Фотографическая величина

Фотографическая величина ( $mph,$ или $mp,$ ) — это мера относительной яркости звезды или другого астрономического объекта полученного на эмульсии фотопленки с помощью камеры прикрепленной к телескопу . Видимая фотографическая величина объекта зависит от его внутренней светимости , расстояния и любого ослабления света межзвездным веществом , существующим на луче зрения наблюдателя.

Фотографические наблюдения теперь заменены электронной фотометрией, такой как ПЗС- камеры с зарядовой парой , которые преобразуют падающий свет в электрический ток за счет фотоэлектрического эффекта. Определение величины производится с помощью фотометра .

Метод

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 в отношении звезд , планет и других планетарных объектов Солнечной системы , переменных звезд. ^[1] и объекты дальнего космоса .

К концу XIX века улучшенное измерение видимой величины астрономических объектов было получено с помощью фотографии, часто прикрепленной в виде специальной пластинчатой камеры в главном фокусе телескопа. Изображения делались на ортохроматической фотоэмульсионной пленке или пластинках . Эти фотографии были созданы путем экспонирования пленки в течение короткого или длительного периода времени, общая длина экспозиции которого накапливает фотоны и обнажает более тусклые звезды или астрономические объекты, невидимые человеческому глазу . Хотя звезды, наблюдаемые на небе, являются приблизительными точечными источниками, процесс сбора их света приводит к тому, что каждая звезда выглядит как небольшой круглый диск, яркость которого примерно пропорциональна диаметру диска или его площади. Простое измерение размера диска можно провести оптически с помощью микроскопа или специально сконструированного астрономического микроденситометра .

Ранние черно-белые фотографические пластинки использовали эмульсии галогенида серебра, которые были более чувствительны к синему концу визуального спектра . Это привело к тому, что более синие звезды имели более яркую фотографическую величину по сравнению с эквивалентной визуальной величиной : на фотографии они выглядели ярче, чем человеческий глаз или современные электронные фотометры. И наоборот, более красные звезды кажутся тусклее и имеют более слабую фотографическую величину, чем визуальная. Например, красный сверхгигант имеет KW Стрельца диапазон фотографической величины от 11,0p до 13,2p, а визуальную величину - от 8,5p до 11,0p. На картах переменных звезд также часто присутствуют несколько звезд сравнения синей величины (B). например, S Doradus и WZ Sagittae . ^{[ нужны разъяснения ]}

Фотометрические методы определяют размеры и цвета астрономических объектов с использованием астрономических фотографических изображений, просматриваемых через выбранные или стандартные цветные полосовые фильтры. Это отличается от других проявлений видимой визуальной величины. ^[2] наблюдаемые человеческим глазом или полученные с помощью фотографии: ^[1] которые обычно появляются в старых астрономических текстах и каталогах. В ранних фотографических изображениях первоначально использовались фильтры нестабильного качества или нестабильного желтого цвета, хотя в более поздних системах фильтров использовались более стандартизированные полосовые фильтры, которые до сих пор используются в современных ПЗС-фотометрах.

Величины и показатели цвета

Видимая фотографическая величина обычно обозначается как m _pg или m _p , или фотовизуальная величина m _p или m _pv . ^[3]^[1] Абсолютная фотографическая величина Мпк _{составляет} . ^[3] Они отличаются от обычных фотометрических систем (UBV, UBVRI или JHK), которые обозначаются заглавной буквой. 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, визуальные величины как m _v . ^[3] Следовательно, звезду 6-й величины можно обозначить как 6,0 В, 6,0 В, 6,0 В или 6,0p. Поскольку звездный свет измеряется в разном диапазоне длин волн электромагнитного спектра и на него влияет разная инструментальная фотометрическая чувствительность к свету, они не обязательно эквивалентны по численному значению. ^[4]

См. также

Ссылки

^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Майлз, Р. (2007). «Легкая история фотометрии: от Гиппарха до космического телескопа Хаббл». Журнал Британской астрономической ассоциации . 117 : 178–186. Бибкод : 2007JBAA..117..172M .
^ Норт, Г.; Джеймс, Н. (21 августа 2014 г.). Наблюдение переменных звезд, новых и сверхновых . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-107-63612-5 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Нортон, AP (1989). Norton's 2000.0: Звездный атлас и справочный справочник . Лонгмор Сайентифик. п. 133 . ISBN 0-582-03163-Х .
^ Перейти обратно: ^а ^б МакРоберт, А. (1 августа 2006 г.). «Система звездных величин» . Небо и телескоп . Проверено 21 мая 2019 г.

[Miles2007-1] Перейти обратно: ^а ^б ^с Майлз, Р. (2007). «Легкая история фотометрии: от Гиппарха до космического телескопа Хаббл». Журнал Британской астрономической ассоциации . 117 : 178–186. Бибкод : 2007JBAA..117..172M .

[north2014-2] Норт, Г.; Джеймс, Н. (21 августа 2014 г.). Наблюдение переменных звезд, новых и сверхновых . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-107-63612-5 .

[Norton1989-3] Перейти обратно: ^а ^б ^с Нортон, AP (1989). Norton's 2000.0: Звездный атлас и справочный справочник . Лонгмор Сайентифик. п. 133 . ISBN 0-582-03163-Х .

[macrobert2006-4] Перейти обратно: ^а ^б МакРоберт, А. (1 августа 2006 г.). «Система звездных величин» . Небо и телескоп . Проверено 21 мая 2019 г.

[1]

[2]

[3]

[4]