Ero sivun ”Magnitudi (tähtitiede)” versioiden välillä

p
Typo fixing, typos fixed: mm läpimittainen → mm:n läpimittainen using AWB
p (Typo fixing, typos fixed: mm läpimittainen → mm:n läpimittainen using AWB)
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|efemeridinefemeridi]]n 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]] -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.
 
==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 noin 1,5 magnitudia himmeämpi. Galaksien välisillä suurilla etäisyyksillä myös avaruuden kaareutuminen vaikuttaa suhteeseen.
 
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).
ja sitä kautta kuvaa tähden energiantuottoa. Bolometristä magnitudia ei yleensä mitata, vaan se saadaan selville laskemalla tähden väristä ''bolometrinen korjaus'' (BC), joka on määritelty nollaksi [[spektriluokka|spektriluokan]] F5 tähdille. Bolometrisen korjauksen avulla lausuttuna
 
<math>m_{bol} = m_{v} - BC </math>,
 
missä <math>m_v </math> on visuaalinen magnitudi. Kohteen bolometrisen magnitudin lukuarvo on ''aina'' pienempi tai yhtä suuri kuin sen visuaalisella magnitudilla.{{Lähde|1. lokakuuta 2010|Kaler (1997) listaa kyllä sekä positiivisia että negatiivisia BC:n arvoja}}
 
== 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]]&nbsp;< 1&nbsp;[[Metri|nm]]. Erilaisia suodattimia on käytössä useita satoja erilaisia.
 
Kirkkauden mittaamisen tarkkuutta heikentää se, että tähdet eivät säteile tasaisesti kaikkia aallonpituuksia. 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-järjestelmän'', jossa magnitudi määritetään mittamalla kohteen kirkkaus valomonistinputkella leveäkaistaisten lasisuodattimien läpi. UBV-järjestelmässä suodattimet ovat
*V (545&nbsp;nm, puoliarvoleveys 88&nbsp;nm. ''Visual'', käytännössä keltainen)
 
Myöhemmin A. Cousins lisäsi järjestelmään standardisuotimet R (638&nbsp;nm, puoliarvoleveys 138&nbsp;nm. ''Red'' eli punainen) ja I (797&nbsp;nm, puoliarvoleveys 149&nbsp;nm. ''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&nbsp;= 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-&nbsp;ja B-magnitudien sekä B-&nbsp;ja V-magnitudien erotukset.
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 (valosaaste, ilmakehän läpinäkyvyys ja taustataivaan kirkkaus), kohteen korkeus horisontista, kaukoputken objektiivin koko, käytetty suurennus sekä havaitsijan kokemus, vireystila, ikä ja silmän terveys.
 
Optisen laitteen visuaalinen rajasuuruusluokka riippuu objektiivin läpimitasta, käytetystä suurennuksesta ja taustataivaan kirkkaudesta. Esimerkiksi 50&nbsp;mm:n läpimittainen objektiivi kerää valoa lähes 100-kertaisen määrän valoa kuin paljas silmä, joten rajasuuruusluokka on noin 11. Läpimitaltaan 200&nbsp;mm kokoinen objektiivi kerää valoa yli 1000-kertaisesti verrattuna paljaaseen silmään ja sen rajamagnitudi on noin 14.
 
==Kuinka kirkas kynttilä on eri etäisyyksillä==
*1 metri: V<sub>mag</sub>&nbsp;= &minus;14,2
*1 &nbsp;km: V<sub>mag</sub>&nbsp;= 0,8
*1000 &nbsp;km: V<sub>mag</sub>&nbsp;= 15,8
 
==Laskukaavoja==
3 368

muokkausta