Википедија

Magnituda (astronomija)

Magnituda (m) zvijezde, planeta ili drugog nebeskog tijela je mjera njegova sjaja. Postoje prividna i apsolutna magnutudu.

Night sky with a very bright satellite flare
 
  • Gore: Izvori svetlosti različitih veličina. Na noćnom nebu može se videti veoma svetla satelitska baklja.
  • Dole: Habl ultradubokog polja detektovao je slabo vidljive objekte od 30. magnitude (levo). Kometa Boreli, boje pokazuju njenu svetlost u rasponu od tri reda veličine (desno).

Ljestvica kojom se mjeri magnituda potječe iz helenskih vremena kad su se zvijezde vidljive golim okom dijelile u šest magnituda. Najsvjetlije zvijezde bile su prve magnitude (m = +1), a najtamnije šeste magnitude (m = +6), što je granica ljudske moći opažanja (bez pomoći teleskopa). Svaki stepen magnitude smatrao se dvaput svjetljijim od sljedećeg. Ovaj ponešto grub način označavanja sjaja zvijezda popularizirao je Ptolemej u svom Almagestu, a uopšteno se smatra da ga je izmislio Hiparh. Ovaj originalan sistem nije mjerio magnitudu Sunca. Kako je osjetljivost oka na svjetlost logaritamska, rezultujuća ljestvica takođe je logaritamska.

Norman Robert Pogson je 1856. formalizirao sistem definišući tipičnu zvijezdu prve magnitude kao zvijezdu koja je stoput svjetlija od tipične zvijezde šeste magnitude; stoga je zvijezda prve magnitude oko 2,512 puta svjetlija od zvijezde druge magnitude. Stotinu puta manje sjajan objekt ima magnitudu otprilike za pet veću; 2,512 puta tamniji objekt ima magnitudu za jedan veću. Taj broj, peti korijen iz 100 (=2,512), poznat je kao Pogsonov odnos.

Pogsonova ljestvica originalno je fiksirana tako da Severnjača ima magnitudu 2. Astronomi su kasnije otkrili da je Sjevernjača blago varijabilna zvijezda pa su najprije prešli na Vegu kao referentnu zvijezdu, da bi danas definisali nultu tačku prema čitavom nizu zvijezda. Magnituda zavisi od talasne dužini svjetlosti.

Moderni sistam više nije ograničen na 6 magnituda. Izuzetno svijetli objekti imaju negativne magnitude. Na primjer, Sirijus, najsvjetlija zvijezda neba, ima prividnu magnitudu od -1,44 do -1,46. Teleskopi Habl i Kek zabelježili su zvijezde s magnitudama od +30.

Istorija uredi

Grčki astronom Hiparh napravio je katalog koji je zabeležio prividni sjaj zvezda u drugom veku pre nove ere. U drugom veku nove ere aleksandrijski astronom Ptolomej je klasifikovao zvezde na skali od šest tačaka i nastao je termin magnituda.[1] Gledano prostim okom, istaknutija zvezda kao što je Sirijus ili Arktur izgleda veća od manje prominentne zvezde kao što je Majzar, koja zauzvrat izgleda veća od zaista blede zvezde kao što je Alkor. Godine 1736, matematičar Džon Keil je opisao drevni sistem veličina golim okom na ovaj način:

Čini se da su fiksne zvezde različite veličine, ne zato što zaista jesu, već zato što nisu sve podjednako udaljene od nas. One koje su najbliži će se istaći sjajem i veličinom; udaljenije zvezde će davati slabiju svetlost i oku će izgledati manje. Otuda proizilazi raspodela zvezda, prema njihovom redu i dostojanstvu, u klase; prva klasa koja sadrži one koje su nam najbliže, zovu se zvezde prve magnitude; one koje su pored njih su zvezde druge magnitude... i tako dalje, 'sve dok ne dođemo do zvezda šeste magnitude, koje obuhvataju najmanje Zvezde koje se mogu uočiti golim okom. Sve ostale zvezde, koje se vide samo pomoću teleskopa, i koje se zovu teleskopske, ne ubrajaju se u ovih šest redova. Iako astronomi obično prihvataju razliku zvezda u šest stepeni magnituda; ipak ne treba da sudimo, da se svaka određena zvezda tačno rangira prema određenoj veličini, koja je jedna od šest; ali u stvarnosti ima skoro isto toliko redova zvezda, koliko i zvezda, od kojih je nekoliko potpuno iste veličine i sjaja. Čak i među onim zvezdama koje se ubrajaju u najsvetliju klasu, pojavljuje se raznovrsnost veličine; jer su Sirijus ili Arktur svetliji od Aldebarana ili Bikovog oka, ili čak od zvezde u Spici; a ipak se sve ove zvezde ubrajaju među zvezde prvog Reda: i postoje neke zvezde takvog srednjeg reda, da su se astronomi razlikovali u njihovoj klasifikaciji; neki stavljaju te zvezde u jednu klasu, drugi u drugu. Na primer: Tiho je malog Psa stavio među zvezde druge veličine, koju ju je Ptolomej ubrajao u zvezde prve klase: i stoga nije zaista ni prvog, ni drugog reda, već bi trebalo da bude rangirana na mesto između njih.[2]

Treba imati na umu da što je zvezda svetlija, to je magnituda manja: sjajne zvezde „prve magnitude“ su zvezde „1. klase“, dok su zvezde koje su jedva vidljive golim okom „šeste magnitude“ ili „6. klase“. Sistem je bio jednostavno razgraničenje sjaja zvezda u šest različitih grupa, ali nije uzimao u obzir varijacije u osvetljenosti unutar grupe.

Tiho Brahe je pokušao da direktno izmeri „veličinu” zvezda u smislu ugaone veličine, što je u teoriji značilo da se magnituda zvezde može odrediti sa više od samo subjektivnog suda opisanog u gornjem citatu. On je zaključio da zvezde prve magnitude mere 2 lučna minuta (2′) u prividnom prečniku (​1⁄30 stepena, ili ​1⁄15 prečnika punog meseca), sa zvezdama od druge do šeste magnitude dimenzija ​1 1⁄2′, ​1 1⁄12′, ​3⁄4′, ​1⁄2′, odnosno ​1⁄3′.[3] Razvoj teleskopa je pokazao da su ove velike veličine bile iluzorne - zvezde su se kroz teleskop činile mnogo manjim. Međutim, rani teleskopi su proizveli lažnu sliku zvezde nalik na disk koja je bila veća za svetlije zvezde i manja za slabije. Astronomi od Galileja do Žaka Kasinija su ove lažne diskove pomešali sa fizičkim telima zvezda, i tako su u osamnaestom veku nastavili da razmišljaju o veličini u smislu fizičke veličine zvezde.[4] Johan Hevelije je napravio veoma preciznu tabelu veličina zvezda izmerenih teleskopski, ali sada su se izmereni prečnici kretali od nešto više od šest lučnih sekundi za prvu magnitudu do nešto manje od 2 sekunde za šestu magnitudu.[4][5] U vreme Vilhelma Heršela astronomi su prepoznali da su teleskopski diskovi zvezda lažni i da su funkcija teleskopa kao i sjaja zvezda, ali su i dalje govorili o veličini zvezde više nego o njenom sjaju.[4] Čak i sve do devetnaestog veka sistem veličina je nastavio da se opisuje u terminima šest klasa određenih prividnom veličinom, u kojima:

Ne postoji drugo pravilo za klasifikaciju zvezda osim procene posmatrača; i stoga neki astronomi računaju one zvezde da su prve veličine dok drugi smatraju da su druge.[6]

Međutim, do sredine devetnaestog veka astronomi su merili udaljenosti do zvezda preko zvezdane paralakse i tako shvatili da su zvezde toliko udaljene da se u suštini pojavljuju kao tačkasti izvori svetlosti. Prateći napredak u razumevanju difrakcije svetlosti i astronomskog viđenja, astronomi su u potpunosti razumeli da su prividne veličine zvezda lažne i kako te veličine zavise od intenziteta svetlosti koja dolazi od zvezde (ovo je prividni sjaj zvezde, koji se može izmeriti u jedinicama kao što su watts/cm2) tako da su svetlije zvezde izgledale veće.

Moderna definicija uredi

Rana fotometrijska merenja (napravljena, na primer, korišćenjem svetlosti za projektovanje veštačke „zvezde“ u vidno polje teleskopa i prilagođavanjem tako da odgovara stvarnim zvezdama po sjaju) pokazala su da su zvezde prve magnitude oko 100 puta sjajnije od zvezda šeste magnitude.

Tako je 1856. Norman Pogson iz Oksforda predložio da se logaritamska skala od 5√100 ≈ 2,512 usvoji između magnituda, tako da je pet koraka veličine tačno odgovaralo faktoru od 100 u osvetljenosti.[7][8] Svaki interval od jedne magnitude jednak je varijaciji u osvetljenosti od 5√100 ili otprilike 2,512 puta. Prema tome, zvezda magnitude 1 je oko 2,5 puta sjajnija od zvezde magnitude 2, oko 2,52 puta svetlija od zvezde magnitude 3, oko 2,53 puta sjajnija od zvezde magnitude 4, i tako dalje.

Prividna i apsolutna veličina uredi

Dve glavne vrste magnituda koje razlikuju astronomi su:

  • Prividna magnituda, osvetljenost objekta kako se pojavljuje na noćnom nebu.
  • Apsolutna magnituda, koja meri luminoznost objekta (ili reflektovanu svetlost za nesvetleće objekte kao što su asteroidi); to je prividna veličina objekta viđena sa određene udaljenosti, konvencionalno 10 parseka (32,6 svetlosnih godina).

Razlika između ovih koncepata može se videti upoređivanjem dve zvezde. Betelgez (prividna magnituda 0,5, apsolutna magnituda −5,8) izgleda malo tamnije na nebu od Alfa Kentaura (prividna magnituda 0,0, apsolutna magnituda 4,4) iako emituje hiljade puta više svetlosti, jer je Betelgez mnogo dalje.

Primeri uredi

Sledi tabela koja daje prividne magnitude za nebeske objekte i veštačke satelite u rasponu od Sunca do najslabijeg objekta vidljivog Svemirskim teleskopom Habl (HST):

Prividna
magnituda 		Osvetljenost
relativno na
magnitudu 0 		Primer Prividna
magnituda 		Osvetljenost
relativno na
magnitudu 0 		Primer Prividna
magnituda 		Osvetljenost
relativno na
magnitudu 0 		Primer
−27 6,31×1010 Sunce −7 631 SN 1006 supernova 13 6,31×10−6 3C 273 kvazar
limit od 4,5–6 in (11–15 cm) teleskopi
−26 2,51×1010 −6 251 ISS (maks.) 14 2,51×10−6 Pluton (maks.)
limit od 8–10 in (20–25 cm) teleskopi
−25 1010 −5 100 Venera (maks.) 15 10−6
−24 3,98×109 −4 39,8 Objekti najslabije vidljivi golim okom tokom dana kada je sunce visoko[9] 16 3,98×10−7 Haron (maks.)
−23 1,58×109 −3 15,8 Jupiter (maks.), Mars (maks.) 17 1,58×10−7
−22 6,31×108 −2 6,31 Mercury (maks.) 18 6,31×10−8
−21 2,51×108 −1 2,51 Sirijus 19 2,51×10−8
−20 108 0 1 Vega, Saturn (maks.) 20 10−8
−19 3,98×107 1 0,398 Antares 21 3,98×10−9 Kaliroa (Jupiterov satelit)
−18 1,58×107 2 0,158 Polaris 22 1,58×10−9
−17 6,31×106 3 0,0631 Karlovo srce 23 6,31×10−10
−16 2,51×106 4 0,0251 Akubens 24 2,51×10−10
−15 106 5 0,01 Vesta (maks.), Uran (maks.) 25 10−10 Fenrir (Saturnov satelit)
−14 3,98×105 6 3,98×10−3 tipična granica golim okom 26 3,98×10−11
−13 1,58×105 pun mesec 7 1,58×10−3 Cerera (maks.) najslabije vidljive zvezde golim okom iz „tamnih” ruralnih područja[10] 27 1,58×10−11 vidljivi svetlosni limit 8m teleskopa
−12 6,31×104 8 6,31×10−4 Neptun (maks.) 28 6,31×10−12
−11 2,51×104 9 2,51×10−4 29 2,51×10−12
−10 104 10 10−4 tipični limit za 7×50 dvogled 30 10−12
−9 3,98×103 Iridijumska baklja (maks.) 11 3,98×10−5 Proksima Kentauri 31 3,98×10−13
−8 1,58×103 12 1,58×10−5 32 1,58×10−13 granica vidljive svetlosti Habla

Vidi još uredi

Reference uredi

  1. ^ Miles, R. (oktobar 2006). „A light history of photometry: from Hipparchus to the Hubble Space Telescope”. Journal of the British Astronomical Association. 117: 172. Pristupljeno 8. 2. 2021. 
  2. ^ Keill, J. (1739). An introduction to the true astronomy (3rd izd.). London. str. 47–48. 
  3. ^ Thoren, V. E. (1990). The Lord of Uraniborg . Cambridge: Cambridge University Press. str. 306. 
  4. ^ a b v Graney, C. M.; Grayson, T. P. (2011). „On the Telescopic Disks of Stars: A Review and Analysis of Stellar Observations from the Early 17th through the Middle 19th Centuries”. Annals of Science. 68 (3): 351—373. arXiv:1003.4918  . doi:10.1080/00033790.2010.507472. 
  5. ^ Graney, C. M. (2009). „17th Century Photometric Data in the Form of Telescopic Measurements of the Apparent Diameters of Stars by Johannes Hevelius”. Baltic Astronomy. 18 (3–4): 253—263. Bibcode:2009BaltA..18..253G. arXiv:1001.1168  . 
  6. ^ Ewing, A.; Gemmere, J. (1812). Practical Astronomy. Burlington, NJ: Allison. str. 41. 
  7. ^ Hoskin, M. (1999). The Cambridge Concise History of Astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. str. 258. 
  8. ^ Tassoul, J. L.; Tassoul, M. (2004). A Concise History of Solar and Stellar Physics . Princeton, NJ: Princeton University Press. str. 47. 
  9. ^ „Seeing stars and planets in the daylight”. sky.velp.info. Arhivirano iz originala 7. 3. 2016. g. Pristupljeno 8. 5. 2018. 
  10. ^ „The astronomical magnitude scale”. www.icq.eps.harvard.edu. Pristupljeno 2020-12-17. 

Spoljašnje veze uredi

 
Magnituda na Vikimedijinoj ostavi.
Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Магнитуда_(астрономија)&oldid=24493700”