Фотографическая величина ( m ph или m p ) - это мера относительной яркости звезды или другого астрономического объекта, отображаемого на фотоэмульсии фотопленки с помощью камеры, прикрепленной к телескопу . Видимая фотографическая величина объекта зависит от его собственной светимости , расстояния до него и любого поглощения света межзвездной материей, существующей на луче зрения наблюдателя.
На смену фотографическим наблюдениям пришла электронная фотометрия, такая как камеры с зарядовой связью ПЗС, которые преобразуют падающий свет в электрический ток с помощью фотоэлектрического эффекта. Определение звездной величины производится с помощью фотометра .
Методика
До появления фотографических методов определения звездной величины яркость небесных объектов определялась визуальными фотометрическими методами . Это было просто достигнуто человеческим глазом путем сравнения яркости астрономического объекта с другими близлежащими объектами известной или фиксированной величины: особенно это касается звезд , планет и других планетных объектов в Солнечной системе , переменных звезд [1] и объектов глубокого космоса. .
К концу 19 века улучшенная мера видимой величины астрономических объектов была получена с помощью фотографии, которая часто использовалась как специальная пластинчатая камера в главном фокусе телескопа. Изображения наносились на ортохроматическую фотоэмульсию или пластинки . Эти фотографии были созданы путем экспонирования пленки в течение короткого или длительного периода времени, при общей длине экспозиции накапливаются фотоны и видны более слабые звезды или астрономические объекты, невидимые человеческому глазу . Хотя звезды, наблюдаемые в небе, являются приблизительными точечными источниками, в процессе сбора их света каждая звезда выглядит как маленький круглый диск, яркость которого приблизительно пропорциональна диаметру диска или его площади. О простом измерении размера диска можно судить оптически с помощью микроскопа или специально сконструированного астрономического микроденситометра .
Ранние черно-белые фотопластинки использовали эмульсии галогенида серебра, которые были более чувствительны к синему концу визуального спектра . Это привело к тому, что более голубые звезды имели более яркую фотографическую величину по сравнению с эквивалентной визуальной величиной : на фотографии они казались ярче, чем человеческий глаз или современные электронные фотометры. И наоборот, более красные звезды кажутся более тусклыми и имеют более слабую фотографическую величину, чем их визуальная величина. Например, красный сверхгигант звезда KW Стрелец имеет диапазон фокусных расстояний величины 11.0p к 13.2p , но и в визуальной величине примерно 8.5p к 11.0p. Также часто в переменных звездных картах есть несколько голубых звезд сравнения величины (B). например, S Doradus и WZ Sagittae . [ требуется разъяснение ]
Фотографические фотометрические методы определяют величины и цвета астрономических объектов с использованием астрономических фотографических изображений, просматриваемых через выбранные или стандартные цветные полосовые фильтры. Это отличается от других выражений видимой визуальной величины [2], наблюдаемых человеческим глазом или получаемых с помощью фотографии: [1], которые обычно встречаются в более старых астрономических текстах и каталогах. В ранних фотографических изображениях изначально использовались фильтры непостоянного качества или нестабильные желтые фильтры, хотя в более поздних системах фильтрации использовались более стандартизированные полосовые фильтры, которые все еще используются с сегодняшними фотометрами CCD.
Величины и показатели цвета
Видимая фотографическая величина обычно выражается в m pg или m p , или в виде фото-визуальной величины m p или m pv . [3] [1] Абсолютная фотографическая величина - M пг . [3] Они отличаются от обычных фотометрических систем (UBV, UBVRI или JHK), которые обозначаются с большой буквы. например, «V» (m V ), «B» (m B ) и т. д. Другие визуальные величины, оцениваемые человеческим глазом, выражаются строчными буквами, например «v» или «b» и т. д. [4] например, Visual звездной величины как m v . [3] Следовательно, звезда 6-й величины может быть обозначена как 6.0V, 6.0B, 6.0v или 6.0p. Поскольку звездный свет измеряется в другом диапазоне длин волн в электромагнитном спектре и на него влияют различные инструментальные фотометрическая чувствительность к свету, они не обязательно эквивалентны по числовому значению. [4]
Рекомендации
- ^ a b c Майлз Р. (2007). «Легкая история фотометрии: от Гиппарха до космического телескопа Хаббла». Журнал Британской астрономической ассоциации . 117 : 178–186. Bibcode : 2007JBAA..117..172M .
- ^ North, G .; Джеймс, Н. (21 августа 2014 г.). Наблюдения за переменными звездами, новыми и сверхновыми . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-107-63612-5.
- ^ а б в Нортон, AP (1989). Norton's 2000.0: Звездный атлас и справочник . Longmore Scientific. п. 133 . ISBN 0-582-03163-X.
- ^ а б Мак-Роберт, А. (1 августа 2006 г.). «Система звездной величины» . Небо и телескоп . Проверено 21 мая 2019 .
Смотрите также
- Видимая величина
- Абсолютная величина
- Величина (астрономия)
- Фотометрия (астрономия)
- Яркость поверхности