Ero sivun ”Magnitudi (tähtitiede)” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
historia siirretty alkuun, miinukset, nbsp ym |
|||
Rivi 4:
!colspan="2"|Näennäisiä kirkkauksia m
|-
|[[Aurinko]] ||
|-
|täysi[[kuu]]||
|-
|[[Venus]] kirkkaimmillaan||
|-
|[[Sirius]]||
|-
|[[Vega]]|| 0*
Rivi 18:
|himmeimmät havaittavat tähdet valosaasteisessa kaupungissa|| +3,0
|-
|himmeimmät paljain silmin havaittavat tähdet||noin +6
|-
|[[kvasaari 3C 273]]|| +12,8
Rivi 28:
!colspan="2"|Absoluuttisia kirkkauksia M
|-
|[[kvasaari 3C 273]] ||
|-
|[[Deneb]] ||
|-
|[[Vega]] || +0,58
Rivi 46:
|<small>* referenssiarvo</small>, <small>** harvoin käytössä, mittaustapa eroaa tähdistä</small>
|}
'''Magnitudi''' eli '''suuruusluokka''' on [[tähtitiede|tähtitieteessä]] käytetty laaduton [[suure]], jolla ilmaistaan [[tähti|tähden]] tai muun taivaankappaleen kirkkaus [[valo]]n aallonpituusalueella. Magnitudi ilmaistaan käänteisellä [[logaritminen asteikko|logaritmisella asteikolla]], jonka kantaluku on 100<sup>1/5</sup>
Muiden kuin pistemäisten kohteiden kirkkaus voidaan ilmaista joko kokonaismagnitudina tai pintakirkkautena. Pintakirkkaus ilmoitetaan yleensä magnitudeina
▲'''Magnitudi''' eli '''suuruusluokka''' on [[tähtitiede|tähtitieteessä]] käytetty laaduton [[suure]], jolla ilmaistaan [[tähti|tähden]] tai muun taivaankappaleen kirkkaus [[valo]]n aallonpituusalueella. Magnitudi ilmaistaan käänteisellä [[logaritminen asteikko|logaritmisella asteikolla]], jonka kantaluku on 100<sup>1/5</sup> ≈ 2,51. Kirkkaiden kohteiden magnitudi on pienempi kuin himmeiden, ja aivan kirkkaimpien tähtien magnitudi on negatiivinen. Esim. Sirius on kirkkaudeltaan −1,46.
== Magnitudijärjestelmän historia ==▼
▲Muiden kuin pistemäisten kohteiden kirkkaus voidaan ilmaista joko kokonaismagnitudina tai pintakirkkautena. Pintakirkkaus ilmoitetaan yleensä magnitudeina per neliö[[kaarisekunti]] (mag/arc-sec<SUP>2</SUP>).
Magnitudijärjestelmä perustuu [[Klaudios Ptolemaios|Ptolemaioksen]] ''[[Almagest]]issä'' 140-luvulla jaa. julkaisemaan 1022:n tähden luetteloon, jonka alun perin laati [[Hipparkos]] toisella vuosisadalla eaa. Almagestissa tähdet jaetaan kirkkauden perusteella kuuteen suuruusluokkaan niin, että kirkkaimmat kuuluvat ensimmäiseen suuruusluokkaan ja himmeimmät paljain silmin havaittavat kuudenteen. Lisäksi osa kohteista on merktty
Vuonna 1856 [[Norman Pogson]] julkaisi pikkuplaneetta[[Efemeridi|efemeridin]] vuodelle 1857, jossa hän käytti kehittämäänsä standardoitua magnitudijärjestelmää. Hän oli tutkinut eri tähtitieteilijöiden silmämääräisiä kirkkausmäärityksiä ja todennut, että yhden magnitudin ero vastasi keskimäärin 2,4
== Magnitudiasteikko on logaritminen ja käänteinen==▼
Noin sata vuotta sitten tähtien kirkkauden määrittämisessä tuli käyttöön valokuvaus ja myöhemmin sähköiset fotometriset mittalaitteet, joiden herkkyyden aallonpituusalue poikkeaa silmästä. Uusien menetelmien magnitudiasteikot määriteltiin uudelleen tarkasti standarditähtien suhteen, mutta pyrkien sälyttämään vastaavuuden visuaalisiin magnitudeihin. Esim. UBV-järjestelmän V-magnitudit määritettiin vastaamaan valokuvaamalla saatuja fotovisuaalisia magnitudeja, jotka puolestaan vastaavat suunnilleen silmämääräisesti arvioituja visuaalimagnitudeja.▼
Alun perin valokuvauksellisten magnitudien referenssitähtenä oli Pohjantähti ja sen ympäristön tähdet. Pohjantähden kirkkaus oli tässä asetettu magnitudiarvoksi tasan 2,0. Myöhemmin havaittiin
▲== Magnitudiasteikko on logaritminen ja käänteinen==
Magnitudiasteikossa yhden magnitudin ero vastaa noin 2,512-kertaista eroa (100<SUP>1/5</SUP>) valon [[intensiteetti|intensiteetissä]]. Mitä himmeämpi kohde on, sitä suuremmmalla magnitudiarvolla se ilmaistaan.
Rivi 80 ⟶ 87:
|}
Magnitudeja ei voi laskea suoraan yhteen, vaan kirkaudet pitää ensin muuntaa intensiteetiksi, jotka lasketaan yhteen ja lopuksi muunnetaan takaisin magnitudeiksi. Esim. jos lasketaan yhteen kaksi 1. suuruusluokan kohdetta, saadaan tulokseksi 0,247. Kaavat ovat I
==Näennäinen magnitudi (m)==
Kun puhutaan magnitudeista, tarkoitetaan yleensä juuri näennäistä magnitudia, joka kertoo, miten kirkas kohde on havaintopaikalta (maapallolta) mitattuna. Esimerkiksi Auringon näennäinen kirkkaus on −26,7 ja himmeimpien paljaalla silmällä näkyvien tähtien kirkkaus on noin 6.
Näennäinen magnitudi ei kuvaa kohteen fysikaalisia ominaisuuksia itsessään lainkaan, sillä sen suuruuteen vaikuttaa kohteen todellinen [[absoluuttinen magnitudi]], etäisyys ja tähtienvälisen aineen himmentävä vaikutus. Kohteen kirkkaus on käänteisesti verrannollinen etäisyyden neliöön. Kahdesta absoluuttisesti yhtä kirkkaasta tähdestä se, joka on kaksi kertaa kauempana on kirkkaudeltaan vain neljäsosa lähemmästä, siis
Näennäistä kirkkautta merkitään yleensä kirjaimella m, jonka yhteydessä olevalla alaindeksillä kerrotaan, mistä näennäisestä magnitudista on kyse. Merkintä m<sub>vis</sub> tarkoittaa ''visuaalista magnitudia'', jonka mittauksessa käytetty herkkyysjakauma vastaa ihmissilmää. Tähtikartoissa ilmoitetut kirkkaudet ovat tavallisesti lähellä UBVRI-järjestelmän V-magnitudeja (V).
Rivi 92 ⟶ 98:
Kohteen magnitudi voidaan määrittää visuaalisesti, [[valokuvaus|valokuvaamalla]] tai [[fotometri]]llä. Nykyään mittaus tapahtuu useimmiten [[CCD]]-kameralla, jolla voi helposti saavuttaa 0,01 magnitudin suhteellisen mittaustarkkuuden. Kirkkaus arvioidaan tai mitataan aina suhteessa yhteen täi useampaan vertailutähteen, jonka kirkkaus tunnetaan.
==Absoluuttinen magnitudi (M)==
=== Tähtien absoluuttinen magnitudi ===
Tähtien fysikaalisia ominaisuuksia tutkittaessa pitää tietää niiden todellinen kirkkaus. Absoluuttinen magnitudi merkitään isolla m-kirjaimella (M). Absoluuttinen magnitudi kertoo, miten kirkkaalta tähti näyttäisi kymmenen [[parsek]]in etäisyydellä (32,616 [[valovuosi|valovuotta]]. Auringon absoluuttinen V-magnitudi on 4,8. Näennäisen ja absoluuttisen magnitudin erotusta (m-M) kutsutaan kohteen [[etäisyysmoduli]]ksi.
=== Planeettojen, asteroidien, kuiden ja komeettojen absoluuttinen magnitudi===
Aurinkokunnan kappaleen absoluuttinen magnitudi kertoo, miten kirkkaalta kohde näyttäisi, jos se olisi maapallon tilalla ja sitä katsottaisiin Auringon keskipisteestä; siis, jos kappale olisi yhden [[tähtitieteellinen yksikkö|AU]]:n etäsisyydellä Auringosta ja havaitsijasta ja täysin valaistuneena (vaihekulma=0°). Absoluuttista magnitudia käytetään efemeridilaskuissa tai esim. pikkuplaneetan läpimitan arvoimisessa silloin, kun läpimittaa ei voi suoraan mitata. Absoluuttinen magnitudi merkitään '''''H''''' tai '''''V(1,0)'''''.<ref>{{Verkkoviite | Tekijä= | Nimeke=Absolute magnitude (H) | Ajankohta= | Osoite= http://neo.jpl.nasa.gov/glossary/h.html| Julkaisija= NASA| Viitattu= 27. toukokuuta 2007| Kieli= {{en}} }}</ref>
Rivi 104 ⟶ 108:
*[[Kuu]] +0,25
*[[Merkurius]]
*[[Venus]]
*[[Maapallo]]
*[[2007 TU24|2007 TU<sub>24</sub>]] +20,3
*[[Mars]]
*[[Ceres]] +3,36
*[[Jupiter]]
*[[Saturnus]]
*[[Uranus]]
*[[Neptunus]]
*[[Makemake]]
*[[Pluto]]
*[[Halleyn komeetta]] +4,7 (ollessaan kirkkaimmillaan vuodenvaihteessa 1985/86)
== Bolometrinen magnitudi ==
Bolometrinen magnitudi kertoo, kuinka kirkas tähti olisi, jos voitaisiin mitata kaikki siitä lähtevä säteily (siis [[gammasäteily|gammasta]] [[radioaallot|radioalueelle]] eikä ainoastaan jotakin tiettyä aallonpituusaluetta.) Bolometrinen magnitudi on erittäin tärkeä suure, sillä absoluuttinen bolometrinen magnitudi on verrannollinen tähden [[luminositeetti|luminositeetin]] <math>L_{*}</math> logaritmiin:
Rivi 133 ⟶ 136:
== UBVRI-järjestelmä ==
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]]
Kirkkauden mittaamisen tarkkuutta heikentää se, että tähdet eivät säteile tasaisesti kaikkia aallonpitoisuuksia. Tämä näkyy paljaalla silmällä tähtien värierona. Lisäksi ilmakehä absorboi ja sirottaa eri aallonpituuksia eri tavalla. H. Johnson ja W. Morgan kehitettivät 1950-luvun alussa ''UBV-
▲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.
Myöhemmin A. Cousins lisäsi järjestelmään standardisuotimet R (
▲Kirkkauden mittaamisen tarkkuutta heikentää se, että tähdet eivät säteile tasaisesti kaikkia aallonpitoisuuksia. Tämä näkyy paljaalla silmällä tähtien värierona. Lisäksi ilmakehä absorboi ja sirottaa eri aallonpituuksia eri tavalla. 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)
▲*V (545 nm, puoliarvoleveys 88nm. ''Visual'', käytännössä keltainen)
Tavallisimmin käytetään V-magnitudia, koska se vastaa likipitäen silmällä havaittavaa kirkkautta. UBVRI-järjestelmän magnitudit merkitään aallonpituuskaistaa vastaavalla isolla kirjaimella, esim. V
▲Myöhemmin A. Cousins lisäsi järjestelmään standardisuotimet R (638nm, puoliarvoleveys 138nm. ''Red'' eli punainen) ja I (797nm, puoliarvoleveys 149nm. ''Infrared'' eli [[infrapuna]]inen). Vuonna 1990 M. Bessell kehitti UBVRI-järjestelmän suodattimille muunnelmat, jossa ilmaisimena käytetään uudenaikaisempia valomonistinputkia tai CCD-kameraa. Nykyään kaupallisesti tarjolla olevat UBVRI-suodattimet perustuvat Bessellin määrittelyyn.
▲Tavallisimmin käytetään V-magnitudia, koska se vastaa likipitäen silmällä havaittavaa kirkkautta. UBVRI-järjestelmän magnitudit merkitään aallonpituuskaistaa vastaavalla isolla kirjaimella, esim. V = 2,54. Perinteisesti UBVRI-järjestelmää käytettäessä kohteesta ilmoitetaan V-magnitudi ja muun väriset magnitudit '''[[väri-indeksi]]nä''' U–B ja B–V. Jälkimmäiset arvot ovat merkinnän mukaisesti U- ja B-magnitudien sekä B- ja V-magnitudien erotukset.
==Rajamagnitudi==
Rajamagnitudilla tarkoitetaan himmeintä tähteä tai muuta kohdetta, joka on merkitty [[tähtikartta]]an tai -luetteloon tai jonka pystyy havaitsemaan tietyllä havaintovälineellä. Paljaalla silmällä hyvissä olosuhteissa rajamagnitudi on noin +6. Käytännössä havaittuun rajamagnitudiin vaikuttaa havainto-olosuhteet, kohteen korkeus horisontista, kaukoputken objetiivin koko, käytetty suurennus, taustataivaan kirkkaus sekä havaitsijan kokemus, vireystila ja ikä.
Optisen laitteen visuaalinen rajasuuruusluokka riippuu objektiivin läpimitasta, käytetystä suurennuksesta ja taustataivaan kirkkaudesta. Esimerkiksi 50
==Kuinka kirkas kynttilä on eri etäisyyksillä
*1
*
▲*1000 km: V<sub>mag</sub> = 15,8
==Laskukaavoja==
Rivi 163:
'''Absoluuttisen magnitudin laskeminen näennäisen magnitudin ja etäisyyden perusteella'''
:<math> M = m + 5 \log_{10}\frac{d_0}{d}\!\,</math>, jossa <math>d\!\,</math> on kohteen etäisyys ja <math>d_0\!\,</math> 10 parsekia
▲== Magnitudijärjestelmän historia ==
▲Magnitudijärjestelmä perustuu [[Klaudios Ptolemaios|Ptolemaioksen]] ''[[Almagest]]issä'' 140-luvulla jaa. julkaisemaan 1022:n tähden luetteloon, jonka alun perin laati [[Hipparkos]] toisella vuosisadalla eaa. Almagestissa tähdet jaetaan kirkkauden perusteella kuuteen suuruusluokkaan niin, että kirkkaimmat kuuluvat ensimmäiseen suuruusluokkaan ja himmeimmät paljain silmin havaittavat kuudenteen. Lisäksi osa kohteista on merktty "Himmeäksi" tai "Sumuksi". Nykyään käytössä oleva magnitudijärjestelmän juuret ovat siis yli kahden vuosituhannen takaa.
▲Vuonna 1856 [[Norman Pogson]] julkaisi pikkuplaneetta[[Efemeridi|efemeridin]] vuodelle 1857, jossa hän käytti kehittämäänsä standardoitua magnitudijärjestelmää. Hän oli tutkinut eri tähtitieteilijöiden silmämääräisiä kirkkausmäärityksiä ja todennut, että yhden magnitudin ero vastasi keskimäärin 2,4 kertaista eroa kirkkaudessa. Silmän havaintovasteen ajeteltiin tuolloin olevan logaritminen, joten hän teki magnitudisasteikostaan logaritmisen. Laskutoimitusten yksinkertaistamiseksi hän asetti kantaluvuksi viidennen juuren sadasta (likimäärin 2,5118…), joka on myös lähellä eri havaitsijoiden keskiarvoa. Lukua kutsutaan joskus ''Pogsonin suhteeksi''. Asteikon hän kalibroi [[Bonner_Durchmusterung|Bonner Durchmusterung]]-luettelon magnitudien perusteella.
▲Noin sata vuotta sitten tähtien kirkkauden määrittämisessä tuli käyttöön valokuvaus ja myöhemmin sähköiset fotometriset mittalaitteet, joiden herkkyyden aallonpituusalue poikkeaa silmästä. Uusien menetelmien magnitudiasteikot määriteltiin uudelleen tarkasti standarditähtien suhteen, mutta pyrkien sälyttämään vastaavuuden visuaalisiin magnitudeihin. Esim. UBV-järjestelmän V-magnitudit määritettiin vastaamaan valokuvaamalla saatuja fotovisuaalisia magnitudeja, jotka puolestaan vastaavat suunnilleen silmämääräisesti arvioituja visuaalimagnitudeja.
▲Alun perin valokuvauksellisten magnitudien referenssitähtenä oli Pohjantähti ja sen ympäristön tähdet. Pohjantähden kirkkaus oli tässä asetettu magnitudiarvoksi tasan 2,0. Myöhemmin havaittiin , että Pohjantähti on [[kefeidi]]-muuttuja, ja uudeksi referenssitähdeksi vaihdettiin Vega (V-magnitudi=0, [[väri-indeksi]]=0).
== Katso myös ==
| |||