星等

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星等( Magnitude ),表示天体相对亮度并以对数标度测量的数值。古希腊天文学家依巴谷(喜帕恰斯)编制星表(表上有1 022颗恒星)时,把全天人眼可见的星按感觉的亮度分为6等。亮的20颗星定为1等,人眼刚刚可见的最暗恒星为6等。亮度随星等数目的增加而降低。后来J.F.赫歇耳发现,1等星比6等星亮约100倍。到19世纪已意识到,人眼的感光不是线性的,而是遵守对数规则。1856年N.R.普森用公式:m2-m1=−2.5lgI2/I1联系两个天体的星等m1、m2和它们的亮度I1、I2。这个星等尺度的定义一直沿用至今。星等尺度的零点由规定某颗星的星等值来确定。

目视星等

天体光度测量直接得到的星等同天体的距离有关,称为视星等。它反映天体的视亮度。一颗很亮的星可由于距离远而显得很暗(星等数值大);而一颗实际上很暗的星可能由于距离近而显得很亮(星等数值小)。对于点光源,则代表天体在地球上的照度。星等常用m表示。对单一波长测定的单色星等差与辐射探测器的特性无关。但在一定波段内测定的星等差,随探测器的选择性而不同。因此,对应不同探测器有各种星等系统。如:①目视星等mv是人眼测定的星等。美国哈佛大学天文台规定小熊座λ星的mv=+6.55,以此来确定目视星等的零点。太阳的目视星等为−26.74,天狼星的目视星等为−1.6,天津四为1.25;满月的视星等为−12.7。目视星等为1等的星,地面的照度约等于8.3×10−9勒克斯。由现代实验测定,零等星在大气外的照度是2.54×10−6勒克斯。简单地说,光度为1烛光的点光源在相距1米处所产生的照度就是1勒克斯。为了便于认别,星等图上常根据星等的大小,将星画成不同大小,点子愈大表示愈亮,点子愈小则愈暗。②照相星等mp是用蓝敏照相底片测定的星等。国际照相星等Ipg的零点是这样规定的:令目视星等介于5.5~6.5间的A0型星的平均Ipg为mv。③仿视星等mpv、国际仿视星等Ipv是用正色底片加黄色滤光片测定的。它的分光特性与人眼相近,实际上取代了目视星等。④光电星等是用光电倍增管测定的星等。最常用的光电星等系统是UBV测光系统。U为紫外星等,B为蓝星等,V为黄星等(和目视星等相似)。⑤热星等mbol是表征天体在整个电磁波段内辐射总量的星等。不能直接由观测来确定,只能由多色测光的星等结合理论计算求得。随着各波段测光技术特别是大气外观测的发展,确定热星等的精度越来越高。

绝对星等

为了比较天体的发光强度,采用绝对星等。绝对星等M的定义是,把天体假想置于距离10秒差距处所得到的视星等。若已知天体的视差π(以角秒计)和经星际消光改正的视星等m,可按下列公式计算绝对星等:M=m+5+5lgπ对应不同系统的视星等有不同的绝对星等。