Vizibilitatea magnitudinilor stelare nu spune nimic despre energia totală radiată de stea, nici despre strălucirea suprafeței. Într-adevăr, din cauza diferenței de distanță este mică stea, relativ rece numai datorită afinității sale relativ mare la noi poate avea o magnitudine aparenta mult mai mică (de ex., E. Pentru a apărea mai luminos) decât un gigant fierbinte îndepărtat. Dacă sunt cunoscute distanțele la două stele (vezi § 63), atunci pe baza magnitudinilor lor aparente, este ușor de găsit raportul dintre fluxurile de lumină reale emise de ele. Pentru a face acest lucru, este suficient ca iluminarea creată de aceste stele să fie atribuită distanței standard comune pentru toate stelele. Ca o astfel de distanță, se presupune că este de 10 ps. Mărimea stelelor pe care o stea ar avea-o dacă ar fi privită de la o distanță de 10 ps este numită magnitudinea absolută stelară. Ca magnitudinea vizibilă, absolută stelară poate fi vizuală, fotografică, etc. Fie ca magnitudinea aparentă a unei stele să fie m, iar distanța față de observator este r ps. Prin definiție, magnitudinea distanța este de 10 ps Raina magnitudinea absolută M. Aplicând formula m și M (7.8), obținem (11,2), unde E și E0 - respectiv iluminarea de stea la o distanță r ps și 10 ps. Deoarece iluminarea este invers proporțională cu pătratul distanțelor, conexiunea (11.3) Substituind (3.11) în (2.11) dă 0,4 (m - M) = 2 lg r - 2 (11.4) sau M = m + 5 - 5 lg r. (11.5) Formula (11.5) ne permite să găsim mărimea stelară absolută a lui M dacă știm magnitudinea aparentă a obiectului m și distanța față de el r, exprimată în parseci. Dacă amplitudinea absolută este cunoscută din alte motive, atunci cunoașterea mărimii vizibilului, găsi cu ușurință parseci exprimate în termeni de distanță lg r = 1 + 0,2 (m - M). (11.6) Cantitatea (m - M) se numește modulul de distanță. Deoarece paralaxă p astru anual și distanța r la ea în parseci legate de r = 1 / p (. A se vedea § 63), formula (11.6) poate fi adus la o altă specie: M = m + 5 + 5 1g p. (11.7) Ca exemplu, găsim magnitudinea vizuală absolută vizuală a Soarelui, magnitudinea vizuală vizibilă fiind mS = -26m, 8 (vezi § 103). Substituind distanța până la soare și mЅ lg rЅ în formula (11.5), obținem La determinarea mărimii (de exemplu, vizual) se înregistrează direct din observații, numai porțiunea din radiația care a trecut prin atmosfera terestră, acest sistem optic și dispozitivul fotosensibil este înregistrat. Pentru a găsi radiația totală în întreg spectrul, este necesar să se adauge la rezultatele acestor măsurători o corecție care ia în considerare radiația care nu a atins instrumentul. Mărimea stelară, determinată cu toleranță la radiație în toate părțile spectrului, se numește bolometric. Diferența dintre magnitudinea stelară bolometrică și cea vizuală sau fotovisuală se numește corecția bolometrică. Corecțiile bolometrice sunt calculate teoretic. Cel mai recent, în acest scop, sunt implicate rezultatele măsurărilor extra-atmosferice ale radiației stelelor din regiunea ultraviolet a spectrului. Corecția bolometrică are o valoare minimă pentru acele stele care, în regiunea vizibilă a spectrului, emit cea mai mare parte a energiei totale și depind de temperatura efectivă a stelei. Corecțiile bolometrice ne permit să determinăm luminozitățile bolometrice ale acelor stele pentru care sunt cunoscute magnitudinile stelare absolute. Fie Mv magnitudinea vizuală absolută a unei anumite stele și Dmbol corecția bolometrică. Apoi magnitudinea absolută bolometrică a stelei Să aplicăm această formulă soarelui, corecția bolometrică pe care o luăm, rotind valoarea din tabel. 10: Întrucât magnitudinea vizuală absolută a Soarelui este magnitudinea sa stelară absolută bolometrică. Fluxul de energie radiat de stea în toate direcțiile se numește luminozitate. Între luminozitățile L și magnitudinea absolută stelară, trebuie îndeplinită aceeași relație ca și între E și m din formula (7.8). Prin urmare, dacă denotăm cantitățile legate de Soare și de orice stea, respectiv cu simbolurile S și *, atunci obținem. De obicei, luminozitatea este exprimată în termeni de unități de luminozitate solară, adică LS = 1 și În funcție de metoda de determinare a magnitudinilor stelare incluse în această formulă, obținem luminozități vizuale, fotografice sau bolometrice. Pentru luminozitățile bolometrice, înlocuind valoarea și utilizând (11.9)
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: