Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Абсолютная величина ( М ) является мерой светимости в виде небесного объекта , на обратной логарифмической астрономической величине шкале. Абсолютная величина объекта определяется как равная видимой величине, которую объект имел бы, если бы его видели с расстояния ровно 10 парсек (32,6 световых года ), без угасания (или затемнения) его света из-за поглощения межзвездными объектами. материя и космическая пыль. При размещении гипотетически все объекты на стандартной эталонной расстоянии от наблюдателя, их светимость можно непосредственно сравнивать друг с другом по шкале величины.

Как и все астрономические звездные величины , абсолютная звездная величина может быть указана для различных диапазонов длин волн, соответствующих указанным полосам фильтра или полосам пропускания ; для звезд обычно цитируемая абсолютная величина - это абсолютная визуальная величина , которая использует визуальную (V) полосу спектра (в фотометрической системе UBV ). Абсолютные величины обозначаются заглавной буквой M, с нижним индексом, представляющим полосу фильтра, используемую для измерения, например M V для абсолютной величины в полосе V.

Чем ярче объект, тем меньше численное значение его абсолютной величины. Разница в 5 звездных величин между абсолютными звездными величинами двух объектов соответствует отношению их светимостей, равным 100, а разница в n величин в абсолютных величинах соответствует соотношению светимости 100 n / 5 . Например, звезда с абсолютной величиной M V = 3,0 будет в 100 раз ярче звезды с абсолютной величиной M V = 8,0, измеренной в полосе фильтра V. ВС имеет абсолютную величину М V = + 4,83. [1] Сильно светящиеся объекты могут иметь отрицательную абсолютную звездную величину: например, галактика Млечный Путь имеет абсолютную звездную величину B.около -20,8. [2]

Абсолютная болометрическая величина объекта (M bol ) представляет собой его полную светимость по всем длинам волн , а не в одной полосе фильтра, как выражено в логарифмической шкале величин. Чтобы преобразовать абсолютную величину в определенной полосе фильтра в абсолютную болометрическую величину, применяется болометрическая поправка (BC). [3]

Для тел Солнечной системы, которые светятся в отраженном свете, используется другое определение абсолютной звездной величины (H), основанное на стандартном эталонном расстоянии в одну астрономическую единицу .

Звезды и галактики [ править ]

В звездной и галактической астрономии стандартное расстояние составляет 10 парсеков (около 32,616 световых лет, 308,57 петаметров или 308,57 триллионов километров). Звезда в 10 парсеков имеет параллакс 0,1 "(100 милли угловых секунд ). Галактики (и другие протяженные объекты) намного больше 10 парсеков, их свет излучается над протяженным участком неба, и их общую яркость нельзя непосредственно наблюдать с относительно коротких расстояний, но используется то же соглашение. Величина галактики определяется путем измерения всего света, излучаемого над всем объектом, обработки этой интегрированной яркости как яркости единственного точечного или звездообразного источника и вычисления величины этого точечного источника, как если бы наблюдается на стандартном расстоянии 10 парсеков. Следовательно, абсолютная величина любого объекта равна видимой величине, которую он имел бы, находясь на расстоянии 10 парсеков.

Измерение абсолютной величины производится с помощью прибора, называемого болометром . При использовании абсолютной величины необходимо указать тип измеряемого электромагнитного излучения . Говоря об общей выходной энергии, правильным термином является болометрическая величина. Болометрическая величина обычно вычисляется из визуальной величины плюс болометрической поправки , M bol = M V + BC . Эта поправка необходима, потому что очень горячие звезды излучают в основном ультрафиолетовое излучение, тогда как очень холодные звезды излучают в основном инфракрасное излучение (см . Закон Планка ).

Некоторые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют настолько низкую абсолютную величину, что они казались бы достаточно яркими, чтобы затмить планеты и отбрасывать тени, если бы они находились на расстоянии 10 парсеков от Земли. Примеры включают Ригель (-7,0), Денеб (-7,2), Наос (-6,0) и Бетельгейзе (-5,6). Для сравнения : абсолютная звездная величина Сириуса составляет всего 1,4, что все еще ярче Солнца , абсолютная визуальная величина которого составляет 4,83. Абсолютная болометрическая звездная величина Солнца устанавливается произвольно, обычно равной 4,75. [4] [5]Абсолютные величины звезд обычно колеблются от −10 до +17. Абсолютные звездные величины галактик могут быть намного меньше (ярче). Например, гигантская эллиптическая галактика M87 имеет абсолютную величину -22 (т. Е. Яркая, как около 60 000 звезд с величиной -10). Некоторые активные галактические ядра ( квазары, подобные CTA-102 ) могут достигать абсолютной величины, превышающей -32, что делает их самыми яркими объектами в наблюдаемой Вселенной.

Видимая величина [ править ]

Греческий астроном Гиппарх установил числовую шкалу для описания яркости каждой звезды, появляющейся на небе. Самым ярким звездам на небе была присвоена видимая величина m = 1 , а самым тусклым звездам, видимым невооруженным глазом, присвоена m = 6 . [6] Разница между ними составляет 100 раз по яркости. Для объектов, находящихся в непосредственной близости от Солнца, абсолютная звездная величина M и видимая величина m с любого расстояния d (в парсеках , при 1 пк = 3,2616 световых лет ) связаны соотношением

где F - лучистый поток, измеренный на расстоянии d (в парсеках), F 10 - лучистый поток, измеренный на расстоянии 10 пк . Используя десятичный логарифм , уравнение можно записать как

где предполагается, что вымирание от газа и пыли незначительно. Типичные темпы вымирания в галактике Млечный Путь составляют от 1 до 2 звездных величин на килопарсек, если принять во внимание темные облака . [7]

Для объектов на очень больших расстояниях (за пределами Млечного Пути) должно использоваться расстояние яркости d L (расстояние, определенное с помощью измерений яркости) вместо d , поскольку евклидово приближение недействительно для удаленных объектов. Вместо этого необходимо учитывать общую теорию относительности . Более того, космологическое красное смещение усложняет соотношение между абсолютной и видимой величиной, поскольку наблюдаемое излучение было смещено в красную область спектра. Чтобы сравнить звездные величины очень далеких объектов с величинами местных объектов, возможно, потребуется применить поправку K к звездным величинам далеких объектов.

Абсолютную звездную величину M также можно записать через видимую величину m и звездный параллакс p :

или используя видимую звездную величину m и модуль расстояния μ :

.

Примеры [ править ]

Визуальная величина Ригеля составляет 0,12 м V, а расстояние до него составляет около 860 световых лет:

У Веги параллакс p равен 0,129 ″, а видимая величина m V равна 0,03:

Глаза Галактика имеет визуальный величину м V от 9,36 и модуля расстояния М от 31.06:

Болометрическая величина [ править ]

Болометрическая величина М бол , принимает во внимание электромагнитное излучение на всех длинах волн . Сюда входят те, которые не наблюдаются из-за инструментальной полосы пропускания , поглощения Земли атмосферой и поглощения межзвездной пылью . Он определяется на основе яркости звезд. В случае звезд с небольшим количеством наблюдений, это должно быть вычислено в предположении эффективной температуры .

Классически разница в болометрической звездной величине связана с отношением светимости согласно: [6]

что делает инверсией:

куда

L - светимость Солнца (болометрическая светимость)
L - светимость звезды (болометрическая светимость).
M bol, ⊙ - болометрическая звездная величина Солнца.
M bol, ★ - болометрическая величина звезды.

В августе 2015 года Международный астрономический союз принял Резолюцию B2 [8], определяющую нулевые точки шкал абсолютной и кажущейся болометрической звездной величины в единицах СИ для мощности ( ватт ) и освещенности (Вт / м 2 ), соответственно. Хотя болометрические звездные величины использовались астрономами в течение многих десятилетий, наблюдались систематические различия в шкалах абсолютных звездных величин, представленные в различных астрономических справочниках, и отсутствовала международная стандартизация. Это привело к систематическим различиям в шкалах болометрических поправок. [9] В сочетании с неверными предполагаемыми абсолютными болометрическими величинами для Солнца это может привести к систематическим ошибкам в оценках светимости звезд (и других звездных свойств, таких как радиусы или возрасты, которые зависят от ее светимости).

Разрешение B2 определяет шкалу абсолютной болометрической звездной величины, где M bol = 0 соответствует светимости L 0 =3,0128 × 10 28  Вт , с нулевой светимостью L 0, установленной таким образом, чтобы Солнце (с номинальной светимостью3.828 × 10 26  Вт ) соответствует абсолютной болометрической звездной величине M bol, ⊙ = 4.74. Если разместить источник излучения (например, звезду) на стандартном расстоянии 10 парсек , отсюда следует, что нулевая точка шкалы кажущихся болометрических величин m bol = 0 соответствует освещенности f 0 =2,518 021 002 × 10 -8  Вт / м 2 . Используя шкалу IAU 2015, номинальное полное солнечное излучение (« солнечная постоянная »), измеренное в 1 астрономической единице (Тысяча триста шестьдесят-оден Вт / м 2 ) соответствует очевидной болометрической величине Солнца в м бол, ⊙ = -26,832. [9]

В соответствии с Резолюцией B2, соотношение между абсолютной болометрической величиной звезды и ее светимостью больше не связано напрямую с (переменной) светимостью Солнца:

куда

L - светимость звезды (болометрическая светимость) в ваттах.
L 0 - нулевая светимость3,0128 × 10 28  Вт
M bol - болометрическая величина звезды.

Новая шкала абсолютной звездной величины IAU навсегда отключает шкалу от переменной Солнца. Однако в этой шкале мощности SI номинальная светимость Солнца близко соответствует M bol = 4,74, значению, которое обычно принималось астрономами до резолюции IAU 2015 года. [9]

Светимость звезды в ваттах может быть рассчитана как функция ее абсолютной болометрической звездной величины M bol как:

используя переменные, как определено ранее.

Тела Солнечной системы ( H ) [ править ]

Для планет и астероидов используется определение абсолютной величины, которое имеет большее значение для незвездных объектов. Абсолютная величина, обычно называемая , определяется как видимая величина, которую объект имел бы, если бы он находился в одной астрономической единице (а.е.) как от Солнца, так и от наблюдателя, и в условиях идеального солнечного противостояния (такое расположение невозможно на практике). ). [11] Тела Солнечной системы освещаются Солнцем, поэтому величина изменяется в зависимости от условий освещения, описываемых фазовым углом . Это соотношение называется фазовой кривой.. Абсолютная величина - это яркость при нулевом фазовом угле, расположение, известное как оппозиция , с расстояния в одну а.е.

Видимая величина [ править ]

Фазовый угол может быть вычислен из расстояний тело-солнце, наблюдатель-солнце и наблюдатель-тело, используя закон косинусов .

Абсолютная звездная величина может использоваться для расчета видимой величины тела. Для объекта, отражающего солнечный свет, и связаны соотношением

где - фазовый угол , угол между линиями тело-Солнце и тело-наблюдатель. - фазовый интеграл ( интегрирование отраженного света; число в диапазоне от 0 до 1). [12]

По закону косинусов имеем:

Расстояния:

  • d BO - расстояние между телом и наблюдателем
  • d BS - расстояние между телом и Солнцем
  • d OS - расстояние между наблюдателем и Солнцем
  • d 0 составляет 1  а.е. , среднее расстояние между Землей и Солнцем

Приближения для фазового интеграла [ править ]

Величина зависит от свойств отражающей поверхности, в частности от ее шероховатости . На практике используются разные приближения, основанные на известных или предполагаемых свойствах поверхности. [12]

Планеты как диффузные сферы [ править ]

Диффузное отражение на сфере и плоском диске
Яркость с фазой для моделей с диффузным отражением. Сфера на 2/3 яркости в нулевой фазе, в то время как диск не видно дальше 90 градусов.

Планетарные тела достаточно хорошо аппроксимируются идеальными диффузно отражающими сферами . Пусть будет фазовый угол в градусах , тогда [13]

Полнофазная диффузная сфера отражает две трети света, как диффузный плоский диск того же диаметра. Четверть фазы ( ) имеет столько же света, сколько полная фаза ( ).

Для контраста, модель диффузного дискового рефлектора проста , что нереально, но она действительно представляет всплеск сопротивления для шероховатых поверхностей, которые отражают более равномерный свет обратно при низких фазовых углах.

Определение геометрического альбедо , меры отражательной способности поверхностей планет, основано на модели диффузного дискового отражателя. Абсолютная величина , диаметр (в километрах ) и геометрическое альбедо тела связаны соотношением [14] [15] [16]

км.

Пример: абсолютная звездная величина Луны может быть рассчитана по ее диаметру и геометрическому альбедо : [17]

Мы имеем , В фазе четверти , ( в зависимости от модели отражателя диффузного), это дает очевидную величину фактического значения несколько ниже , чем, фазовой кривой Луны является слишком сложным для модели диффузного отражателя. [18]

Более продвинутые модели [ править ]

Поскольку тела Солнечной системы никогда не являются идеальными диффузными отражателями, астрономы используют разные модели для предсказания видимых величин на основе известных или предполагаемых свойств тела. [12] Для планет приближения для поправочного члена в формуле для m были получены эмпирически, чтобы согласовать наблюдения при различных фазовых углах . Приближения, рекомендованные Астрономическим альманахом [19], следующие ( в градусах):

Вот эффективный наклон колец Сатурна (их наклон относительно наблюдателя), который, если смотреть с Земли, изменяется от 0 ° до 27 ° в течение одной орбиты Сатурна, и представляет собой небольшой поправочный член, зависящий от субземли Урана. и субсолнечные широты. год нашей эры . Абсолютная величина Нептуна медленно меняется из-за сезонных эффектов, поскольку планета движется по своей 165-летней орбите вокруг Солнца, и приближение, приведенное выше, действительно только после 2000 года. Для некоторых обстоятельств, например для Венеры, наблюдения недоступны, и фазовая кривая в этих случаях неизвестна.

Пример: 1 января 2019 года Венера находилась от Солнца и от Земли с фазовым углом (около четверти фазы). В условиях полной фазы Венера была бы видна при учете большого фазового угла, поправочный член выше дает фактическую видимую величину. Это близко к значению, предсказанному Лабораторией реактивного движения. [20]

Альбедо Земли изменяется в 6 раз: от 0,12 в случае отсутствия облаков до 0,76 в случае альтослоистых облаков . Абсолютная величина здесь соответствует альбедо 0,434. Видимая величина Земли не может быть предсказана с такой точностью, как у большинства других планет. [19]

Астероиды [ править ]

Астероид 1 Церера , полученный космическим аппаратом Dawn под фазовыми углами 0 °, 7 ° и 33 °. Левое изображение при фазовом угле 0 ° показывает всплеск яркости из-за эффекта оппозиции .
Фазовые интегралы для различных значений G
Связь между параметром наклона и всплеском сопротивления. Большие значения соответствуют менее выраженному эффекту оппозиции. Для большинства астероидов принято значение , соответствующее всплеску сопротивления в .

Если у объекта есть атмосфера, он отражает свет более или менее изотропно во всех направлениях, и его яркость может быть смоделирована как диффузный отражатель. Тела без атмосферы, такие как астероиды или луны, имеют тенденцию сильнее отражать свет в направлении падающего света, и их яркость быстро увеличивается с приближением фазового угла . Это быстрое прояснение вблизи оппозиции называется эффектом оппозиции . Его сила зависит от физических свойств поверхности тела, и, следовательно, он отличается от астероида к астероиду. [12]

В 1985 году IAU принял полуэмпирическую систему , основанную на двух параметрах и названную абсолютной величиной и наклоном , для моделирования эффекта оппозиции для эфемерид, опубликованных Центром малых планет . [21]

куда

фазовый интеграл

и

для или , , , и . [22]

Это соотношение справедливо для фазовых углов и лучше всего работает, когда . [23]

Параметр наклона относится к всплеску яркости, обычно0.3 mag , когда объект находится рядом с противником. Он известен точно только для небольшого числа астероидов, поэтому для большинства астероидов предполагается значение . [23] В редких случаях может быть отрицательным. [22] [24] Пример: 101955 Bennu , с . [25]

В 2012 году -система была официально заменена улучшенной системой с тремя параметрами , и , которая дает более удовлетворительные результаты, если эффект противодействия очень мал или ограничен очень малыми фазовыми углами. Однако по состоянию на 2019 год эта система не была принята ни Центром малых планет, ни Лабораторией реактивного движения . [12] [26]

Кажущаяся величина астероидов меняется по мере их вращения на временных шкалах от секунд до недель, в зависимости от периода их вращения , до или более. [27] Кроме того, их абсолютная величина может меняться в зависимости от направления взгляда, в зависимости от их осевого наклона . Во многих случаях неизвестны ни период вращения, ни осевой наклон, что ограничивает предсказуемость. Представленные здесь модели не отражают эти эффекты. [23] [12]

Кометные звездные величины [ править ]

Яркость комет дается отдельно как общая звездная величина ( яркость, интегрированная по всей видимой области комы ) и ядерная величина ( яркость только области ядра). [28] Обе шкалы отличаются от шкалы звездных величин, используемой для планет и астероидов, и не могут использоваться для сравнения размеров с абсолютной величиной H астероида .

Активность комет зависит от их удаленности от Солнца. Их яркость можно приблизительно оценить как

где - полная и ядерная видимая звездная величина, соответственно, - ее «абсолютная» полная и ядерная звездные величины, и - расстояния тело-солнце и тело-наблюдатель, - астрономическая единица , и - параметры наклона, характеризующие активность кометы . Ведь это сводится к формуле чисто отражающего тела. [29]

Например, кривая блеска кометы C / 2011 L4 (PANSTARRS) может быть аппроксимирована [30]. В день прохождения перигелия, 10 марта 2013 г., комета PANSTARRS исходила от Солнца и с Земли. Согласно прогнозам, общая видимая звездная величина была в то время. Центр малых планет дает значение, близкое к этому ,. [31]

Абсолютная величина каждой кометы может сильно различаться. Он может измениться по мере того, как комета становится более или менее активной со временем, или если она подвергается взрыву. Это затрудняет использование абсолютной величины для оценки размера. Когда в 1819 году была открыта комета 289P / Blanpain , ее абсолютная звездная величина оценивалась как около 1 мкс . [34] Это был впоследствии потерян, и был заново открыт только в 2003 г. В это время, его абсолютная величина уменьшилась до , [36] , и это было осознано , что 1819 явление совпало с взрывом. 289P / Blanpain достигла яркости невооруженного глаза (5–8 звездной величины) в 1819 году, хотя это комета с самым маленьким ядром, которое когда-либо было физически охарактеризовано, и обычно не становится ярче 18 звездной величины.[34] [35]

Для некоторых комет, которые наблюдались на достаточно больших гелиоцентрических расстояниях, чтобы различить свет, отраженный от комы, и свет от самого ядра, была вычислена абсолютная величина, аналогичная той, которая используется для астероидов, что позволяет оценить размеры их ядер. [37]

Метеоры [ править ]

Для метеора стандартное расстояние для измерения звездных величин составляет 100 км (62 мили) в зените наблюдателя . [38] [39]

См. Также [ править ]

  • Диаграмма Герцшпрунга – Рассела связывает абсолютную звездную величину или яркость со спектральным цветом или температурой поверхности .
  • Предпочитаемая радиоастрономом единица Янского - линейная по мощности на единицу площади
  • Список самых ярких звезд
  • Фотографическая величина
  • Яркость поверхности - величина для протяженных объектов
  • Нулевая точка (фотометрия) - типичная точка калибровки звездного потока.

Ссылки [ править ]

  1. ^ «Sun Fact Sheet» . Центр космических полетов имени Годдарда НАСА . Проверено 25 февраля 2017 года .
  2. ^ Караченцев, ИД; и другие. (2004). «Каталог соседних галактик» . Астрономический журнал . 127 (4): 2031–2068. Bibcode : 2004AJ .... 127.2031K . DOI : 10.1086 / 382905 .
  3. Flower, PJ (сентябрь 1996 г.). «Преобразования теоретических диаграмм Герцшпрунга-Рассела в диаграммы цветовой величины: эффективные температуры, цвета BV и болометрические поправки». Астрофизический журнал . 469 : 355. Bibcode : 1996ApJ ... 469..355F . DOI : 10.1086 / 177785 .
  4. ^ Cayrel де Стробел, G. (1996). «Звезды, похожие на Солнце». Обзор астрономии и астрофизики . 7 (3): 243–288. Bibcode : 1996A & ARv ... 7..243C . DOI : 10.1007 / s001590050006 .
  5. ^ Casagrande, L .; Портинари, L .; Флинн, К. (ноябрь 2006 г.). «Точные фундаментальные параметры для низших звезд главной последовательности». MNRAS (Аннотация). 373 (1): 13–44. arXiv : astro-ph / 0608504 . Bibcode : 2006MNRAS.373 ... 13С . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10999.x .
  6. ^ a b Кэрролл, BW; Остли, Д.А. (2007). Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Пирсон. стр.  60 -62. ISBN 978-0-321-44284-0.
  7. ^ Unsöld, A .; Бачек, Б. (2013), Новый Космос: Введение в астрономию и астрофизику (5-е изд.), Springer Science & Business Media , стр. 331, ISBN 978-3662043561
  8. ^ «Объявлены проекты резолюций XXIX Генеральной Ассамблеи IAU» . Проверено 8 июля 2015 года .
  9. ^ a b c Mamajek, EE; Torres, G .; Prsa, A .; Harmanec, P .; Asplund, M .; Беннетт, Полицейский; Capitaine, N .; Christensen-Dalsgaard, J .; Depagne, E .; Фолькнер, WM; Haberreiter, M .; Hekker, S .; Hilton, JL; Костов, В .; Курц, DW; Laskar, J .; Мейсон, BD; Milone, EF; Монтгомери, ММ; Richards, MT; Schou, J .; Стюарт, SG (13 августа 2015 г.), «Резолюция B2 IAU 2015 г. о рекомендуемых нулевых точках для шкал абсолютной и кажущейся болометрической звездной величины» (PDF) , Резолюции, принятые на Генеральной Ассамблее , Рабочая группа IAU Inter-Division AG по номинальным единицам для звездных & Планетарная астрономия, arXiv : 1510.06262 , Bibcode : 2015arXiv151006262M
  10. ^ Оценка размера астероидов CNEOS
  11. ^ Luciuk, М., астрономические Величины (PDF) , стр. 8 , дата обращения 11 января 2019.
  12. ^ a b c d e f Karttunen, H .; Kröger, P .; Oja, H .; Poutanen, M .; Доннер, KJ (2016). Фундаментальная астрономия . Springer. п. 163. ISBN 9783662530450.
  13. ^ Whitmell, CT (1907), «Яркость планеты» , Обсерватория , 30 : 97, Bibcode : 1907Obs .... 30 ... 96 Вт
  14. ^ Bruton Д., Конверсия абсолютной величины диаметра для малых планет , Стивен Ф. Остина государственного университета , извлеченных +12 Января +2019
  15. ^ Фактор для диффузного отражателя диска может быть вычислена как, где, абсолютная величина Солнца, и
  16. ^ Чесли, Стивен Р .; Chodas, Paul W .; Милани, Андреа; Valsecchi, Giovanni B .; Йоманс, Дональд К. (октябрь 2002 г.). «Количественная оценка риска, связанного с потенциальным воздействием на Землю» (PDF) . Икар . 159 (2): 425. Bibcode : 2002Icar..159..423C . DOI : 10.1006 / icar.2002.6910 . Архивировано из оригинального (PDF) 4 ноября 2003 года . Проверено 15 апреля 2020 .
  17. ^ Альбедо Земли , факультет физики и астрономии , получены 12 января 2 019
  18. ^ Luciuk, М., альбедо - Как ярко это Луна? , дата обращения 12 января 2019
  19. ^ a b Энтони, М .; Хилтон, Дж. Л. (октябрь 2018 г.). «Вычисление видимых планетных величин для Астрономического альманаха». Астрономия и вычисления . 25 : 10–24. arXiv : 1808.01973 . Bibcode : 2018A&C .... 25 ... 10M . DOI : 10.1016 / j.ascom.2018.08.002 .
  20. ^ JPL Horizons (тип эфемерид «НАБЛЮДАТЕЛЬ», целевое тело «Венера [299]», местоположение наблюдателя «Геоцентрический [500]», временной интервал «Начало = 01.01.2019 00:00, остановка = 2019-01-02 00). : 00, Step = 1 d ", QUANTITIES = 9,19,20,24), Jet Propulsion Laboratory , данные получены 11 января 2019 г.
  21. ^ Minor Planet Круговая 10193 (PDF) , Minor Planet Center, 27 декабря 1985 , получен 11 января 2019
  22. ^ a b Lagerkvist, C.-I .; Уильямс И. (1987), «Физические исследования астероидов. XV - Определение параметров наклона и абсолютных величин для 51 астероида» , Серия дополнений к астрономии и астрофизике , 68 (2): 295–315, Bibcode : 1987A & AS ... 68 ..295L
  23. ^ a b c Даймок, Р. (2007), "Система звездных величин H и G для астероидов" (PDF) , Журнал Британской астрономической ассоциации , 117 (6): 342–343, Bibcode : 2007JBAA..117 .. 342D , дата обращения 11 января 2019.
  24. ^ JPL Horizons (версия 3.75) (PDF) , Лаборатория реактивного движения, 4 апреля 2013 г., стр. 27 , проверено 11 января 2013 г.
  25. ^ Браузер базы данных малых тел JPL - 101955 Бенну , Лаборатория реактивного движения, 19 мая 2018 г. , получено 11 января 2019 г.
  26. Шевченко В.Г .; и другие. (Апрель 2016 г.), «Наблюдения за астероидами при малых фазовых углах. IV. Средние параметры для новой системы звездных величин H, G1, G2», Planetary and Space Science , 123 : 101–116, Bibcode : 2016P & SS..123..101S , DOI : 10.1016 / j.pss.2015.11.007 , ЛВП : 10138/228807
  27. ^ Харрис, AW; Warner, BD; Правец, П. (2016). "Полученные данные кривой блеска астероида V16.0". Система планетарных данных НАСА . 246 : EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V16.0. Bibcode : 2016PDSS..246 ..... H .
  28. ^ Путеводитель по MPES (PDF) , Центр малых планет, стр. 11 , дата обращения 11 января 2019.
  29. ^ Meisel, DD; Моррис, К.С. (1976), "Параметры яркости кометы: определение, определение и корреляции", НАСА. Центр космических полетов Годдарда, исследование комет, Часть 1 , 393 : 410–444, Bibcode : 1976NASSP.393..410M
  30. ^ Комета C / 2011 L4 (PANSTARRS) , COBS , получен 11 января +2019
  31. ^ Служба эфемерид малых планет и комет (C / 2011 L4, дата начала эфемерид = 10 марта 2013 г.), Центр малых планет , получено 11 января 2019 г.
  32. ^ Kidger, M. (3 апреля 1997), комета Хейла-Боппа Light Curve , NASA JPL , получен 31 мая 2019
  33. Перейти ↑ Hughes, DW (16 июня 1989 г.). "Абсолютные величины комет, их значение и распределение". Астероиды, кометы, метеоры III, Труды собрания (AMC 89), состоявшегося в Астрономической обсерватории Упсальского университета . Упсала: 337. Bibcode : 1990acm..proc..327H .
  34. ^ a b c Йошида, С. (24 января 2015 г.), "289P / Blanpain" , aerith.net , получено 31 мая 2019 г.
  35. ^ a b Джевитт, Д. (2006). «Комета D / 1819 W1 (Blanpain): еще не умерла» (PDF) . Астрономический журнал . 131 (4): 2327–2331. Bibcode : 2006AJ .... 131.2327J . DOI : 10.1086 / 500390 . Дата обращения 31 мая 2019 .
  36. ^ a b 289P / Blanpain (последнее обследование от 17 июля 2013 г.) , Лаборатория реактивного движения, 18 мая 2019 г. , получено 31 мая 2019 г.
  37. ^ Лами, PL; Toth, I .; Фернандес, Ю. Р.; Уивер, HA (2004), Размеры, формы, альбедо и цвета кометных ядер (PDF) , University of Arizona Press, Tucson, pp. 223–264, Bibcode : 2004come.book..223L
  38. ^ «Глоссарий - Абсолютная величина метеоров» . Международная метеорная организация . Проверено 16 мая 2013 года .
  39. ^ "Глоссарий динамики солнечной системы - Абсолютная величина тел Солнечной системы" . Лаборатория реактивного движения НАСА . Проверено 16 мая 2013 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • Эталонные потоки нулевой величины
  • Международный астрономический союз
  • Калькулятор абсолютной звездной величины
  • Система величин
  • О звездных величинах
  • Получите величину любой звезды - SIMBAD
  • Преобразование звездной величины малых планет в диаметр
  • Еще одна таблица для преобразования звездной величины астероида в расчетный диаметр