkowitą energię wysyłaną przez gwiazdy w wszystkich długościach fali światła charakteryzuje tzw. Wielkość bolometryczna, ktrej nie wyznaczamy bezpośrednio z obserwacji, lecz obliczamy z wielkości fotometrycznych na podstawie znanej temperatury gwiazdy przy założeniu, że gwiazda promieniuje jako ciało doskonale czarne. Wielkości radiometryczne wyznaczane za pomocą ogniw termoelektrycznych są najbardziej zbliżone do wielkości bolometrycznych i mogłyby być na nie przeliczane, gdyby znane było dokładnie selektywne pochłanianie w atmosferze ziemskiej i w aparaturze. Na ogł wielkości bolometryczne są obliczane przez dodanie do wielkości wizualnej (np. wielkości V w układzie fotoelektrycznym U,B,V) tak zwanej bolometrycznej poprawki (BC) zgodnie ze wzorem:



mbol = mwiz +BC.



Umwiono się, że poprawka BC dal gwiazd o temperaturze 6800 K jest rwna 0. Promieniowanie ciała doskonale czarnego o tej temperaturze doskonale oddziałuje na oko. Przy tego rodzaju wyborze punktu zerowego poprawka BC jest zawsze ujemna.

Wielkość absolutna stanowi jasność, jaką miałoby dane ciało umieszczone w odległości 32,6 lat świetlnych. Dwie gwiazdy identyczne, położone w rżnych odległościach D1 i D2, wykazują rżny blask, gdyż widome natężenie ich światła I1 i I2 jest odwrotnie proporcjonalne do kwadratu odległości D1 i D2:

I1/I2=D22/D21.

W skutek tego rżnica wielkości gwiazdowych m1 i m2, odpowiadających natężeniom I1 i I2, wyraża się wzorem:

m1-m2 = -2,5log I1/I2 = 5log D1/D2.

Dla porwnania ze sobą rzeczywistych natężeń światła gwiazd należy sprowadzać ich blask do stałej odległości jednakowej dla wszystkich gwiazd. Za taką odległość umwiono się uważać 10 parsekw (32,6 lat świetlnych) i wielkość gwiazdową miałaby dana gwiazda, gdyby ją umieszczono w odległości 10 parsekw. Nosi nazwę jej wielkości absolutnej. Zależność miedzy wielkością widomą i absolutna wyraża wzr:

M= m+5-5log D,

przy czym odległość D wyrażamy w parsekach. Wzr ten możemy zapisać jeszcze w innej postaci. Zgodnie z definicją paralaksy heliocentrycznej

D=1/p0.

Podstawiając ten wzr do poprzedniego w miejsce D, otrzymamy często stosowany wzr na wielkość absolutną gwiazdy:

M= m+5+5log p0.

Wielkości absolutne wyrażamy w tych samych systemach fotometrycznych, w jakich są wyrażane wielkości widome. Na przykład w układzie U,B,V wielkość V Słońca wynosi –26m,78, pozostałe zaś wielkości B= -26m,61, U= -26m,06. Odległość Słońca D wynosi 1/206265 parseka. Podstawiając te wartości liczbowe do wzoru:

M= m+5-5log D,

otrzymamy na wielkość absolutną Mv Słońca wartość +4M,79, MB = +5M,41 i MU = +5M,51. Wielkość Bolometryczna Słońca jest rwna +4M,72. Słońce przeto, gdyby było odsunięte do standardowej odległości 10 parsekw , świeciłoby jako gwiazda blisko 5 wielkości, czyli byłoby z pewnym trudem dostrzegane gołym okiem. Wielkość m -M nosi nazwę modułu odległości. Gdybyśmy z właściwości fizycznych gwiazdy zdołali poznać wielkość absolutną M gwiazdy, to znając m znalibyśmy moduł odległości, a tym samym przy założeniu zupełnej przezroczystości międzygwiazdowej znalibyśmy rwnież odległość gwiazdy. Zasada ta znalazła zastosowanie przy wyznaczaniu paralaks spektralnych gwiazd.

Na mapach nieba i w katalogach najjaśniejsze gwiazdy oznacza się czasami literami alfabetu greckiego. Z reguły najjaśniejsza gwiazda otrzymuje symbol ?, druga co do jasności symbol , trzecia ? itd. Gwiazdozbiory zostały nazwane w astronomii ich nazwami łacińskimi. Dla uściślenia nazewnictwa greckie symbole literowe gwiazd zostały połączone z łacińskimi nazwami gwiazdozbiorw. Tak więc Syriusz nazywany jest także ? Canis Maioris (? Wielkiego Psa), a Gwiazda Polarna nazywana jest ? Ursae Minoris (? Małej Niedźwiedzicy).



15 najjaśniejszych gwiazd widocznych w Polsce:



Nazwa polska Oznaczenie Wielkość gwiazdowa

Syriusz ? Canis Maioris -1,6m

Arktur ? Bootis 0,0m

Wega ? Lyrae 0,0m

Kapella ? Aurigae 0,1m

Rigel Orionis 0,3m

Procjon ? Canis Minoris 0,4m

Betelgeuse ? Orionis 0,7m

Altair ? Aquilae 0,8m

Aledebaran ? Tauri 0,9m

Spica ? Virginis 1,0m

Polluks Geminorum 1,1m

Deneb ? Cygni 1,2m

Regulus ? Leonis 1,3m

Antares ? Scorpii 1,5m

Kastor ? Geminorum 1,5m








Przykadowe prace

Etyka i polityka

Etyka i polityka ?Etyka i polityka? Aby zacząć rozważania nad etyką i polityką, należy najpierw podać ich definicje. Pierwszy raz słowa ?polityka? użył w swoim dziele Arystoteles, a znaczyło ono dla niego to, czym trudnią się obywatele greckiego polis, ...

Mozart

Mozart Wolfgang Amadeusz Mozart Wolfgang Amadeusz Mozart urodził się w Salzburgu, w Austrii, 27 stycznia 1756 roku. Kiedy był dzieckiem, miał wyjątkowy słuch, dlatego więc zaczął sam grać na fortepianie oraz skrzypcach. Uczył się pod kierownictwem swojego ojca, b...

Władza prezydenta w Polsce – zmniejszyć ja czy rozszerzyć??

Władza prezydenta w Polsce – zmniejszyć ja czy rozszerzyć?? Władza prezydenta w Polsce – zmniejszyć ja czy rozszerzyć?? CHINY Chiny to kraj konstytucyjnie socjalistyczny, jednak tak naprawdę w ChRL nastąpiła kapitalizacja, a rządząca krajem Komunist...

Francja

Francja Wiadomości oglne Państwo w zachodniej Europie, nad Oceanem Atlantyckim, Morzem Płnocnym i Morzem Śrdziemnym; od Wielkiej Brytanii oddzielona cieśninami La Manche i Kaletańską (szerokość 32 km); powierzchnia 551, 5 tys. km2; 57, 8 mln mieszkańcw (1994); Francuz...

RUCH ROBOTNICZY ( XlX / XX )

RUCH ROBOTNICZY ( XlX / XX ) Socjalizm i ruch robotniczy . Przy omawianiu ruchu robotniczego należy rozgraniczyć ruch robotniczy od ruchu socjalistycznego . ll poł. XlX w. to szczeglnie burzliwy rozwj społeczeństwa przemysłowego na ziemiach polskich . Szczeglne znaczenie mają tutaj z...

Żołnierz i cywil – bohaterowie powstania warszawskiego

Żołnierz i cywil – bohaterowie powstania warszawskiego Żołnierz i cywil – bohaterowie powstania warszawskiego. Dokonaj analizy i interpretacji porwnawczej fragmentu Pamiętnika z powstania warszawskiego Mirona Białoszewskiego i wiersza Antoniego Słonimskiego Mogiła nie...

Saint Simon - głwne punkty jego myśli socjologicznej

Saint Simon - głwne punkty jego myśli socjologicznej 1. Wpływ Wielkiej Rewolucji Francuskiej na myśl Saint-Simona Za punkt wyjścia do przedstawienia poglądw Saint-Simona przyjmuje się moment, w ktrym zdał on sobie sprawę, że rozwj społeczeństwa w ...

Bezrobocie w Polsce

Bezrobocie w Polsce Zjawisko braku pracy zarobkowej dla osb zdolnych do pracy i jej poszukujących; bezpośrednią przyczyną bezrobocia jest z reguły niewystarczająca liczba wolnych miejsc pracy dla ubiegających się o nie; przyczynami mogą być rwnież: wadliwa organizacja ry...

Zobacz wszystkie

Nawigacja

Tagi

studia szkoa streszczenie notatka ciga referat wypracowanie biografia opis praca dyplomowa opracowania test liceum matura ksika

Prawa

Do g?ry