Абсолютная величина

Мера светимости небесных объектов

В астрономии абсолютная величина ( M ) является мерой светимости небесного объекта в обратно- логарифмической шкале астрономических величин . Абсолютная величина объекта определяется как равна видимой величине , которую объект имел бы, если бы его рассматривали с расстояния ровно 10 парсеков (32,6 световых лет ), без угасания (или затемнения) его света из-за поглощения межзвездными звездами. материя и космическая пыль . Гипотетически разместив все объекты на стандартном эталонном расстоянии от наблюдателя, их светимости можно напрямую сравнить друг с другом по шкале звездных величин. Для тел Солнечной системы , которые светятся в отраженном свете, используется другое определение абсолютной величины (H), основанное на стандартном эталонном расстоянии в одну астрономическую единицу .

Абсолютные звездные величины звезд обычно колеблются от -10 до +20. Абсолютные величины галактик могут быть значительно ниже (ярче).

Чем светлее объект, тем меньше числовое значение его абсолютной величины. Разница в 5 звездных величин между абсолютными звездными величинами двух объектов соответствует отношению их светимостей 100, а разница в абсолютных звездных величинах в n величин соответствует отношению светимостей 100 ^n/5 . Например, звезда с абсолютной величиной M _V = 3,0 будет в 100 раз ярче, чем звезда с абсолютной величиной M _V = 8,0, если измерять в полосе фильтра V. Солнце имеет абсолютную величину M _{V =} +4,83 . ^[1] Очень светящиеся объекты могут иметь отрицательную абсолютную звездную величину: например, галактика Млечный Путь имеет абсолютную звездную величину B около -20,8. ^[2]

Как и для всех астрономических величин , абсолютная величина может быть указана для различных диапазонов длин волн , соответствующих указанным полосам фильтров или полосам пропускания ; для звезд обычно упоминаемой абсолютной величиной является абсолютная визуальная величина , которая использует визуальную (V) полосу спектра (в фотометрической системе UBV ). Абсолютные величины обозначаются заглавной буквой M с нижним индексом, обозначающим полосу фильтра, используемую для измерения, например, M _V для абсолютной величины в полосе V.

Абсолютная болометрическая величина объекта (M _bol ) представляет его полную яркость по всем длинам волн , а не в одной полосе фильтра, как это выражается в логарифмической шкале величин. Для преобразования абсолютной величины в определенной полосе фильтра в абсолютную болометрическую величину применяется болометрическая поправка (BC). ^[3]

Звезды и галактики

В звездной и галактической астрономии стандартное расстояние составляет 10 парсеков (около 32,616 световых лет, 308,57 петаметров или 308,57 триллионов километров). Звезда размером 10 парсеков имеет параллакс 0,1 дюйма (100 угловых миллисекунд ). Галактики (и другие протяженные объекты ) намного больше 10 парсеков, их свет излучается на обширном участке неба, а их общую яркость невозможно непосредственно наблюдать с относительно небольших расстояний, но используется то же соглашение. Величина галактики определяется путем измерения всего света, излучаемого всем объектом, рассмотрения этой интегрированной яркости как яркости одного точечного или звездообразного источника и вычисления величины этого точечного источника, как она выглядела бы, если бы наблюдался на стандартном расстоянии 10 парсеков. Следовательно, абсолютная величина любого объекта равна видимой величине, которую он имел бы , если бы находился на расстоянии 10 парсеков.

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, Сириус имеет абсолютную звездную величину всего 1,4, что все же ярче Солнца , абсолютная визуальная величина которого равна 4,83. Абсолютная болометрическая величина Солнца устанавливается произвольно, обычно равна 4,75. ^{[4] [5]} Абсолютные звездные величины звезд обычно колеблются от -10 до +20. Абсолютные величины галактик могут быть значительно ниже (ярче). Например, гигантская эллиптическая галактика М87 имеет абсолютную звездную величину -22 (т.е. такая же яркая, как около 60 000 звезд звездной величины -10). Некоторые активные ядра галактик ( квазары , такие как CTA-102 ) могут достигать абсолютных величин, превышающих −32, что делает их наиболее яркими постоянными объектами в наблюдаемой Вселенной, хотя эти объекты могут различаться по яркости в течение астрономически коротких периодов времени. В крайнем случае, оптическое послесвечение гамма-всплеска GRB 080319B , согласно одной статье, достигло абсолютной величины r ярче -38 в течение нескольких десятков секунд. ^[6]

Видимая величина

Греческий астроном Гиппарх установил числовую шкалу для описания яркости каждой звезды, появляющейся на небе. Самым ярким звездам на небе была присвоена видимая звездная величина m = 1 , а самым тусклым звездам, видимым невооруженным глазом, присвоена m = 6 . ^[7] Разница между ними соответствует 100-кратному коэффициенту яркости. Для объектов, находящихся в непосредственной близости от Солнца, абсолютная величина M и видимая величина m на любом расстоянии d (в парсеках , с 1 пк = 3,2616 световых лет ) связаны соотношением

$${\displaystyle 100^{\frac {m-M}{5}}={\frac {F_{10}}{F}}=\left({\frac {d}{10\;\mathrm {pc} }}\right)^{2},}$$

FdF _{10 —}10 пкдесятичный логарифм

$${\displaystyle M=m-5\log _{10}(d_{\text{pc}})+5=m-5\left(\log _{10}d_{\text{pc}}-1\right),}$$

вымирание от газа и пылиМлечный Путьтемные облака . ^[8]

Для объектов, находящихся на очень больших расстояниях (за пределами Млечного Пути), вместо d необходимо использовать расстояние светимости d _L (расстояние, определенное с помощью измерений светимости) , поскольку евклидово приближение неприменимо для удаленных объектов. Вместо этого необходимо принять во внимание общую теорию относительности . Более того, космологическое красное смещение усложняет связь между абсолютной и видимой величиной, поскольку наблюдаемое излучение было сдвинуто в красную область спектра. Чтобы сравнить звездные величины очень удаленных объектов с звездными величинами местных объектов, возможно, придется применить поправку K к звездным величинам удаленных объектов.

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

$${\displaystyle M=m+5\left(\log _{10}p+1\right),}$$

mмодуль расстояния μ

$${\displaystyle M=m-\mu .}$$

Примеры

Ригель имеет визуальную величину m _V 0,12 и расстояние около 860 световых лет:

$${\displaystyle M_{\mathrm {V} }=0.12-5\left(\log _{10}{\frac {860}{3.2616}}-1\right)=-7.0.}$$

Вега имеет параллакс p 0,129 дюйма и видимую звездную величину m _V 0,03:

$${\displaystyle M_{\mathrm {V} }=0.03+5\left(\log _{10}{0.129}+1\right)=+0.6.}$$

Галактика Черный Глаз имеет визуальную величину m _V 9,36 и модуль расстояния μ 31,06:

$${\displaystyle M_{\mathrm {V} }=9.36-31.06=-21.7.}$$

Болометрическая величина

Абсолютная болометрическая величина ( М _бол ) учитывает электромагнитное излучение на всех длинах волн . Сюда входят те, которые не наблюдаются из-за инструментальной полосы пропускания , поглощения атмосферы Земли и поглощения межзвездной пылью . Он определяется на основе светимости звезд. В случае звезд с небольшим количеством наблюдений ее необходимо вычислять, принимая эффективную температуру .

Классически разница в болометрической величине связана с коэффициентом светимости согласно: ^[7]

$${\displaystyle M_{\mathrm {bol,\star } }-M_{\mathrm {bol,\odot } }=-2.5\log _{10}\left({\frac {L_{\star }}{L_{\odot }}}\right)}$$

$${\displaystyle {\frac {L_{\star }}{L_{\odot }}}=10^{0.4\left(M_{\mathrm {bol,\odot } }-M_{\mathrm {bol,\star } }\right)}}$$

• 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 ^[9] , определяющую нулевые точки абсолютной и кажущейся болометрической шкалы величин в единицах СИ для мощности ( Вт ) и освещенности (Вт/м ² ) соответственно. Хотя болометрические величины использовались астрономами на протяжении многих десятилетий, существовали систематические различия в шкалах абсолютной величины-светимости, представленных в различных астрономических справочниках, и не было никакой международной стандартизации. Это привело к систематическим различиям в шкалах болометрических поправок. ^[10] В сочетании с неправильными предполагаемыми абсолютными болометрическими величинами Солнца это может привести к систематическим ошибкам в оценке светимости звезд (и других звездных свойств, таких как радиусы или возрасты, которые рассчитываются на основе звездной светимости).

Разрешение B2 определяет абсолютную болометрическую шкалу звездных величин, где M _bol = 0 соответствует светимости L ₀ =3,0128 × 10 ²⁸  Вт , с нулевой светимостью L ₀ , заданной такой, что Солнце (с номинальной светимостью3,828 × 10 ²⁶  Вт ) соответствует абсолютной болометрической величине M _bol,⊙ = 4,74 . Размещая источник излучения (например, звезду) на стандартном расстоянии 10 парсек , следует, что нулевая точка видимой болометрической шкалы звездных величин m _bol = 0 соответствует освещенности f ₀ =2,518 021 002 × 10 ⁻⁸  Вт/м ² . По шкале МАС 2015 года номинальная общая солнечная радиация (« солнечная постоянная ») измеряется в 1 астрономической единице (1361 Вт/м ² ) соответствует видимой болометрической звездной величине Солнца м бол _,⊙ = −26,832 . ^[10]

Согласно Резолюции B2, связь между абсолютной болометрической величиной звезды и ее светимостью больше не связана напрямую с (переменной) светимостью Солнца:

$${\displaystyle M_{\mathrm {bol} }=-2.5\log _{10}{\frac {L_{\star }}{L_{0}}}\approx -2.5\log _{10}L_{\star }+71.197425}$$

• L _★ — светимость звезды (болометрическая светимость) в ваттах.
• L ₀ — нулевая точка яркости3,0128 × 10 ²⁸  Вт
• M _bol — болометрическая величина звезды.

Новая шкала абсолютных величин МАС навсегда отключает шкалу от переменного Солнца. Однако в этой шкале мощности СИ номинальная светимость Солнца близко соответствует M _bol = 4,74 , значению, которое обычно принималось астрономами до принятия резолюции МАС 2015 года. ^[10]

Светимость звезды в ваттах можно рассчитать как функцию ее абсолютной болометрической величины M _bol как:

$${\displaystyle L_{\star }=L_{0}10^{-0.4M_{\mathrm {bol} }}}$$

Тела Солнечной системы ( H )

Для планет и астероидов используется определение абсолютной величины, более значимое для незвездных объектов. Абсолютная величина, обычно называемая , определяется как видимая величина , которую объект имел бы, если бы он был на одну астрономическую единицу (а.е.) как от Солнца , так и от наблюдателя, и в условиях идеального солнечного противостояния (положение, которое невозможно на практике). ). ^[12] Поскольку тела Солнечной системы освещаются Солнцем, их яркость варьируется в зависимости от условий освещенности, описываемых фазовым углом . Это соотношение называется фазовой кривой . Абсолютная величина — это яркость при нулевом фазовом угле, известном как оппозиция , на расстоянии одной а.е. ${\displaystyle H}$

Видимая величина

Фазовый угол можно рассчитать по расстояниям тело-солнце, наблюдатель-солнце и наблюдатель-тело, используя закон косинусов . ${\displaystyle \alpha }$

Абсолютную величину можно использовать для расчета видимой величины тела. Для объекта, отражающего солнечный свет, и связаны соотношением ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle m}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle m}$

$${\displaystyle m=H+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}d_{BO}}{d_{0}^{2}}}\right)}-2.5\log _{10}{q(\alpha )},}$$

фазовый уголфазовый интегралинтеграция^[13] ${\displaystyle \alpha }$ ${\displaystyle q(\alpha )}$

По закону косинусов имеем:

$${\displaystyle \cos {\alpha }={\frac {d_{\mathrm {BO} }^{2}+d_{\mathrm {BS} }^{2}-d_{\mathrm {OS} }^{2}}{2d_{\mathrm {BO} }d_{\mathrm {BS} }}}.}$$

Расстояния:

• d _BO – расстояние между телом и наблюдателем
• d _BS — расстояние между телом и Солнцем
• d _OS — расстояние между наблюдателем и Солнцем
• d ₀ , коэффициент преобразования единиц , представляет собой константу 1  а.е. , среднее расстояние между Землей и Солнцем.

Аппроксимации фазового интеграла q ( α )

Величина зависит от свойств отражающей поверхности, в частности от ее шероховатости . На практике используются различные приближения, основанные на известных или предполагаемых свойствах поверхности. Поверхности планет земной группы, как правило, сложнее моделировать, чем поверхности газообразных планет, последние из которых имеют более гладкие видимые поверхности. ^[13] ${\displaystyle q(\alpha )}$

Планеты как диффузные сферы

Диффузное отражение на сфере и плоском диске

Яркость с фазой для моделей диффузного отражения. В нулевой фазе сфера на 2/3 ярче, а диск не виден за пределами 90 градусов.

Планетарные тела можно достаточно хорошо аппроксимировать как идеальные диффузно отражающие сферы . Пусть – фазовый угол в градусах , тогда ^[14] ${\displaystyle \alpha }$

$${\displaystyle q(\alpha )={\frac {2}{3}}\left(\left(1-{\frac {\alpha }{180^{\circ }}}\right)\cos {\alpha }+{\frac {1}{\pi }}\sin {\alpha }\right).}$$

${\displaystyle \alpha =90^{\circ }}$ ${\textstyle {\frac {1}{\pi }}}$ ${\displaystyle \alpha =0^{\circ }}$

Напротив, модель диффузного дискового отражателя представляет собой просто , что нереалистично, но она представляет собой всплеск сопротивления для шероховатых поверхностей, которые отражают более однородный свет обратно при низких фазовых углах. ${\displaystyle q(\alpha )=\cos {\alpha }}$

Определение геометрического альбедо , меры отражательной способности поверхностей планет, основано на модели отражателя диффузного диска. Абсолютная величина , диаметр (в километрах ) и геометрическое альбедо тела связаны соотношением ^{[15] [16] [17]} ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle p}$

$${\displaystyle D={\frac {1329}{\sqrt {p}}}\times 10^{-0.2H}\mathrm {km} ,}$$

$${\displaystyle H=5\log _{10}{\frac {1329}{D{\sqrt {p}}}}.}$$

Пример: абсолютную звездную величину Луны можно рассчитать по ее диаметру и геометрическому альбедо : ^[18] ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle D=3474{\text{ km}}}$ ${\displaystyle p=0.113}$

$${\displaystyle H=5\log _{10}{\frac {1329}{3474{\sqrt {0.113}}}}=+0.28.}$$

четверть фазе ${\displaystyle d_{BS}=1{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle d_{BO}=384400{\text{ km}}=0.00257{\text{ AU}}.}$ ${\textstyle q(\alpha )\approx {\frac {2}{3\pi }}}$

$${\displaystyle m=+0.28+5\log _{10}{\left(1\cdot 0.00257\right)}-2.5\log _{10}{\left({\frac {2}{3\pi }}\right)}=-10.99.}$$

^[19] ${\displaystyle m=-10.0.}$

Более продвинутые модели

Поскольку тела Солнечной системы никогда не являются идеальными диффузными отражателями, астрономы используют разные модели для прогнозирования видимых величин на основе известных или предполагаемых свойств тела. ^[13] Для планет приближения поправочного члена в формуле для m были получены эмпирическим путем, чтобы согласовать наблюдения при различных фазовых углах . Приближения, рекомендованные Астрономическим альманахом ^[20], следующие ( в градусах): ${\displaystyle -2.5\log _{10}{q(\alpha )}}$ ${\displaystyle \alpha }$

Вид на разные половины Луны с Земли

Вот эффективный наклон колец Сатурна (их наклон относительно наблюдателя), который, если смотреть с Земли, варьируется от 0 ° до 27 ° в течение одной орбиты Сатурна и представляет собой небольшой поправочный член, зависящий от подземного расположения Урана. и подсолнечных широтах. это год нашей эры . Абсолютная величина Нептуна медленно меняется из-за сезонных эффектов, поскольку планета движется по своей 165-летней орбите вокруг Солнца, и приведенное выше приближение справедливо только после 2000 года. Для некоторых обстоятельств, например для Венеры, наблюдения недоступны, и фазовая кривая в этих случаях неизвестна. Формула Луны применима только к ближней стороне Луны , той ее части, которая видна с Земли. ${\displaystyle \beta }$ ${\displaystyle \phi '}$ ${\displaystyle t}$ ${\displaystyle \alpha \geq 179^{\circ }}$

Пример 1: 1 января 2019 года Венера находилась от Солнца и от Земли под фазовым углом (около четверти фазы). В условиях полной фазы Венера была бы видна при большом фазовом угле, приведенный выше поправочный член дает фактическую видимую звездную величину ${\displaystyle d_{BS}=0.719{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle d_{BO}=0.645{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle \alpha =93.0^{\circ }}$ ${\displaystyle m=-4.384+5\log _{10}{\left(0.719\cdot 0.645\right)}=-6.09.}$

$${\displaystyle m=-6.09+\left(-1.044\times 10^{-3}\cdot 93.0+3.687\times 10^{-4}\cdot 93.0^{2}-2.814\times 10^{-6}\cdot 93.0^{3}+8.938\times 10^{-9}\cdot 93.0^{4}\right)=-4.59.}$$

^[23] ${\displaystyle m=-4.62}$

Пример 2: В фазе первой четверти аппроксимация Луны дает При этом видимая величина Луны близка к ожидаемому значению около . В последней четверти Луна примерно на 0,06 магнитной величины тусклее, чем в первой четверти, потому что эта часть ее поверхности имеет более низкое альбедо. ${\textstyle -2.5\log _{10}{q(90^{\circ })}=2.71.}$ ${\textstyle m=+0.28+5\log _{10}{\left(1\cdot 0.00257\right)}+2.71=-9.96,}$ ${\displaystyle -10.0}$

Альбедо Земли изменяется в 6 раз: от 0,12 в безоблачном случае до 0,76 в случае высокослоистого облака . Абсолютная звездная величина в таблице соответствует альбедо 0,434. Из-за изменчивости погоды видимую звездную величину Земли невозможно предсказать так же точно, как у большинства других планет. ^[20]

Астероиды

Астероид 1 Церера , снимок космического корабля Dawn с фазовыми углами 0°, 7° и 33°. Сильная разница в яркости между тремя моделями вполне реальна. Левое изображение с фазовым углом 0° показывает всплеск яркости из-за эффекта оппозиции .

Фазовые интегралы для различных значений G

Связь между параметром наклона и волной сопротивления. Большие значения соответствуют менее выраженному оппозиционному эффекту. Для большинства астероидов предполагается значение , соответствующее всплеску сопротивления . ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle G=0.15}$ ${\displaystyle 0.3{\text{ mag}}}$

Если у объекта есть атмосфера, он более или менее изотропно отражает свет во всех направлениях, и его яркость можно смоделировать 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 по мере приближения фазового угла . Это быстрое увеличение яркости вблизи оппозиции называется эффектом оппозиции . Его сила зависит от физических свойств поверхности тела, а значит, она различается от астероида к астероиду. ^[13] ${\displaystyle 0^{\circ }}$

В 1985 году МАС принял полуэмпирическую -систему, основанную на двух параметрах и названную абсолютной величиной и наклоном , для моделирования эффекта противостояния эфемерид , опубликованного Центром малых планет . ^[24] ${\displaystyle HG}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle G}$

$${\displaystyle m=H+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}d_{BO}}{d_{0}^{2}}}\right)}-2.5\log _{10}{q(\alpha )},}$$

где

• фазовый интеграл равен и ${\displaystyle q(\alpha )=\left(1-G\right)\phi _{1}\left(\alpha \right)+G\phi _{2}\left(\alpha \right)}$
• ${\textstyle \phi _{i}\left(\alpha \right)=\exp {\left(-A_{i}\left(\tan {\frac {\alpha }{2}}\right)^{B_{i}}\right)}}$для или , , , и . ^[25] ${\displaystyle i=1}$ ${\displaystyle 2}$ ${\displaystyle A_{1}=3.332}$ ${\displaystyle A_{2}=1.862}$ ${\displaystyle B_{1}=0.631}$ ${\displaystyle B_{2}=1.218}$

Это соотношение справедливо для фазовых углов и работает лучше всего, когда . ^[26] ${\displaystyle \alpha <120^{\circ }}$ ${\displaystyle \alpha <20^{\circ }}$

Параметр наклона относится к скачку яркости, обычно ${\displaystyle G}$0,3 магн. , когда объект находится вблизи оппозиции. Точно известно только для небольшого числа астероидов, поэтому для большинства астероидов предполагается значение . ^[26] В редких случаях может быть отрицательным. ^{[25] [27]} Пример: 101955 Бенну с . ^[28] ${\displaystyle G=0.15}$ ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle G=-0.08}$

В 2012 году -система была официально заменена улучшенной системой с тремя параметрами и , которая дает более удовлетворительные результаты, если оппозиционный эффект очень мал или ограничен очень малыми фазовыми углами. Однако по состоянию на 2022 год эта система не была принята ни в Центре малых планет, ни в Лаборатории реактивного движения . ^{[13] [29]} ${\displaystyle HG}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle G_{1}}$ ${\displaystyle G_{2}}$ ${\displaystyle HG_{1}G_{2}}$

Видимая величина астероидов меняется по мере их вращения , во временных масштабах от секунд до недель, в зависимости от периода их вращения , до или более. ^[30] Кроме того, их абсолютная величина может меняться в зависимости от направления наблюдения, в зависимости от их осевого наклона . Во многих случаях ни период вращения, ни осевой наклон неизвестны, что ограничивает предсказуемость. Представленные здесь модели не отражают эти эффекты. ^{[26] [13]} ${\displaystyle 2{\text{ mag}}}$

Кометные величины

Яркость комет дается отдельно как полная величина ( яркость, интегрированная по всей видимой протяженности комы ) и ядерная величина ( яркость только области ядра). ^[31] Оба масштаба отличаются от шкалы звездных величин, используемой для планет и астероидов, и не могут использоваться для сравнения размеров с абсолютной звездной величиной астероида H . ${\displaystyle m_{1}}$ ${\displaystyle m_{2}}$

Активность комет варьируется в зависимости от их расстояния от Солнца. Их яркость можно аппроксимировать как

$${\displaystyle m_{1}=M_{1}+2.5\cdot K_{1}\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}}{d_{0}}}\right)}+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BO}}{d_{0}}}\right)}}$$

$${\displaystyle m_{2}=M_{2}+2.5\cdot K_{2}\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}}{d_{0}}}\right)}+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BO}}{d_{0}}}\right)},}$$

астрономическая единица^[32] ${\displaystyle m_{1,2}}$ ${\displaystyle M_{1,2}}$ ${\displaystyle d_{BS}}$ ${\displaystyle d_{BO}}$ ${\displaystyle d_{0}}$ ${\displaystyle K_{1,2}}$ ${\displaystyle K=2}$

Например, кривая блеска кометы C/2011 L4 (PANSTARRS) может быть аппроксимирована формулой ^[33] В день прохождения перигелия, 10 марта 2013 г., комета PANSTARRS находилась от Солнца и от Земли. По прогнозам , общая видимая магнитуда была именно в это время. Центр малых планет дает близкое к этому значение : . ^[34] ${\displaystyle M_{1}=5.41{\text{, }}K_{1}=3.69.}$ ${\displaystyle 0.302{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle 1.109{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle m_{1}}$ ${\displaystyle m_{1}=5.41+2.5\cdot 3.69\cdot \log _{10}{\left(0.302\right)}+5\log _{10}{\left(1.109\right)}=+0.8}$ ${\displaystyle m_{1}=+0.5}$

Абсолютная величина любой кометы может сильно различаться. Оно может измениться по мере того, как комета со временем становится более или менее активной или если она подвергается вспышке. Это затрудняет использование абсолютной величины для оценки размера. Когда в 1819 году была открыта комета 289P/Blanpain , ее абсолютная величина оценивалась как . ^[40] Впоследствии он был утерян и вновь открыт только в 2003 году. В то время его абсолютная величина снизилась до , ^[42] и стало понятно, что явление 1819 года совпало со вспышкой. 289P/Blanpain достигла яркости невооруженным глазом (5–8 магнитных величин) в 1819 году, хотя это комета с самым маленьким ядром, которое когда-либо было физически охарактеризовано, и обычно ее яркость не превышает 18 магнитных величин. ^{[40] [41]} ${\displaystyle M_{1}=8.5}$ ${\displaystyle M_{1}=22.9}$

Для некоторых комет, наблюдавшихся на гелиоцентрических расстояниях, достаточно больших, чтобы различать свет, отраженный от комы, и свет от самого ядра, рассчитана абсолютная величина, аналогичная используемой для астероидов, позволяющая оценить размеры их ядер. ^[43]

Метеоры

Для метеора стандартное расстояние для измерения звездной величины находится на высоте 100 км (62 мили) в зените наблюдателя . ^{[44] [45]}

Смотрите также

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

Рекомендации

1. "Информационный бюллетень о Солнце" . Центр космических полетов имени Годдарда НАСА . Проверено 25 февраля 2017 г. .
2. Караченцев, И.Д.; и другие. (2004). «Каталог соседних галактик». Астрономический журнал . 127 (4): 2031–2068. Бибкод : 2004AJ....127.2031K. дои : 10.1086/382905 .
3. Флауэр, PJ (сентябрь 1996 г.). «Преобразования теоретических диаграмм Герцшпрунга-Рассела в диаграммы цвет-величина: эффективные температуры, цвета BV и болометрические поправки». Астрофизический журнал . 469 : 355. Бибкод : 1996ApJ...469..355F. дои : 10.1086/177785.
4. Кайрел де Стробель, Г. (1996). «Звезды, похожие на Солнце». Обзор астрономии и астрофизики . 7 (3): 243–288. Бибкод : 1996A&ARv...7..243C. дои : 10.1007/s001590050006. S2CID  189937884.
5. Касагранде, Л.; Портинари, Л.; Флинн, К. (ноябрь 2006 г.). «Точные фундаментальные параметры для нижних звезд главной последовательности». МНРАС (Резюме). 373 (1): 13–44. arXiv : astro-ph/0608504 . Бибкод : 2006MNRAS.373...13C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10999.x. S2CID  16400466.
6. Блум, Дж. С.; Перли, Д.А.; Ли, В.; Батлер, Северная Каролина; Миллер, А.А.; Коцевски, Д.; Канн, Д.А.; Фоли, Р.Дж.; Чен, Х.-В.; Филиппенко А.В.; Старр, Д.Л. (19 января 2009 г.). «Наблюдения невооруженным глазом GRB 080319B: последствия ярчайшего взрыва в природе». Астрофизический журнал . 691 (1): 723–737. arXiv : 0803.3215 . Бибкод : 2009ApJ...691..723B. дои : 10.1088/0004-637x/691/1/723 . ISSN  0004-637X.
7. Кэрролл, BW; Остли, Д.А. (2007). Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Пирсон. стр. 60–62. ISBN 978-0-321-44284-0.
8. Унсёльд, А.; Башек, Б. (2013), Новый космос: введение в астрономию и астрофизику (5-е изд.), Springer Science & Business Media , стр. 331, ISBN 978-3662043561
9. «Объявлены проекты резолюций XXIX Генеральной Ассамблеи IAU» . Проверено 8 июля 2015 г.
10. Мамаек, Э.Э.; Торрес, Г.; Прса, А.; Харманек, П.; Асплунд, М.; Беннетт, PD; Капитан, Н.; Кристенсен-Далсгаард, Дж.; Депань, Э.; Фолкнер, ВМ; Хаберрайтер, М.; Хеккер, С.; Хилтон, Дж.Л.; Костов В.; Курц, Д.В.; Ласкар, Дж.; Мейсон, Б.Д.; Милон, EF; Монтгомери, ММ; Ричардс, Монтана; Шу, Дж.; Стюарт, SG (13 августа 2015 г.), «Резолюция B2 МАС 2015 г. о рекомендуемых нулевых точках для абсолютных и видимых болометрических шкал звездной величины» (PDF) , Резолюции, принятые на Генеральных ассамблеях , Рабочая группа Междивизионного AG МАС по номинальным единицам для звездных величин И планетарная астрономия, arXiv : 1510.06262 , Бибкод : 2015arXiv151006262M
11. Оценка размера астероида CNEOS
12. Люлюк, М., Астрономические величины (PDF) , стр. 8 , получено 11 января 2019 г.
13. Карттунен, Х.; Крегер, П.; Оджа, Х.; Путанен, М.; Доннер, К.Дж. (2016). Фундаментальная астрономия. Спрингер. п. 163. ИСБН 9783662530450.
14. Уитмел, Коннектикут (1907), «Яркость планеты», Обсерватория , 30 : 97, Бибкод : 1907Obs....30...96W
15. Брутон, Д., Преобразование абсолютной величины в диаметр малых планет, Государственный университет Стивена Ф. Остина, заархивировано из оригинала 23 июля 2011 г. , получено 12 января 2019 г.
16. Коэффициент можно рассчитать как , где , абсолютная величина Солнца, и ${\displaystyle 1329{\text{ km}}}$ ${\displaystyle 2{\text{ AU}}\cdot 10^{H_{\text{Sun}}/5}}$ ${\displaystyle H_{\text{Sun}}=-26.76}$ ${\displaystyle 1{\text{ AU}}=1.4959787\times 10^{8}{\text{ km}}.}$
17. Правец, П.; Харрис, AW (2007). «Популяция двойных астероидов 1. Содержание углового момента» (PDF) . Икар . 190 (190): 250–259. Бибкод : 2007Icar..190..250P. дои : 10.1016/j.icarus.2007.02.023. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
18. Альбедо Земли, Департамент физики и астрономии , получено 12 января 2019 г.
19. Лючук, М., Альбедо – Насколько ярка Луна? , получено 12 января 2019 г.
20. Энтони, М.; Хилтон, JL (октябрь 2018 г.). «Вычисление видимых звездных величин планет для Астрономического альманаха». Астрономия и вычислительная техника . 25 : 10–24. arXiv : 1808.01973 . Бибкод : 2018A&C....25...10M. doi : 10.1016/j.ascom.2018.08.002. S2CID  69912809.
21. "Энциклопедия - самые яркие тела". ИМЦСЕ . Проверено 29 мая 2023 г.
22. Кокс, АН (2000). Астрофизические величины Аллена, четвертое издание . Спрингер-Верлаг. п. 310.
23. Горизонты JPL (тип эфемерид «НАБЛЮДАТЕЛЬ», целевое тело «Венера [299]», местоположение наблюдателя «Геоцентрическое [500]», временной интервал «Начало = 01.01.2019 00:00, Остановка = 02.01.2019 00» :00, Step=1 d", QUANTITIES=9,19,20,24), Лаборатория реактивного движения , получено 11 января 2019 г.
24. Циркуляр малых планет 10193 (PDF) , Центр малых планет, 27 декабря 1985 г. , получено 11 января 2019 г.
25. Лагерквист, C.-I.; Уильямс, И. (1987), «Физические исследования астероидов. XV - Определение параметров наклона и абсолютных звездных величин для 51 астероида», Серия дополнений к астрономии и астрофизике , 68 (2): 295–315, Bibcode : 1987A&AS...68 ..295л
26. Даймок, Р. (2007), «Система величин H и G для астероидов» (PDF) , Журнал Британской астрономической ассоциации , 117 (6): 342–343, Бибкод : 2007JBAA..117..342D , получено 11 января 2019 г.
27. JPL Horizons (версия 3.75) (PDF) , Лаборатория реактивного движения, 4 апреля 2013 г., стр. 27 , получено 11 января 2013 г.
28. Обозреватель базы данных малых тел JPL - 101955 Бенну, Лаборатория реактивного движения, 19 мая 2018 г. , получено 11 января 2019 г.
29. Шевченко, В.Г.; и другие. (Апрель 2016 г.), «Наблюдения астероидов 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, hdl : 10138/228807
30. Харрис, AW; Уорнер, Б.Д.; Правец, П. (2016). «Данные, полученные по кривой блеска астероида, V16.0». Система планетарных данных НАСА . 246 : EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V16.0. Бибкод : 2016PDSS..246.....H.
31. Путеводитель по MPES (PDF) , Центр малых планет, стр. 11 , получено 11 января 2019 г.
32. Мейзель, Д.Д.; Моррис, К.С. (1976), «Параметры яркости кометы: определение, определение и корреляция», НАСА. Центр космических полетов Годдарда по изучению комет, Часть 1 , 393 : 410–444, Бибкод : 1976NASSP.393..410M
33. Комета C/2011 L4 (PANSTARRS), COBS , получено 11 января 2019 г.^{[ постоянная мертвая ссылка ]}
34. Служба эфемерид малых планет и комет (C/2011 L4, дата начала эфемерид = 10 марта 2013 г.), Центр малых планет , получено 11 января 2019 г.
35. Киджер, М. (3 апреля 1997 г.), Кривая блеска кометы Хейла-Боппа, Лаборатория реактивного движения НАСА , получено 31 мая 2019 г.
36. Хьюз, DW (16 июня 1989 г.). «Абсолютные величины комет, их значение и распределение». Астероиды, кометы, метеоры III, Материалы совещания (AMC 89), состоявшегося в Астрономической обсерватории Уппсальского университета . Уппсала: 337. Бибкод : 1990acm..proc..327H.
37. «Обозреватель базы данных малых тел JPL: (2014 UN271)» (последнее наблюдение 8 августа 2021 г.). Лаборатория реактивного движения . Проверено 15 сентября 2021 г.
38. «Самая большая комета, когда-либо найденная, движется в небо рядом с вами» . Нью-Йорк Таймс . 28 июня 2021 г. Проверено 1 июля 2021 г.
39. Фарнхэм, Тони (6 июля 2021 г.). «Комета C/2014 UN271 (Бернардинелли-Бернштейн) проявила активность на высоте 23,8 а.е.». Телеграмма астронома . Проверено 6 июля 2021 г.
40. Йошида, С. (24 января 2015 г.), "289P/Blanpain", aerith.net , получено 31 мая 2019 г.
41. Джуитт, Д. (2006). «Комета D/1819 W1 (Бланпейн): еще не умерла» (PDF) . Астрономический журнал . 131 (4): 2327–2331. Бибкод : 2006AJ....131.2327J. дои : 10.1086/500390 . Проверено 31 мая 2019 г.
42. 289P/Blanpain (последнее наблюдение 17 июля 2013 г.), Лаборатория реактивного движения, 18 мая 2019 г. , получено 31 мая 2019 г.
43. Лами, Польша; Тот, И.; Фернандес, Ю.Р.; Уивер, Х.А. (2004), Размеры, формы, альбедо и цвета кометных ядер (PDF) , University of Arizona Press, Тусон, стр. 223–264, Бибкод : 2004come.book..223L, заархивировано (PDF) с сайта оригинал 9 октября 2022 г.
44. «Глоссарий - Абсолютная величина метеоров» . Международная Метеорная Организация . Проверено 16 мая 2013 г.
45. «Глоссарий динамики Солнечной системы - Абсолютная величина тел Солнечной системы» . Лаборатория реактивного движения НАСА . Проверено 16 мая 2013 г.

Внешние ссылки

• Эталонные потоки нулевой величины. Архивировано 22 февраля 2003 г. в Wayback Machine.
• Международный астрономический союз
• Калькулятор абсолютной величины звезды
• Система магнитуд
• О звездных величинах. Архивировано 27 октября 2021 года в Wayback Machine.
• Узнайте величину любой звезды – SIMBAD
• Преобразование звездной величины малых планет в диаметр
• Еще одна таблица для преобразования величины астероида в расчетный диаметр.