Co to jest absolutna wielkość?

Wielkość bezwzględna jest terminem astronomicznym, który odnosi się do prawdziwego poziomu jasności obiektu w przestrzeni, a nie do tego, co można postrzegać jako jego jasność, którą można zmienić na podstawie odległości obiektu, efektów grawitacyjnych i materiału gwiazdowego, przez który światło musi przejść. dotrzeć do obserwatora. Pomimo tej jasnej definicji termin jest względny. ponieważ absolutna jasność obiektu musi zostać dodatkowo rozbita poprzez określenie spektrum mierzonego promieniowania elektromagnetycznego. Dokonując obserwacji w oparciu o całkowitą moc wyjściową energii obiektu gwiezdnego, stosuje się pojęcie wielkości bolometrycznej, nazwanej na cześć Samuela Langleya, który wynalazł bolometr w 1878 r. Do pomiaru promieniowania elektromagnetycznego.

Obliczanie bezwzględnej wielkości dla dowolnego obiektu w przestrzeni może być skomplikowane, ponieważ jej jasność pozorna musi najpierw zostać skwantyfikowana lub jasność postrzegana przez obserwatora związanego z Ziemią. Następnie odległość jasności należy określić w parsach, czyli rzeczywistą odległość obiektu, jeśli znajduje się on w galaktyce Drogi Mlecznej. Należy także uwzględnić przesunięcie ku czerwieni lub wpływ grawitacji na światło odległych obiektów, przy czym światło przesuwa się w kierunku czerwonego końca spektrum, gdy obiekt oddala się od Ziemi. Wreszcie, gdy obiekty znajdują się poza naszą lokalną galaktyką, należy zastosować ogólne obliczenia względności, aby określić bezwzględną wielkość.

Innym procesem stosowanym do określania wielkości absolutnej jest obliczenie temperatury bezwzględnej wielkości obiektu, przy czym kolory światła wytwarzane przez obiekt rozbite na sygnaturę chemiczną, którą wskazują dla fotonów emitowanych z różnych pierwiastków. System klasyfikacji gwiazd ma temperaturę absolutną, która waha się od „O” dla najgorętszych z kolorem niebieskim, do „M” jako najfajniejszego z kolorem czerwonym. Gwiazdy klasy O są uważane za najrzadsze w kosmosie, stanowiąc jedynie około 0,00003% całości, przy czym czerwone gwiazdy klasy M stanowią masę na poziomie 76,45% całości. Najgorętsze płonące niebieskie gwiazdy klasy O są również najbardziej masywne i mają najkrótszą żywotność, degradując ostatecznie do czerwonych olbrzymów, a gwiazdy o wielkości jednej czwartej Słońca degradują się do stopnia białego karła.

Proces określania i klasyfikowania jasności obiektów w kosmosie można prześledzić wstecz do greckiego astronoma Hipparcha, który opracował pierwszy system jasności w 150 rpne W tym czasie istniało tylko sześć klasyfikacji jasności opartych na tym, co można zobaczyć za pomocą gołe oko. Dzisiaj wielkość absolutna jest procesem znacznie bardziej wyrafinowanym, a adaptacje do pierwotnego procesu dają wartości ujemne, takie jak dla naszego Słońca, przy czym -26.74 jest jego pozorną wielkością. Większe liczby ujemne na skali wskazują jasne, pobliskie obiekty, przy czym gwiazda Syriusz otrzymuje pozorną jasność -1.4 jako jedna z najbliższych gwiazd na Ziemi, planeta Wenus -4,4, a Księżyc Ziemi -12,6.