絶対値とは

絶対等級とは、天体の明るさのレベルではなく、物体の距離、重力効果、光が通過しなければならない恒星の物質によって変化する可能性がある、空間における物体の真の明るさのレベルを指す天文学用語です。オブザーバーに届きます。 この明確な定義にもかかわらず、この用語は相対的です。 オブジェクトの絶対的な大きさの明るさは、測定される電磁放射のスペクトルを定義することによってさらに分解する必要があるためです。 恒星の全エネルギー出力に基づいて観測を行う場合、1878年に電磁放射を測定するためにボロメータを発明したサミュエルラングレーにちなんで、ボロメータ振幅という用語が使用されます。

空間内の任意の1つのオブジェクトの絶対光度の計算は、その見かけの光度を最初に定量化するか、地球に縛られた観測者が知覚する明るさのため、複雑になる可能性があります。 次に、光度距離をパーセクで決定する必要があります。これは、天の川銀河内にある場合のオブジェクトの実際の距離です。 赤方偏移、または遠方の物体の光に対する重力の影響も考慮する必要があります。物体が地球から遠ざかるにつれて、光はスペクトルの赤い端に向かって移動します。 最後に、局所銀河の向こうにある物体では、絶対等級を決定するために一般相対性理論の計算を採用する必要があります。

絶対強度の決定に使用される別のプロセスは、オブジェクトの絶対強度温度を計算することです。オブジェクトによって生成される光の色は、さまざまな要素から放出される光子に対して示す化学的特徴に分解されます。 星の分類システムの絶対等級温度は、青色で最も暑い「O」から、赤色で最も寒い「M」までの範囲です。 Oクラスの星は宇宙で最も希少であると考えられており、全体の約0.00003％のみを占め、赤色のMクラスの星は全体の76.45％を占めています。 最も熱い燃えるOクラスの青い星も最も大きく、寿命が最も短く、最終的に赤い巨人に劣化し、星は太陽の4分の1のサイズで白いwhite星の段階に劣化します。

宇宙の物体の明るさを決定し分類するプロセスは、紀元前150年に最初の等級システムを考案したギリシアの天文学者ヒッパルコスにまでさかのぼることができます。肉眼。 現在、絶対光度ははるかに洗練されたプロセスであり、元のプロセスへの適応により、太陽などの負の光度値が得られ、-26.74が見かけの光度です。 スケール上の大きな負の数は、明るく、近くにある物体を示し、星シリウスは地球に最も近い星の1つとして-1.4の見かけの等級評価を受け、惑星金星は-4.4、地球の月は-12.6です。