Sterne der Stärke 3 bis 4. Wie schön ist diese Welt! Die Größenordnung erwies sich als sehr praktisches Konzept

Sogar Menschen, die weit von der Astronomie entfernt sind, wissen, dass Sterne unterschiedliche Helligkeiten haben. Die hellsten Sterne sind am überbelichteten Stadthimmel gut sichtbar, während die schwächsten Sterne unter idealen Beobachtungsbedingungen kaum sichtbar sind. Um die Helligkeit von Sternen und anderen Himmelskörpern (z. B. Planeten, Meteoren, Sonne und Mond) zu charakterisieren, haben Wissenschaftler eine Skala der Sterngrößen entwickelt.

Konzept „Sterngröße“ seit über 2000 Jahren von Astronomen genutzt. Es wurde wahrscheinlich erstmals im 2. Jahrhundert v. Chr. vom berühmten antiken griechischen Astronomen und Mathematiker Hipparchos eingeführt. Hipparchos beobachtete regelmäßig den Sternenhimmel von der Insel Rhodos in der Ägäis und wurde eines Tages Zeuge des Erscheinens eines neuen hellen Sterns im Sternbild Skorpion. Beeindruckt von diesem Ereignis beschloss der Astronom, einen Sternenkatalog zu erstellen, um schnell neue Sterne zu finden, falls in Zukunft welche auftauchen. Infolgedessen schrieb der Astronom 1025 Sterne um: Er gab nicht nur für jeden Stern Koordinaten an, sondern teilte sie auch in 6 Größenordnungen ein.

Am meisten hell Hipparchos den Sternen zugeordnet Erste Sterngröße und die meisten langweilig, für das Auge kaum sichtbar, - sechste. In diesem Fall wurden Sterne der 2. Größe als ebenso oft schwächer als Sterne der 1. Größe betrachtet, da Sterne der 3. Größe schwächer sind als Sterne der 2. Größe, und so weiter: Es wurde eine arithmetische Folge erhalten. Hipparchos‘ Katalog umfasste 15 Sterne der ersten Größe, 45 Sterne der zweiten, 208 der dritten, 474 der vierten, 217 der fünften und 49 Sterne der sechsten Größe (plus mehrere Nebel).

Warum benannte Hipparchos die Eigenschaften der Helligkeit von Sternen? Größe?

In der Antike glaubten die Menschen, dass sich die Sterne in der gleichen Entfernung von der Erde auf der Himmelskugel befanden, sodass der Unterschied in der Helligkeit der Sterne durch den Unterschied in ihrer tatsächlichen Größe oder Helligkeit erklärt wurde.

Daher müssen Sterne der ersten Größe viel größer gewesen sein als Sterne der sechsten Größe.

Nach der von Hipparchos eingeführten Skala hatten Sterne wie , Deneb oder Capella die erste Größe (abgekürzt als 1 m) und waren die größten, „wichtigen“ Sterne. Die Sterne des Ursa-Major-Eimers waren durchschnittlich 2 m groß, es handelte sich also bereits um „kleinere“ Sterne. Im Laufe der Zeit erkannten Astronomen, dass die Sterngröße nicht die tatsächliche Größe des Sterns bestimmt, sondern nur seine Brillanz die Beleuchtung, die es auf der Erde erzeugt Sie verwendeten jedoch weiterhin die Hipparchos-Skala.

Es ist zu beachten, dass die Helligkeitsskala umgekehrt ist: Je heller der Stern, desto kleiner ist seine Helligkeit. Umgekehrt gilt: Je dunkler der Stern, desto größer ist seine Helligkeit.

Mitte des 19. Jahrhunderts erforderte die Entwicklung der Wissenschaft eine genauere Bestimmung der Helligkeit von Leuchten. Insbesondere stellte sich heraus, dass das menschliche Sehen auf eine besondere Weise strukturiert ist: Wenn sich die Beleuchtung im geometrischen Verlauf ändert, übermittelt es uns Empfindungen im arithmetischen Verlauf. Es stellte sich heraus, dass nicht 6 Sterne der 6. Größe die gleiche Beleuchtung erzeugen wie ein Stern der 1. Größe (wie bisher angenommen), sondern ganze Hundert!

Im Jahr 1856 schlug der englische Astronom Norman Pogson die Konstruktion einer Größenskala vor, die das psychophysische Gesetz des Sehens berücksichtigt. Laut Pogson erzeugte ein Stern 1. Größe per Definition genau die 100-fache Helligkeit eines 6-Meter-Sterns. Somit stellt sich heraus, dass die moderne Helligkeitsskala logarithmisch ist: Ein Stern 1. Größe ist ungefähr 2,512-mal heller als ein Stern 2. Größe, und dieser wiederum ist 2,512-mal heller als ein Stern 3. Größe und so weiter.

Die Sterngröße ist ein dimensionsloses Merkmal der Brillanz eines Himmelskörpers. Dieses Bild zeigt den berühmten Doppelsternhaufen im Sternbild Perseus. Die hellsten Sterne auf dem Foto haben die 6. Größe, die schwächsten etwa die 17. Größe. Nach Pogsons Formel sind die hellsten Sterne auf dem Foto 25.000 Mal heller als die kaum sichtbaren. © New Forest Observatory

Aber warum melden? Was sollte als Nullpunkt angenommen werden?

Wie Sie wissen, ist die Astronomie eine exakte Wissenschaft und daher muss jede physikalische Eigenschaft in bestimmten Größen gemessen werden. Kraft wird also in Newton gemessen, Energie in Joule. In diesem Sinne ist die Sterngröße ein dimensionsloses Merkmal der Brillanz von Himmelskörpern. Pogson schlug vor, die Helligkeit des Polarsterns mit genau 2 m anzunehmen (so wie Celsius den Gefrierpunkt von Wasser mit 0° annahm) und auf dieser Grundlage die Helligkeit der anderen Sterne zu bestimmen. Doch später stellte sich heraus, dass die Helligkeit des Polarsterns nicht konstant ist, und so wurde Wega als Maßstab genommen. Heutzutage wird 0 m als wohldefinierte Beleuchtung angesehen, die dem Energiewert entspricht E=2,48*10^-8 W/m².

Eigentlich genau Erleuchtung und wird von Astronomen bei Beobachtungen bestimmt und erst dann speziell in Sterngrößen umgerechnet.

Sie tun dies nicht nur, weil „es häufiger vorkommt“, sondern auch, weil sich die Größenordnung als sehr praktisches Konzept erwiesen hat. Die Messung der Beleuchtungsstärke in Watt pro Quadratmeter ist äußerst umständlich: Bei der Sonne ist der Wert groß, bei schwachen Teleskopsternen sehr klein. Gleichzeitig ist es viel einfacher, mit Sterngrößen zu operieren (gerade weil es sich um eine logarithmische Skala handelt). Somit beträgt die Helligkeit der Sonne -26,73 m und die Helligkeit der schwächsten Objekte, von denen Bilder mit dem Hubble-Teleskop erhalten werden können, etwa 31,50 m. Wie Sie sehen, beträgt der Unterschied nur 58 „Schritte“.

Anfangs wurde die Helligkeit als Indikator für die Helligkeit von Sternen verwendet, die optisch (also visuell oder fotografisch) beobachtet wurden. Später wurde die Skala auf den ultravioletten und infraroten Strahlungsbereich erweitert. Es ist klar, dass Sterne bei unterschiedlichen Wellenlängen ungleichmäßig emittieren, daher hängt die Größe des Himmelskörpers von der spektralen Empfindlichkeit des Strahlungsempfängers ab.

Visuell Größe mv entspricht der spektralen Empfindlichkeit des menschlichen Auges (Maximum tritt bei der Wellenlänge Lambda = 555 µm auf).

Fotovisuell Größe V(oder Gelb) stimmt praktisch mit der visuellen überein, und derzeit wird die Helligkeit von Sternen und anderen Himmelskörpern in Katalogen für Astronomiebegeisterte auf der Skala der fotovisuellen Größen angegeben.

Fotografisch Größe B(oder Blau) wird bestimmt, indem die Helligkeit des Sterns mit einer für blaue Strahlen empfindlichen Fotoplatte oder mit einer Photomultiplierröhre mit einem Blaufilter gemessen wird.

Endlich, bolometrisch Größe mbol entspricht der gesamten Strahlungsleistung des Sterns in allen Spektralbereichen. Beispielsweise ist die bolometrische Helligkeit der Sonne nur geringfügig kleiner als die visuelle Helligkeit, da fast die gesamte Strahlung des Sterns im sichtbaren Bereich liegt. Andererseits bolometrischer Klang. LED Rote Zwerge sind viel kleiner als ihre visuelle Größe. Größenordnung, da der Großteil der Strahlungsenergie im Infrarotbereich liegt. Die gleiche Situation wird bei heißen Sternen der Spektralklassen O und B beobachtet, die hauptsächlich im Ultravioletten emittieren.

Größenskala. Zeichnung: Großes Universum

Wenn wir bisher von der Sterngröße sprachen, meinten wir scheinbare Größe , also derjenige, der direkt bei der Beobachtung eines Himmelskörpers erfasst wird. Scheinbare Größe bedeutet „beobachtbar“, „scheinbar“ und sagt nichts darüber aus, was wahre Leuchtkraft eines Himmelskörpers. Beispielsweise sieht die Venus am Himmel viel heller aus als jeder Stern; seine maximale Helligkeit erreicht -4,67 m. Dies bedeutet jedoch nicht, dass der Planet mehr Licht „aussendet“ als die Sterne; Der große Glanz der Venus erklärt sich aus ihrer Nähe zur Erde.

Um die tatsächlichen Lichtenergieströme von Himmelskörpern zu vergleichen, platzieren Astronomen diese üblicherweise in einem Standardabstand von 10 Parsec von der Erde. Absolute Größe (M) zeigt an Welche scheinbare Größe hätte der Himmelskörper, wenn die Entfernung zu ihm 10 Parsec betragen würde?.

Scheinbare Größen einiger Himmelskörper

Sonne: -26,73
Mond (Vollmond): -12,74
Venus (bei maximaler Helligkeit): -4,67
Jupiter (bei maximaler Helligkeit): -2,91
Sirius: -1,44
Vega: 0,03
Die schwächsten Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind: etwa 6,0
Sonne aus 100 Lichtjahren Entfernung: 7,30
Proxima Centauri: 11,05
Der hellste Quasar: 12,9
Die schwächsten vom Hubble-Teleskop fotografierten Objekte: 31,5

Sogar Menschen, die weit von der Astronomie entfernt sind, wissen, dass Sterne unterschiedliche Helligkeiten haben. Die hellsten Sterne sind am überbelichteten Stadthimmel gut sichtbar, während die schwächsten Sterne unter idealen Beobachtungsbedingungen kaum sichtbar sind.

Um die Helligkeit von Sternen und anderen Himmelskörpern (z. B. Planeten, Meteoren, Sonne und Mond) zu charakterisieren, haben Wissenschaftler eine Skala der Sterngrößen entwickelt.

Scheinbare Größe(m; oft einfach „Magnitude“ genannt) gibt den Strahlungsfluss in der Nähe des Beobachters an, also die beobachtete Helligkeit der Himmelsquelle, die nicht nur von der tatsächlichen Strahlungsleistung des Objekts, sondern auch von der Entfernung zu ihm abhängt.

Dabei handelt es sich um eine dimensionslose astronomische Größe, die die Beleuchtung charakterisiert, die ein Himmelsobjekt in der Nähe des Beobachters erzeugt.

Erleuchtung– Lichtmenge gleich dem Verhältnis des auf einen kleinen Bereich der Oberfläche einfallenden Lichtstroms zu seiner Fläche.
Die Beleuchtungseinheit im Internationalen Einheitensystem (SI) ist Lux (1 Lux = 1 Lumen pro Quadratmeter), in GHS (Zentimeter-Gramm-Sekunde) ist sie Phot (ein Phot entspricht 10.000 Lux).

Die Beleuchtung ist direkt proportional zur Lichtstärke der Lichtquelle. Wenn sich die Quelle von der beleuchteten Oberfläche entfernt, nimmt ihre Beleuchtung umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung ab (umgekehrtes Quadratgesetz).

Die subjektiv sichtbare Sterngröße wird als Helligkeit (bei Punktquellen) oder Helligkeit (bei ausgedehnten Quellen) wahrgenommen.

In diesem Fall wird die Helligkeit einer Quelle durch Vergleich mit der Helligkeit einer anderen Quelle als Standard angegeben. Solche Standards dienen meist als speziell ausgewählte Fixsterne.

Die Helligkeit wurde zunächst als Indikator für die sichtbare Helligkeit von Sternen im optischen Bereich eingeführt, später jedoch auf andere Strahlungsbereiche ausgeweitet: Infrarot, Ultraviolett.

Somit ist die scheinbare Helligkeit m oder Helligkeit ein Maß für die Beleuchtung E, die von der Quelle auf der Oberfläche senkrecht zu ihren Strahlen am Beobachtungsort erzeugt wird.

Historisch gesehen begann alles vor mehr als 2000 Jahren, als der antike griechische Astronom und Mathematiker Hipparchos(2. Jahrhundert v. Chr.) teilte die für das Auge sichtbaren Sterne in 6 Größenordnungen ein.

Hipparchos ordnete den hellsten Sternen die erste Größe zu, den dunkelsten, kaum sichtbaren Sternen die sechste, der Rest verteilte sich gleichmäßig auf mittlere Größen. Darüber hinaus nahm Hipparchos die Einteilung in Sterngrößen vor, so dass Sterne der 1. Größe genauso viel heller erschienen als Sterne der 2. Größe, wie sie heller erschienen als Sterne der 3. Größe usw. Das heißt, von Abstufung zu Abstufung nahm die Helligkeit der Sterne zu Sterne veränderten sich um ein und dieselbe Größe.

Wie sich später herausstellte, ist der Zusammenhang zwischen einer solchen Skala und realen physikalischen Größen logarithmisch, da eine Änderung der Helligkeit um die gleiche Häufigkeit vom Auge als Änderung um den gleichen Betrag wahrgenommen wird – empirisches psychophysiologisches Gesetz von Weber-Fechner, wonach die Intensität der Empfindung direkt proportional zum Logarithmus der Intensität des Reizes ist.

Dies liegt an den Besonderheiten der menschlichen Wahrnehmung. Wenn beispielsweise in einem Kronleuchter 1, 2, 4, 8, 16 identische Glühbirnen nacheinander leuchten, dann kommt es uns so vor, als würde die Beleuchtung im Raum ständig um das Gleiche zunehmen Menge. Das heißt, die Anzahl der eingeschalteten Glühbirnen sollte sich um die gleiche Anzahl (im Beispiel zweimal) erhöhen, sodass es für uns so aussieht, als ob die Helligkeitszunahme konstant ist.

Die logarithmische Abhängigkeit der Empfindungsstärke E von der physikalischen Intensität des Reizes P wird durch die Formel ausgedrückt:

E = k log P + a, (1)

wobei k und a bestimmte Konstanten sind, die von einem bestimmten sensorischen System bestimmt werden.

Mitte des 19. Jahrhunderts. Der englische Astronom Norman Pogson formalisierte die Größenskala, die das psychophysiologische Gesetz des Sehens berücksichtigte.

Basierend auf tatsächlichen Beobachtungsergebnissen postulierte er dies

Ein Stern der ersten Größe ist genau 100 Mal heller als ein Stern der sechsten Größe.

In diesem Fall wird gemäß Ausdruck (1) die scheinbare Größe durch die Gleichung bestimmt:

m = -2,5 log E + a, (2)

2,5 – Pogson-Koeffizient, Minuszeichen – eine Hommage an die historische Tradition (hellere Sterne haben eine geringere, auch negative, Helligkeit);
a ist der Nullpunkt der Größenskala, der durch eine internationale Vereinbarung über die Wahl des Basispunkts der Messskala festgelegt wird.

Wenn E 1 und E 2 den Größen m 1 und m 2 entsprechen, dann folgt aus (2) Folgendes:

E 2 /E 1 = 10 0,4(m 1 - m 2) (3)

Eine Verringerung der Helligkeit um ein m1 - m2 = 1 führt zu einer Erhöhung der Beleuchtungsstärke E um etwa das 2,512-fache. Wenn m 1 - m 2 = 5, was dem Bereich von der 1. bis zur 6. Größe entspricht, beträgt die Änderung der Beleuchtung E 2 / E 1 = 100.

Pogsons Formel in ihrer klassischen Form stellt eine Beziehung zwischen scheinbaren Sterngrößen her:

m 2 - m 1 = -2,5 (logE 2 - logE 1) (4)

Mit dieser Formel können Sie den Unterschied in den Sterngrößen bestimmen, nicht jedoch die Größen selbst.

Um damit eine absolute Skala zu erstellen, müssen Sie festlegen Nullpunkt– Helligkeit, die der Helligkeit Null (0 m) entspricht. Zunächst wurde die Helligkeit von Vega mit 0 m angenommen. Dann wurde der Nullpunkt neu definiert, aber für visuelle Beobachtungen kann Vega immer noch als Standard für die sichtbare Helligkeit von Null dienen (nach dem modernen System beträgt seine Helligkeit im V-Band des UBV-Systems +0,03 m, was nicht von Null zu unterscheiden ist). für das Auge).

Normalerweise wird der Nullpunkt der Magnitudenskala bedingt anhand einer Reihe von Sternen ermittelt, deren sorgfältige Photometrie mit verschiedenen Methoden durchgeführt wurde.

Außerdem wird eine wohldefinierte Beleuchtung als 0 m angenommen, was dem Energiewert E = 2,48 * 10 -8 W/m² entspricht. Eigentlich ist es die Beleuchtung, die Astronomen bei Beobachtungen bestimmen und erst dann speziell in Sterngrößen umrechnen.

Sie tun dies nicht nur, weil „es häufiger vorkommt“, sondern auch, weil sich die Größenordnung als sehr praktisches Konzept erwiesen hat.

Die Größenordnung erwies sich als sehr praktisches Konzept

Die Messung der Beleuchtungsstärke in Watt pro Quadratmeter ist äußerst umständlich: Bei der Sonne ist der Wert groß, bei schwachen Teleskopsternen sehr klein. Gleichzeitig ist es viel einfacher, mit Sterngrößen zu arbeiten, da die logarithmische Skala äußerst praktisch ist, um sehr große Bereiche von Größenwerten anzuzeigen.

Die Pogson-Formalisierung wurde später zur Standardmethode zur Schätzung der Sterngröße.

Zwar ist die moderne Skala nicht mehr auf sechs Größenordnungen oder nur das sichtbare Licht beschränkt. Sehr helle Objekte können eine negative Helligkeit haben. Sirius beispielsweise, der hellste Stern in der Himmelssphäre, hat eine Helligkeit von minus 1,47 m. Die moderne Skala ermöglicht es uns auch, Werte für Mond und Sonne zu erhalten: Der Vollmond hat eine Helligkeit von -12,6 m und die Sonne -26,8 m. Das Hubble-Orbitalteleskop kann Objekte beobachten, deren Helligkeit bis zu etwa 31,5 m beträgt.

Größenskala
(die Skala ist umgekehrt: niedrigere Werte entsprechen helleren Objekten)

Scheinbare Größen einiger Himmelskörper

So: -26.73
Mond (Vollmond): -12,74
Venus (bei maximaler Helligkeit): -4,67
Jupiter (bei maximaler Helligkeit): -2,91
Sirius: -1,44
Vega: 0,03
Schwächste mit bloßem Auge sichtbare Sterne: etwa 6,0
Sonne aus 100 Lichtjahren Entfernung: 7.30 Uhr
Proxima Centauri: 11.05
Hellster Quasar: 12,9
Die schwächsten vom Hubble-Teleskop fotografierten Objekte: 31,5

Stellen Sie sich vor, dass irgendwo draußen auf dem Meer in der Dunkelheit der Nacht ein Licht leise flackert. Wenn Ihnen ein erfahrener Segler nicht erklärt, was es ist, wissen Sie oft nicht: Es handelt sich entweder um eine Taschenlampe am Bug eines vorbeifahrenden Bootes oder um einen leistungsstarken Suchscheinwerfer von einem entfernten Leuchtturm.

In einer dunklen Nacht befinden wir uns in derselben Position und betrachten die funkelnden Sterne. Ihre scheinbare Brillanz hängt auch von ihrer wahren Lichtstärke ab, genannt Helligkeit, und aus ihrer Entfernung zu uns. Nur die Kenntnis der Entfernung zum Stern ermöglicht die Berechnung seiner Leuchtkraft im Vergleich zur Sonne. Beispielsweise wird die Leuchtkraft eines Sterns, der in Wirklichkeit zehnmal weniger hell ist als die Sonne, mit 0,1 ausgedrückt.

Die wahre Intensität des Lichts eines Sterns kann noch anders ausgedrückt werden, indem man berechnet, wie groß er uns erscheinen würde, wenn er sich in einer Standardentfernung von 32,6 Lichtjahren von uns befände, also in einer Entfernung, in der sich das Licht mit einer Geschwindigkeit von 300.000 Lichtjahren fortbewegt km/sec, hätte es in dieser Zeit geschafft.

Die Verwendung eines solchen Standardabstands hat sich für verschiedene Berechnungen als praktisch erwiesen. Die Helligkeit eines Sterns variiert wie bei jeder Lichtquelle umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung von ihm. Dieses Gesetz ermöglicht es uns, die absolute Helligkeit oder Leuchtkraft von Sternen zu berechnen und dabei die Entfernung zu ihnen zu kennen.

Als die Entfernungen zu den Sternen bekannt wurden, konnten wir ihre Leuchtstärken berechnen, das heißt, wir konnten sie sozusagen aneinanderreihen und unter den gleichen Bedingungen miteinander vergleichen. Man muss zugeben, dass die Ergebnisse erstaunlich waren, da man früher davon ausging, dass alle Sterne „unserer Sonne ähnlich“ seien. Die Leuchtkraft der Sterne erwies sich als erstaunlich vielfältig und kann in unserer Linie mit keiner Pionierlinie verglichen werden.

Wir werden nur extreme Beispiele für die Leuchtkraft in der Welt der Sterne nennen.

Der schwächste, der seit langem bekannt ist, war ein Stern, der 50.000 Mal schwächer als die Sonne ist und dessen absoluter Leuchtkraftwert +16,6 beträgt. Später wurden jedoch noch schwächere Sterne entdeckt, deren Leuchtkraft im Vergleich zur Sonne millionenfach geringer ist!

Die Dimensionen im Weltraum täuschen: Deneb von der Erde leuchtet heller als Antares, aber die Pistole ist überhaupt nicht sichtbar. Für einen Beobachter von unserem Planeten scheinen sowohl Deneb als auch Antares im Vergleich zur Sonne einfach unbedeutende Punkte zu sein. Wie falsch das ist, lässt sich anhand einer einfachen Tatsache beurteilen: Eine Waffe strahlt pro Sekunde so viel Licht aus wie die Sonne in einem Jahr!

Am anderen Rand steht die Sternenreihe „S“ von Golden Fish, nur in den Ländern der südlichen Hemisphäre der Erde als Sternchen sichtbar (also ohne Teleskop nicht einmal sichtbar!). Tatsächlich ist es 400.000 Mal heller als die Sonne und sein absoluter Leuchtkraftwert beträgt -8,9.

Absolut Der Leuchtkraftwert unserer Sonne beträgt +5. Nicht so viel! Aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren könnten wir ihn ohne Fernglas nur schwer erkennen.

Wenn die Helligkeit einer gewöhnlichen Kerze mit der Helligkeit der Sonne gleichgesetzt wird, dann ist das „S“ von Dorado im Vergleich dazu ein starker Scheinwerfer, und der schwächste Stern ist schwächer als das erbärmlichste Glühwürmchen.

Die Sterne sind also entfernte Sonnen, aber ihre Lichtintensität kann völlig anders sein als die unseres Sterns. Im übertragenen Sinne müsste der Austausch unserer Sonne gegen eine andere mit Vorsicht erfolgen. Im Licht des einen würden wir blind werden, im Licht des anderen würden wir wie in der Dämmerung umherirren.

Größenordnungen

Da die Augen das erste Messinstrument sind, müssen wir die einfachen Regeln kennen, die unsere Schätzungen der Helligkeit von Lichtquellen bestimmen. Unsere Einschätzung von Helligkeitsunterschieden ist eher relativ als absolut. Wenn wir zwei schwache Sterne vergleichen, sehen wir, dass sie sich merklich voneinander unterscheiden, aber bei zwei hellen Sternen bleibt der gleiche Helligkeitsunterschied für uns unbemerkt, da er im Vergleich zur Gesamtmenge des emittierten Lichts unbedeutend ist. Mit anderen Worten: Unsere Augen bewerten relativ, und nicht absolut Unterschied im Glanz.

Hipparchos war der erste, der mit bloßem Auge sichtbare Sterne entsprechend ihrer Helligkeit in sechs Klassen einteilte. Später wurde diese Regel etwas verbessert, ohne das System selbst zu ändern. Die Helligkeitsklassen wurden so verteilt, dass ein Stern der 1. Größe (der Durchschnitt von 20) hundertmal mehr Licht erzeugen würde als ein Stern der 6. Größe, der für die meisten Menschen an der Grenze der Sichtbarkeit liegt.

Eine Differenz von einer Größenordnung entspricht dem Quadrat von 2,512. Eine Differenz von zwei Größen entspricht 6,31 (2,512 zum Quadrat), eine Differenz von drei Größen entspricht 15,85 (2,512 zur dritten Potenz), eine Differenz von vier Größen entspricht 39,82 (2,512 zur vierten Potenz) und eine Differenz von fünf Magnituden entsprechen 100 (2,512 zum Quadrat).

Ein Stern der 6. Größe gibt uns hundertmal weniger Licht als ein Stern der 1. Größe, und ein Stern der 11. Größe ist zehntausendmal weniger. Wenn wir einen Stern der 21. Größe nehmen, dann wird seine Helligkeit weniger als das 100.000.000-fache betragen.

Wie bereits klar ist - der absolute und relative Fahrwert,
Die Dinge sind völlig unvergleichlich. Für einen „relativen“ Beobachter von unserem Planeten sieht Deneb im Sternbild Schwan etwa so aus. Tatsächlich würde die gesamte Erdumlaufbahn jedoch kaum ausreichen, um den Umfang dieses Sterns vollständig einzuschließen.

Um Sterne richtig zu klassifizieren (und sie unterscheiden sich alle voneinander), müssen Sie sorgfältig sicherstellen, dass im gesamten Intervall zwischen benachbarten Sterngrößen ein Helligkeitsverhältnis von 2,512 eingehalten wird. Es ist unmöglich, solche Arbeiten mit bloßem Auge durchzuführen; dazu sind spezielle Werkzeuge erforderlich Photometer Pickering, wobei der Nordstern oder sogar ein „durchschnittlicher“ künstlicher Stern als Standard verwendet wird.

Zur Vereinfachung der Messungen ist es außerdem notwendig, das Licht sehr heller Sterne abzuschwächen; Dies kann entweder mit einem Polarisationsgerät oder mit Hilfe von erreicht werden Photometrischer Keil.

Rein visuelle Methoden, selbst mit Hilfe großer Teleskope, können unsere Größenskala nicht auf schwache Sterne erweitern. Darüber hinaus sollten (und können) visuelle Messmethoden nur direkt am Teleskop durchgeführt werden. Daher wird in unserer Zeit bereits auf die rein visuelle Klassifizierung verzichtet und auf die Methode der Photoanalyse zurückgegriffen.

Wie kann man die Lichtmenge vergleichen, die eine Fotoplatte von zwei Sternen unterschiedlicher Helligkeit empfängt? Damit sie gleich aussehen, muss das Licht des helleren Sterns um einen bekannten Betrag abgeschwächt werden. Der einfachste Weg, dies zu erreichen, besteht darin, die Blende vor dem Teleskopobjektiv zu platzieren. Die in das Teleskop eintretende Lichtmenge variiert je nach Linsenfläche, sodass die Schwächung des Lichts jedes Sterns genau gemessen werden kann.

Wählen wir einen Stern als Standardstern und fotografieren ihn mit der vollen Öffnung des Teleskops. Dann legen wir fest, welche Blende bei einer bestimmten Belichtung verwendet werden sollte, um bei der Aufnahme eines helleren Sterns das gleiche Bild wie im ersten Fall zu erhalten. Das Verhältnis der Flächen der verkleinerten und vollen Löcher ergibt das Verhältnis der Helligkeit der beiden Objekte.

Diese Messmethode ergibt für jeden Stern im Bereich der 1. bis 18. Größe einen Fehler von nur 0,1 Magnitude. Die so erhaltenen Größen werden aufgerufen fotovisuell.

Setzen wir unseren algebraischen Ausflug zu den Himmelskörpern fort. In der Skala, die zur Beurteilung der Helligkeit von Sternen verwendet wird, können sie zusätzlich zu Fixsternen; Finden Sie einen Platz für sich und andere Leuchten – Planeten, Sonne, Mond. Wir werden speziell über die Helligkeit der Planeten sprechen; Hier geben wir auch die Größe von Sonne und Mond an. Die Sterngröße der Sonne wird durch die Zahl minus 26,8 und die des Vollmonds durch minus 12,6 ausgedrückt. Warum beide Zahlen negativ sind, dürfte dem Leser nach allem, was zuvor gesagt wurde, klar sein. Aber vielleicht wird ihn der nicht ausreichend große Unterschied zwischen den Größen der Sonne und des Mondes verwundern: Der erste ist „nur doppelt so groß wie der zweite“.

Vergessen wir jedoch nicht, dass die Größenbezeichnung im Wesentlichen ein gewisser Logarithmus (basierend auf 2,5) ist. Und so wie es beim Vergleich von Zahlen unmöglich ist, deren Logarithmen durcheinander zu dividieren, macht es beim Vergleich von Sterngrößen keinen Sinn, eine Zahl durch eine andere zu dividieren. Die folgende Berechnung zeigt das Ergebnis eines korrekten Vergleichs.

Wenn die Helligkeit der Sonne „minus 26,8“ beträgt, bedeutet dies, dass die Sonne heller ist als ein Stern der ersten Größe

2.527,8 Mal. Der Mond ist heller als ein Stern erster Größe

2.513,6 mal.

Das bedeutet, dass die Helligkeit der Sonne größer ist als die Helligkeit des Vollmondes

2,5 27,8 2,5 14,2 mal. 2,5 13,6

Nach der Berechnung dieses Wertes (anhand von Logarithmentabellen) erhalten wir 447.000. Dies ist also das korrekte Verhältnis der Helligkeiten von Sonne und Mond: Das Tageslicht beleuchtet die Erde bei klarem Wetter 447.000 Mal stärker als der Vollmond wolkenlose Nacht.

Wenn man bedenkt, dass die vom Mond emittierte Wärmemenge proportional zur Lichtmenge ist, die er streut – und das trifft wahrscheinlich ziemlich genau zu –, müssen wir zugeben, dass der Mond uns 447.000 Mal weniger Wärme sendet als die Sonne. Es ist bekannt, dass jeder Quadratzentimeter an der Grenze der Erdatmosphäre von der Sonne etwa 2 kleine Kalorien Wärme pro Minute erhält. Das bedeutet, dass der Mond pro Minute nicht mehr als 225.000stel einer kleinen Kalorie auf 1 cm2 der Erde sendet (das heißt, er kann 1 g Wasser in 1 Minute um 225.000stel Grad erhitzen). Dies zeigt, wie unbegründet alle Versuche sind, dem Mondlicht irgendeinen Einfluss auf das Wetter auf der Erde zuzuschreiben2).

1) Im ersten und letzten Viertel beträgt die Helligkeit des Mondes minus 9.

2) Die Frage, ob der Mond durch seine Schwerkraft das Wetter beeinflussen kann, wird am Ende des Buches diskutiert (siehe „Der Mond und das Wetter“).

Der weit verbreitete Glaube, dass Wolken unter dem Einfluss der Vollmondstrahlen oft schmelzen, ist ein grober Irrglaube, der damit erklärt wird, dass das Verschwinden von Wolken in der Nacht (aus anderen Gründen) nur bei Mondlicht sichtbar wird.

Verlassen wir nun den Mond und berechnen wir, wie oft die Sonne heller ist als der hellste Stern am gesamten Himmel – Sirius. Wenn wir auf die gleiche Weise wie zuvor argumentieren, erhalten wir das Verhältnis ihrer Brillanz:

2,5 27,8	2,5 25,2
2,52,6

d.h. die Sonne ist 10 Milliarden Mal heller als Sirius.

Sehr interessant ist auch die folgende Rechnung: Wie oft ist die Beleuchtung des Vollmondes heller als die Gesamtbeleuchtung des gesamten Sternenhimmels, also aller mit bloßem Auge sichtbaren Sterne auf einer Himmelshalbkugel? Wir haben bereits berechnet, dass Sterne der ersten bis einschließlich sechsten Größe zusammen so viel leuchten wie hundert Sterne der ersten Größe. Das Problem besteht also darin, zu berechnen, wie oft der Mond heller ist als hundert Sterne der ersten Größenordnung.

Dieses Verhältnis ist gleich

2,5 13,6

100 2700.

In einer klaren, mondlosen Nacht empfangen wir vom Sternenhimmel also nur das 2700stel des Lichts, das der Vollmond aussendet, und zwar 2700 x 447.000, also 1200 Millionen Mal weniger als die Sonne an einem wolkenlosen Tag.

Fügen wir noch das Ausmaß des normalen Internationalen hinzu

„Kerzen“ in einem Abstand von 1 m ist gleich minus 14,2, was bedeutet, dass eine Kerze im angegebenen Abstand um 2,514,2-12,6 heller leuchtet als der Vollmond, also viermal.

Es könnte auch interessant sein zu bemerken, dass der Suchscheinwerfer eines Flugzeugfeuers mit einer Leistung von 2 Milliarden Kerzen aus der Entfernung des Mondes als Stern der 4½-ten Größe sichtbar wäre, d. h. mit bloßem Auge unterschieden werden könnte.

Der wahre Glanz der Sterne und der Sonne

Alle Glanzschätzungen, die wir bisher gemacht haben, bezogen sich nur auf die scheinbare Helligkeit. Die angegebenen Zahlen geben die Helligkeit der Leuchten in den Entfernungen an, in denen sie sich tatsächlich befinden. Aber wir wissen genau, dass die Sterne nicht gleich weit von uns entfernt sind; Die sichtbare Helligkeit der Sterne verrät uns daher sowohl über ihre wahre Helligkeit als auch über ihre Entfernung von uns – oder vielmehr über weder das eine noch das andere, bis wir beide Faktoren trennen. In der Zwischenzeit ist es wichtig zu wissen, wie groß die relative Helligkeit oder, wie man sagt, „Leuchtkraft“ verschiedener Sterne wäre, wenn sie sich in der gleichen Entfernung von uns befänden.

Indem Astronomen die Frage auf diese Weise stellen, führen sie das Konzept der „absoluten“ Größe von Sternen ein. Die absolute Helligkeit eines Sterns ist diejenige, die der Stern hätte, wenn er sich in einiger Entfernung von uns befände.

10 "Parsecs" stehen. Parsec ist ein spezielles Längenmaß für Sternentfernungen; Über seinen Ursprung werden wir später gesondert sprechen, hier sagen wir nur, dass ein Parsec etwa 30.800.000.000.000 km entspricht. Es ist nicht schwer, die absolute Helligkeit des Sterns zu berechnen, wenn man die Entfernung des Sterns kennt und berücksichtigt, dass die Helligkeit proportional zum Quadrat der Entfernung abnehmen sollte1).

Wir werden den Leser mit den Ergebnissen von nur zwei solchen Berechnungen bekannt machen: für Sirius und für unsere Sonne. Die absolute Helligkeit von Sirius beträgt +1,3, die der Sonne +4,8. Das bedeutet, dass Sirius aus einer Entfernung von 30.800.000.000.000 km für uns als Stern der Stärke 1,3 leuchten würde und unsere Sonne eine Stärke von 4,8 haben würde, also schwächer als Sirius

2,5 3,8 2,53,5 25 mal,

2,50,3

obwohl die sichtbare Helligkeit der Sonne 10.000.000.000 Mal größer ist als die Helligkeit des Sirius.

Wir sind davon überzeugt, dass die Sonne bei weitem nicht der hellste Stern am Himmel ist. Allerdings sollten wir unsere Sonne nicht als völligen Zwerg unter den sie umgebenden Sternen betrachten: Ihre Leuchtkraft ist immer noch überdurchschnittlich. Der Sternstatistik zufolge handelt es sich bei der durchschnittlichen Leuchtkraft von Sternen, die die Sonne bis zu einer Entfernung von 10 Parsec umgeben, um Sterne der neunten absoluten Größe. Da die absolute Helligkeit der Sonne 4,8 beträgt, ist sie heller als der Durchschnitt der „benachbarten“ Sterne

	2,58	2,54,2	50 mal.
	2,53,8

Obwohl die Sonne absolut 25-mal schwächer als Sirius ist, ist sie immer noch 50-mal heller als die durchschnittlichen Sterne um sie herum.

Der hellste bekannte Stern

Die höchste Leuchtkraft besitzt ein für das bloße Auge unzugänglicher Stern achter Größe im bezeichneten Sternbild Doradus

1) Die Berechnung kann mit der folgenden Formel durchgeführt werden, deren Ursprung dem Leser klar wird, wenn er sich etwas später mit „Parsec“ und „Parallaxe“ vertraut macht:

Dabei ist M die absolute Größe des Sterns, m seine scheinbare Größe und π die Parallaxe des Sterns in

Sekunden. Aufeinanderfolgende Transformationen sind wie folgt: 2,5M = 2,5m 100π 2,

M lg 2,5 =m lg 2,5 + 2 + 2 lgπ, 0,4M = 0,4m +2 + 2 lgπ,

M =m + 5 + 5 logπ.

Für Sirius zum Beispiel ist m = –1,6π = 0",38. Daher sein absoluter Wert

M = –l.6 + 5 + 5 log 0,38 = 1,3.

Lateinischer Buchstabe S. Das Sternbild Dorado befindet sich auf der Südhalbkugel des Himmels und ist in der gemäßigten Zone unserer Hemisphäre nicht sichtbar. Der betreffende Stern ist Teil unseres Nachbarsternsystems, der Kleinen Magellanschen Wolke, deren Entfernung von uns schätzungsweise etwa 12.000 Mal größer ist als die Entfernung zum Sirius. In einer so großen Entfernung muss ein Stern eine absolut außergewöhnliche Leuchtkraft haben, um auch nur in der achten Größe zu erscheinen. Sirius würde, genauso tief in den Weltraum geschleudert, wie ein Stern der 17. Größe leuchten, das heißt, er wäre durch das leistungsstärkste Teleskop kaum sichtbar.

Welche Leuchtkraft hat dieser wunderbare Stern? Die Berechnung ergibt folgendes Ergebnis: minus dem achten Wert. Das bedeutet, dass unser Stern absolut: 400.000 Mal (ungefähr) heller als die Sonne ist! Mit solch einer außergewöhnlichen Helligkeit würde dieser Stern, wenn er in der Entfernung von Sirius platziert würde, neun Größenordnungen heller erscheinen als er, d. h. er hätte ungefähr die Helligkeit des Mondes in der Viertelphase! Ein Stern, der aus der Entfernung von Sirius die Erde mit solch hellem Licht durchfluten könnte, hat unbestreitbar das Recht, als der hellste uns bekannte Stern angesehen zu werden.

Die Größe der Planeten am irdischen und außerirdischen Himmel

Kehren wir nun zur gedanklichen Reise zu anderen Planeten zurück (die wir im Abschnitt „Alien Skies“ gemacht haben) und beurteilen die Brillanz der dort leuchtenden Sterne genauer. Zunächst geben wir die Sterngrößen der Planeten bei ihrer maximalen Helligkeit am Erdhimmel an. Hier ist das Schild.

Am Himmel der Erde:

Venus.............................		Saturn..............................
Mars..................................		Uranus..................................
Jupiter...........................		Neptun.............................
Quecksilber......................

Wenn wir hindurchschauen, sehen wir, dass Venus um fast zwei Größenordnungen heller ist als Jupiter, nämlich 2,52 = 6,25 Mal, und Sirius 2,5-2,7 = 13 Mal

(Die Größe von Sirius beträgt 1,6). Aus derselben Tafel geht hervor, dass der dunkle Planet Saturn immer noch heller ist als alle Fixsterne außer Sirius und Canopus. Hier finden wir eine Erklärung dafür, dass die Planeten (Venus, Jupiter) manchmal tagsüber mit bloßem Auge sichtbar sind, während Sterne bei Tageslicht für das bloße Auge völlig unzugänglich sind.

Größe

Eine dimensionslose physikalische Größe, die von einem Himmelsobjekt in der Nähe des Beobachters erzeugt wird. Subjektiv wird seine Bedeutung als (y) oder (y) wahrgenommen. In diesem Fall wird die Helligkeit einer Quelle durch Vergleich mit der Helligkeit einer anderen Quelle als Standard angegeben. Solche Standards dienen meist als speziell ausgewählte Fixsterne. Die Helligkeit wurde zunächst als Indikator für die scheinbare Helligkeit optischer Sterne eingeführt, später jedoch auf andere Emissionsbereiche ausgeweitet: , . Die Größenskala ist logarithmisch, ebenso die Dezibelskala. Auf der Größenskala entspricht ein Unterschied von 5 Einheiten einem 100-fachen Unterschied im Lichtfluss der gemessenen und Referenzquellen. Somit entspricht eine Differenz von 1 Größe einem Lichtstromverhältnis von 100 1/5 = 2,512-fach. Bezeichnet die Größe mit einem lateinischen Buchstaben "M"(von lateinisch magnitudo, Größe) in Form eines oberen kursiven Indexes rechts von der Zahl. Die Richtung der Betragsskala ist umgekehrt, d.h. Je höher der Wert, desto schwächer ist der Glanz des Objekts. Zum Beispiel ein Stern der 2. Größe (2 M) ist 2,512-mal heller als ein Stern 3. Größe (3 M) und 2,512 x 2,512 = 6,310-mal heller als ein Stern 4. Größe (4 M).

Scheinbare Größe (M; oft einfach als „Magnitude“ bezeichnet) gibt den Strahlungsfluss in der Nähe des Beobachters an, d. h. die beobachtete Helligkeit einer Himmelsquelle, die nicht nur von der tatsächlichen Strahlungsleistung des Objekts, sondern auch von der Entfernung zu ihm abhängt. Die Skala der sichtbaren Helligkeiten geht auf den Sternenkatalog des Hipparchos (vor 161 ca. 126 v. Chr.) zurück, in dem alle für das Auge sichtbaren Sterne zunächst in 6 Helligkeitsklassen eingeteilt wurden. Die Sterne des Großen Wagens haben eine Helligkeit von etwa 2 M, Vega hat etwa 0 M. Besonders helle Leuchten haben einen negativen Magnitudenwert: Sirius hat etwa -1,5 M(d. h. der Lichtfluss von ihr ist viermal größer als von Vega) und die Helligkeit der Venus erreicht in manchen Momenten fast -5 M(d. h. der Lichtstrom ist fast 100-mal größer als bei Vega). Wir betonen, dass die scheinbare Helligkeit sowohl mit bloßem Auge als auch mit einem Teleskop gemessen werden kann; sowohl im visuellen Bereich des Spektrums als auch in anderen Bereichen (fotografisch, UV, IR). In diesem Fall bedeutet „sichtbar“ (engl. „apparent“) „beobachtbar“, „scheinbar“ und bezieht sich nicht speziell auf das menschliche Auge (siehe:).

Absolute Größe(M) gibt an, welche scheinbare Helligkeit die Leuchte hätte, wenn der Abstand zu ihr 10 betragen würde und nicht vorhanden wäre. Somit ermöglicht die absolute Helligkeit im Gegensatz zur sichtbaren Helligkeit den Vergleich der wahren Leuchtstärken von Himmelsobjekten (in einem bestimmten Spektralbereich).

Was die Spektralbereiche betrifft, gibt es viele Sterngrößensysteme, die sich in der Wahl eines bestimmten Messbereichs unterscheiden. Bei Beobachtung mit dem Auge (nackt oder durch ein Teleskop) wird es gemessen visuelle Größe(M v). Basierend auf dem Bild eines Sterns auf einer normalen Fotoplatte, das ohne zusätzliche Filter erhalten wurde, wird es gemessen fotografische Größe(mP). Da die fotografische Emulsion gegenüber blauen Strahlen empfindlich und gegenüber roten unempfindlich ist, erscheinen blaue Sterne auf der fotografischen Platte heller (als es für das Auge erscheint). Mit Hilfe einer fotografischen Platte, die orthochromatisch und gelb verwendet, wird jedoch das sogenannte fotovisuelle Größenskala(m P v), was praktisch mit dem visuellen übereinstimmt. Durch den Vergleich der in verschiedenen Spektralbereichen gemessenen Helligkeit einer Quelle kann man deren Farbe herausfinden, die Oberflächentemperatur abschätzen (wenn es sich um einen Stern handelt) oder (wenn es sich um einen Planeten handelt), den Grad der interstellaren Lichtabsorption bestimmen und vieles mehr wichtige Eigenschaften. Daher wurden Standardfilter entwickelt, die hauptsächlich durch die Auswahl der Lichtfilter bestimmt werden. Am beliebtesten sind drei Farben: Ultraviolett (Ultraviolett), Blau (Blau) und Gelb (Visual). Gleichzeitig liegt der gelbe Bereich sehr nahe am fotovisuellen Bereich (B m P v) und blau - zu fotografisch (B m P).