Wielkości absolutne gwiazd
5 Maj 2005r. w
Fotometria Gwiazd napisał/a
Marcin Szulc
Różnorodność w obserwowanym blasku gwiazd powodowana jest poza różnorodnością w rzeczywistym ich blasku różnicami w odległościach, w jakich gwiazdy są położone.
Różnorodność w obserwowanym blasku gwiazd powodowana jest poza różnorodnością w rzeczywistym ich blasku różnicami w odległościach, w jakich gwiazdy są położone. Dwie gwiazdy identyczne, położone w różnych odległościach D
1 i D
2, wykazują różny blask, gdyż widome natężenie ich światła I
1 i I
2 jest odwrotnie proporcjonalne do kwadratów odległości D
1 i D
2
I1/I2 = D22/D12
Wskutek tego różnica wielkości gwiazdowych m1 i m2, odpowiadających natężeniom I
1 i I
2 wyraża się wzorem
m1 - m2 = -2,5log(I1/I2) = 5log(D1/D2)
Dla porównywania ze sobą rzeczywistych natężeń światła gwiazd należy sprowadzać ich blask do stałej odległości jednakowej dla wszystkich gwiazd. Za taka odległość umówiono się uważać 10 parseków i wielkość gwiazdową, jaką miałaby dana gwiazda, gdyby ją umieszczono w odległości 10 parseków, nosi nazwę jej wielkości
absolutnej.
Przyjmijmy w powyższym wzorze
D2 = 10, a następnie wprowadźmy zmiany oznaczeń
m1 = m;
m2 = M;
D1 = D. Wówczas otrzymamy:
M = m + 5 - 5logD
przy czym odległość D gwiazdy z wielkością widomą m wyrażona jest w parsekach. Wzór ten wyraża zależność między wielkością widomą i absolutną gwiazdy przy założeniu, że przestrzeń międzygwiazdowa jest całkowicie przezroczysta. Założenie to jest spełnione tylko w przybliżeniu, przy dokładnym przeto obliczaniu wielkości absolutnych gwiazd należy uwzględniać osłabienie ich blasku przez materię międzygwiazdową.
Wzór ten piszemy jeszcze w innej postaci. Zgodnie z definicją paralaksy heliocentrycznej
D = 1/π0
wprowadzając do tego wzoru
π0 zamiast
D, otrzymamy często stosowany wzór na wielkość absolutną gwiazdy
M = m + 5 + 5logπ0
Oczywiście wielkości absolutne wyrażamy w tych samych systemach fotometrycznych, w jakich są wyrażane wielkości widome. Mówimy więc o
wielkościach absolutnych wizualnych,
fotograficznych,
fotoelektrycznych,
bolometrycznych itp. Na przykład w układzie
U,
B,
V wielkość
V Słońca wynosi
-26m,78, pozostałe zaś wielkości B =
-26m,16,
U = -26m,06. Odległość Słońca
D wynosi
1/206265 parseka. Podstawiając te wartości liczbowe do wzoru otrzymamy na wielkość absolutną M
v Słońca wartość
+4M,79,
MB= +5M,41 i
MU = +5M,51. Wielkość bolometryczna Słońca jest równa
+4M,72. Słońce przeto, gdyby było odsunięte do standardowej wielkości 10 parseków, świeciłoby jako gwiazda blisko piątej wielkości, czyli byłoby z pewnym trudem dostrzegalne gołym okiem.
Wielkość
m - M nosi nazwę
modułu odległości. Gdybyśmy z właściwości fizycznych gwiazdy zdołali poznać wielkość absolutną
M gwiazdy, to znając
m znalibyśmy moduł odległości, a tym samym przy założeniu zupełnej przezroczystości przestrzeni międzygwiazdowej znalibyśmy również odległość gwiazdy. Zasada ta znalazła zastosowanie przy wyznaczaniu paralaks spektralnych gwiazd
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Twoje Imię
1.03.2021, 02:09