Magnitudine absolută

Prin definiția Uniunii Astronomice Internaționale , „magnitudinea absolută a unui obiect este magnitudinea pe care un observator ar vedea-o la o distanță de exact 10 parseci [32,6 ani lumină ] de la acest obiect”.

Magnitudinea absolută este astfel o scară logaritmică direct legată de luminozitatea stelei . Definiția magnitudinii absolute este scrisă în termeni matematici:

M=-2,5Buturuga⁡(L/(4π(10pvs.)2))+VS{\ displaystyle M = -2,5 \, \ log (L / (4 \ pi (10pc) ^ {2})) + C}

unde L este luminozitatea stelei exprimată în unități de luminozitate solară , C este o constantă, iar log este logaritmul zecimal. Ca o scară logaritmică inversă, peste o stea este mai strălucitoare, magnitudinea ei este scăzută .

În funcție de faptul dacă luminozitatea este calculată pe o bandă spectrală albastră B ( în jur de 436 nm ) sau vizibile V ( în jur de 545 nm ), amplitudinea absolută este notat cu M B sau M V . Constanta este aleasă astăzi astfel încât magnitudinile absolute ale Soarelui în benzile B și V să fie M B = 5,48 și M V = 4,83.

Când luăm în considerare întregul spectru electromagnetic , de la unde radio la raze gamma și nu doar o anumită bandă spectrală, vorbim despre luminozitatea bolometrică și, prin urmare, magnitudinea bolometrică .

Mărimile absolute ale stelelor variază în general de la -10 la +17 în funcție de tipul lor spectral  : un supergigant albastru are o magnitudine absolută până la -10, în timp ce cea a unei pitice roșii poate merge până la +17. Soarele , cu o magnitudine absolută de +4,8, se află aproximativ la mijlocul între aceste două extreme.

Mărimea și distanța aparentă

Compararea magnitudinii absolute cu magnitudinea aparentă (care este magnitudinea observată efectiv pe Pământ) permite o estimare a distanței de la obiect. În funcție de scăderea luminozității cu pătratul distanței, obținem:

m-M=5Buturuga⁡(D)-5{\ displaystyle mM = 5 \, \ log (D) -5}

unde este magnitudinea reală aparentă, magnitudinea absolută și distanța exprimată în parseci . Valoarea este denumită și modulul distanței , acesta din urmă fiind folosit mai des pentru obiecte extra-galactice. m{\ displaystyle m}M{\ displaystyle M}D{\ displaystyle D}μ=m-M{\ displaystyle \ mu = mM}

Pentru a avea magnitudinea absolută, aveți nevoie de modele stelare și să cunoașteți temperatura stelei (care poate fi obținută din indicele de culoare , care nu este altceva decât diferența de mărimile aparente ale unui obiect. În două benzi spectrale diferite) .

În practică, singura cantitate ușor disponibilă este în mod evident magnitudinea observată, care este de fapt combinația dintre magnitudinea aparentă și absorbția interstelară : unde este absorbția . m=mr=mobs-LA{\ displaystyle m = m_ {r} = m_ {obs} -A}LA{\ displaystyle A}

Cunoașterea absorbției este adesea critică. Absorbția modifică luminozitatea reală a obiectului, datorită împrăștierii luminii de către boabele de praf interstelar. Distribuția haotică a boabelor în spațiu face extrem de dificilă estimarea absorbției interstelare, deoarece ceea ce este valabil într-o direcție dată pentru un anumit obiect, poate fi semnificativ diferit pentru steaua de alături (prin presupunerea că cele două stele sunt aceeasi distanta). În plus, datorită efectului de împrăștiere, absorbția depinde de lungimea de undă și, prin urmare, este un efect cromatic (a se vedea articolul detaliat ).

Deci, în practică, ecuația este scrisă după cum urmează:

mobs-M-LA=5Buturuga⁡(D)-5{\ displaystyle m _ {\ text {obs}} - MA = 5 \, \ log (D) -5}

și doar valoarea lui este ușor de măsurat. mobs{\ displaystyle m _ {\ text {obs}}}

Magnitudinea absolută a obiectelor sistemului solar (H)

În acest caz particular, distanța de referință nu este de 10 parsec, ci o unitate astronomică .

Obiectele din sistemul solar, cum ar fi planetele , cometele sau asteroizii, reflectă doar lumina pe care o primesc de la Soare și, prin urmare, magnitudinea lor aparentă depinde nu numai de distanța față de Pământ, ci și de distanța față de Soare. Magnitudinea absolută a acestor obiecte este, prin urmare, definită ca magnitudinea lor aparentă dacă ar fi situate la o unitate astronomică de la Soare și la o unitate astronomică de la Pământ, unghiul de fază fiind zero grade (la „luna plină”, orice suprafață vizibilă din Pământul este luminat).

Pentru un corp situat la distanță de Pământ și Soare, relația dintre magnitudinea sa (relativă) și magnitudinea sa absolută, observată , este dată de formula: r{\ displaystyle r}la{\ displaystyle a}m{\ displaystyle m}H{\ displaystyle H}

m=H+5Buturuga⁡(r)+5Buturuga⁡(la)-2,5Buturuga⁡(p(χ)){\ displaystyle m = H + 5 \, \ log (r) +5 \, \ log (a) -2,5 \, \ log (p (\ chi))}

unde este integrala de fază, funcția de , reprezentând unghiul de fază al obiectului; și trebuie exprimată în unități astronomice. p(χ){\ displaystyle p (\ chi)}χ{\ displaystyle \ chi}r{\ displaystyle r}la{\ displaystyle a}

Integrala de fază poate fi „aproximată” prin formula: p(χ){\ displaystyle p (\ chi)}

p(χ)=23((1-χπ)cos⁡χ+(1/π)păcat⁡χ){\ displaystyle p (\ chi) = {\ frac {2} {3}} \ left (\ left (1 - {\ frac {\ chi} {\ pi}} \ right) \ cos {\ chi} + ( 1 / \ pi) \ sin {\ chi} \ right) \! \,}

Situația descrisă prin definiția magnitudinii absolute este imposibilă din punct de vedere fizic: unghiul de fază este de 30 de grade pentru o stea sferică la o unitate astronomică de la Pământ și Soare. Ar trebui privit ca un reper - și se întâmplă să dea ordinea de mărime corectă pentru rezultatul observat.

Obiecte cerești foarte luminoase

Unele stele vizibile cu ochiul liber au o magnitudine absolută care le-ar face mai strălucitoare decât planetele dacă ar fi de fapt la doar 10 parseci distanță. Acesta este cazul super-giganților Rigel (-7,0), Déneb (-7,2), Naos (-7,3) și Betelgeuse (-5,6). Pentru comparație, cele mai strălucitoare obiecte de pe cer după Soare (care are o magnitudine aparentă de -26,73) sunt Luna (magnitudine aparentă -12 la luna plină) și Venus (magnitudine aparentă -4, 3 la luminozitatea maximă).

Ultimul obiect ceresc a cărui magnitudine aparentă a fost comparabilă cu magnitudinea absolută a celor trei obiecte de mai sus fost o supernovă care a avut loc în 1054 (și numită SN 1054 ) și din care astăzi doar o nebuloasă rămâne planetară ( Nebuloasa Crab ) și o pulsar . Observatorii vremii au raportat că luminozitatea acestui obiect a fost atât de mare încât au putut citi în toiul nopții, pot vedea umbrele aruncate de lumina sa și o pot observa în plină zi .

Supernovele de tip Ia au o magnitudine absolută de -19.3: o astfel de supernova este la fel de strălucitoare ca Soare , la o distanță de doar 0,327 parseci (1,07 ani lumina).

Note și referințe

1. Wolfgang Hillebrandt și Jens C. Niemeyer , „  Model IA Supernova Explosion Models  ”, Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol.  38, n o  1,2000, p.  191–230 ( DOI  10.1146 / annurev.astro.38.1.191 , Bibcode  2000ARA & A..38..191H , arXiv  astro-ph / 0006305 )

Vezi și tu

Articole similare

• Absorbția interstelară
• Diagrama Hertzsprung-Russell , care arată distribuția stelelor în funcție de magnitudinea lor absolută și de caracteristicile lor spectrale.
• Excesul de culoare
• Indicele culorilor
• Magnitudine aparentă
• Magnitudine bolometrică
• Mărime limitativă vizuală
• Modul distanță

linkuri externe

• Olivier Lascar, "  " Date vizuale ": valsul constelațiilor  ", Sciences et Avenir , 2012