Wikipedia

Ero sivun ”Magnitudi (tähtitiede)” versioiden välillä

Selaa historiaa interaktiivisesti
[arvioimaton versio][arvioimaton versio]
← Vanhempi muutosUudempi muutos →
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
VisuaalinenWikiteksti
Rivi 132:
Koska laajakaistainen visuaalinen magnitudi ei kerro kohteen fysikaallisista ominaisuuksita oikeastaan mitään, on kehitetty suodattimia, joilla tähden spektristä erotetaan mitattavaksi haluttu osa. Mitattava aallonpituusalue pitää teoriassa olla mahdollisimman kapea, mutta kohteiden himmeys, kaukoputken koko ja ilmaisimen herkkyys asettavat rajat sille, miten kapealta aallonpituusalueelta valoa voi käytännössä kerätä. Esim. aurinkoa voidaan tutkia hyvin kapeakaistaisilla suodattimilla ([[puoliarvoleveys]] < 1 [[Metri|nm]]. Erilaisia suodattimia on käytössä useita satoja erilaisia.
 
Kirkkauden mittaamistamittaamisen vaikeuttaatarkkuutta heikentää se, etteiettä [[valo]]tähdet oleeivät monokromaattista,sätele jatasaisesti sitenkaikkia eriaallonpitoisuuksia. aallonpituuksilla taivaankappaleidenLisäksi kirkkausilmakehä onabsorboi erilainen.ja Havaittusirottaa kirkkauseri riippuuaallonpituuksia siis havaintolaitteen herkkyydestä aallonpituuksieneri suhteentavalla. H. Johnson ja W. Morgan kehitettivät 1950-luvun alussa ''UBV-järjestelmä''n, jossa magnitudi määritetään mittamalla kohteen kirkkaus valomonistinputkella leveäkaistaisten lasisuodattimien läpi. UBV-järjestelmässä suodattimet ovat
*U (367 nm, [[puoliarvoleveys]] 66nm. ''Ultraviolet'' eli ultravioletti)
*B (435 nm, puoliarvoleveys 95nm. ''Blue'' eli sininen)
Noudettu kohteesta ”https://fi.wikipedia.org/wiki/Magnitudi_(tähtitiede)”