Astronomia

Calcolo della magnitudine apparente di un satellite

Calcolo della magnitudine apparente di un satellite


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Sto scrivendo un programma che prevede il calcolo della magnitudine apparente dei satelliti da una posizione terrestre. Attualmente ho la magnitudine intrinseca dei satelliti e l'angolo di fase solare in gradi. Non riesco a trovare una formula che funzioni.

ho provato

magnitudo = intrinsecoMagnitude - 15 + 5 * Math.Log(distanceToSatellite) - 2.5 * Math.Log(Math.Sin(B) + (Math.PI - B) * Math.Cos(B));

(B è l'angolo di fase)

… ma non funziona (restituisce numeri come +30). So che è sbagliato perché lo sto confrontando con i passaggi satellitari di heavens-above.com.

intrinsecaMagnitude = magnitudine visiva a 1000 km di distanza (usare -1.3)

distanceToSatellite = Distanza dell'osservatore dal satellite in km (usare 483)

B = Questo è quello che sto cercando di capire.

Nel giornale c'è scritto di cosa si tratta ma dice altre cose che non capisco. L'angolo di fase che usi per ottenere questo dovrebbe essere 113.

L'output target di questa equazione dovrebbe essere intorno a -3.


Questo è per i satelliti con dimensione e orientamento sconosciuti ma magnitudine standard nota (la magnitudine standard può essere trovata nella pagina delle informazioni sui satelliti dei cieli sopra, il numero è chiamato magnitudine intrinseca) La formula corretta è

doppia distanzaToSatellite = 485; //Questo è in KM double phaseAngleDegrees = 113.1; //Angolo dal sole->satellite->osservatore double pa = phaseAngleDegrees * 0.0174533; //Converti l'angolo di fase in radianti double intrinsecaMagnitude = -1.8; //-1.8 è standard. mag per iss double term_1 = intrinsecaMagnitude; double term_2 = 5.0 * Math.Log10(distanceToSatellite/1000.0); double arg = Math.Sin(pa) + (Math.PI - pa) * Math.Cos(pa); double term_3 = -2.5 * Math.Log10(arg); doppia magnitudo apparente = term_1 + term_2 + term_3;

Questo darà la magnitudine apparente del satellite. Nota: ho dato la formula in C#


Congratulazioni a @NickBrown per la sua soluzione! Sulla base di quell'equazione e di alcuni riferimenti aggiuntivi, aggiungerò solo un po' di più.

Il calcolo della grandezza visiva richiede tre parametri di input

  1. quanto è buono l'oggetto come riflettore
  2. l'angolo tra l'illuminazione e la visione
  3. le distanze dall'illuminatore e dal visore sono dall'oggetto

Per gli oggetti astronomici utilizziamo la magnitudine assoluta per l'articolo n. 1, per la visualizzazione satellitare sia la magnitudine assoluta che grandezza intrinseca sono usati. La magnitudine assoluta è la magnitudine visiva dell'oggetto a 1 AU dal Sole e 1 AU da te, visto completamente (angolo di fase = 0), il che significa che sei seduto proprio accanto al Sole.

La magnitudine intrinseca è simile, ma ora sei a soli 1.000 km dall'oggetto con il Sole sopra la tua spalla.

In entrambi i casi, tutte le informazioni su albedo, dimensioni e forma vengono raggruppate nella grandezza assoluta o intrinseca, lasciando solo distanze e angoli.

L'angolo tra la direzione dell'illuminazione e la direzione della visione è chiamato il angolo di fase. Pensare fasi della luna per esempio. Se l'angolo di fase della Luna fosse di 90 gradi, sarebbe una mezzaluna. Zero sarebbe luna piena e 180 gradi sarebbe luna nuova.

La modulazione della luminosità in funzione dell'angolo di fase è stata proposta da Vallerie, E.M. III, Indagine sui dati fotometrici ricevuti da un satellite terrestre artificiale, AD #419069, Air Force Institute of Technology, Defense Documentation Center, Alexandria, Virginia, 1963, che ho trovato in Osservazioni e modellazione di satelliti GEO a grandi angoli di fase di Rita L. Cognion, anche in Researchgate

La dipendenza è data dal termine

$$ frac{1}{pi}(sin(phi) + (pi-phi) cos(phi))$$

e sembra

Per il satellite in questione a una distanza di 483 chilometri e una magnitudine intrinseca di -1,3, la magnitudine apparente sembra essere di circa -2,0 e la sua dipendenza dall'angolo di fase è la seguente:


Non tutti i veicoli spaziali sono sferici con superfici bianche diffuse né a forma di mucca sferica.

Per la dipendenza dall'angolo di fase di alcune forme più familiari, vedere la Figura 2 in Visible Magnitude of Tipici Satellites in Synchronous Orbits William E. Krag, MIT, 1974 AD-785 380, che descrive bene il problema.

def Mapparent_from_Mintrinsic(Mint, d_km, pa): term_1 = Mint term_2 = +5.0 * np.log10(d_km/1000.) arg = np.sin(pa) + (pi - pa) * np.cos(pa) term_3 = -2.5 * np.log10(arg) restituisce term_1 + term_2 + term_3 import numpy as np import matplotlib.pyplot as plt halfpi, pi, twopi = [f*np.pi for f in (0.5, 1, 2)] gradi, rads = 180/pi, pi/180 Mintrinsic = -1.3 d_kilometers = 483. phase_angles = np.linspace(0, pi, 181) Mapp = Mapparent_from_Mintrinsic(Mintrinsic, d_kilometers, phase_angles) # /q/28744/7982 # https:/ /www.researchgate.net/publication/268194552_Large_phase_angle_observations_of_GEO_satellites # https://amostech.com/TechnicalPapers/2013/POSTER/COGNION.pdf # https://apps.dtic.mil/dtic/tr/fulltext/u2/785380.pdf if True: plt.figure() F = (1./pi)*(np.sin(phase_angles) + (pi-phase_angles)*np.cos(phase_angles)) plt.suptitle('F = (1/pi) (sin(phi) + (pi-phi)cos(phi))', fontsize=16) plt.subplot(2, 1, 1) plt.plot(degs*phase_angles, F) plt.ylabel('F', fontsize=16) plt.subplot(2, 1, 2) plt.plot(degs *phase_angles, -2.5*np.log10(F)) plt.xlabel('angolo di fase (gradi)', fontsize=16) plt.ylabel('-2.5log10(F)', fontsize=16) plt.ylim( -1, 11) plt.show() if True: plt.figure() plt.plot(degs*phase_angles, Mapp) plt.plot(degs*phase_angles[113], Mapp[113], 'ok') plt. text(90, -5, '{:0.2f} a {:0.1f} gradi'.format(Mapp[113], 113), fontsize=16) plt.xlabel('angolo di fase (gradi)', fontsize= 16) plt.ylabel('mag', fontsize=16) plt.title('mag apparente di intrinseca mag=-1.3 a 483 km', fontsize=16) plt.ylim(-10, 15) plt.show()

Calcolo della magnitudine apparente di un satellite - Astronomia

Determinazione della luminosità utilizzando il sistema di magnitudo

Magnitudini

Quindi ad un estremo il Sole è di magnitudine (mag.) -27 e alcune delle stelle più deboli osservate intorno a mag. +24. La luna piena è mag. -12.5, Sirio la stella più luminosa del cielo notturno mag. -1.5, mentre le stelle più deboli visibili ad occhio nudo in buone condizioni sono intorno a mag. +6.

Il vantaggio di questo metodo è ovviamente che le stelle sono facilmente a portata di mano per il confronto con un satellite (data la conoscenza delle magnitudini stellari).

Ulteriori discussioni sul valore della magnitudine per la luminosità possono essere trovate nella pagina Bright Satellites & Resources.

Determinazione della magnitudo di un satellite

Una guida rapida alle condizioni e alla luminosità del satellite può essere ricavata dall'esame di una costellazione adatta. Nell'emisfero settentrionale l'Orsa Minore (l'"Orsetto") è l'ideale. Circumpolare e quindi spesso visibile, contiene stelle che coprono magnitudini da +2 fino a +6. Le apparizioni più luminose possono essere misurate individuando alcune delle stelle più brillanti (Sirio, Altair, Vega, Deneb, ecc.).

Questo diagramma indica le magnitudini delle stelle componenti dell'Orsa Minore, un'ottima guida per vedere le condizioni.

L'equivalente più vicino all'Orsa Minore nei cieli meridionali è Crux. Allo stesso modo circumpolare contiene stelle che vanno da mag. da +0,8 a +6,5.

Questo diagramma indica le magnitudini delle stelle componenti di Crux come guida per vedere le condizioni.

L'occhio binoculare

Anche in questo caso, familiarizza con un campo stellare adatto (naturalmente questa volta avrai bisogno di un buon atlante stellare) per determinare le condizioni di visibilità. Annotando il percorso del satellite attraverso il tuo campo visivo e dettagliando stelle di luminosità simile, puoi fare nuovamente riferimento all'atlante per capire la magnitudine del satellite dopo il passaggio.

Ovviamente seguire un satellite in un grande telescopio necessita di una montatura motorizzata, con coordinate precise per il passaggio. Anche quando si utilizzano elementi USSPACECOM validi e aggiornati, l'errore di tracciamento può ammontare fino a un grado. Questo anche senza considerare le manovre che la navetta effettuerà regolarmente. Tuttavia, le immagini possono essere ottenute. Collegamenti a: home page VSO, guida all'osservazione e previsioni satellitari


Risposte e risposte

Ehi, AC.
Questo è per la tua " estetica lunare", vero?

Che ne dici di abbandonare del tutto il concetto di magnitudine assoluta e concentrarti sulla luminosità e sulla magnitudine apparente?

La luminosità segue la legge dell'inverso del quadrato. Quello che devi fare è calcolare il flusso totale per metro quadrato alla distanza dell'orbita del pianeta (cioè, dove si trova anche la luna):
##F_0=frac<4∏R_0^2>##
quindi moltiplicalo per l'area della sezione trasversale del satellite e il suo albedo per ottenere la potenza totale riflessa da esso:
##L_1=F_0*∏r^2*α##
(r - raggio lunare α - albedo)

quindi tratta il satellite come sorgente di luce con la luminosità appena calcolata, e usa di nuovo la legge del quadrato inverso per trovare il flusso incidente sul pianeta dalla luna:
##F_1=2frac<4∏R_1^2>##
(R1 - distanza luna-pianeta il fattore 2 deriva dal fatto che una luna riflette la luce solo nella metà delle direzioni in cui una stella brilla, quindi la potenza totale è molto meno distribuita)

Quindi usa ##log_<2.512>frac=m-m_0## con F0 e m0 essendo la luminosità e la magnitudine di riferimento del nostro Sole o della stella, puoi trovare la magnitudine apparente della luna.

Collega i valori per il nostro Sole, Terra e Luna per vedere come funziona. I risultati non sono perfetti ma abbastanza vicini.

(Tutti questi presuppongono l'angolo di fase 0°, cioè luna piena)

Si lo è! (Ho pensato che questa fosse una domanda di fisica più semplice, quindi l'ho postata qui.) (Sto ancora lavorando lentamente sul resto.)

In quest'ultima equazione, dovrebbe essere F0/F1 o L0/F1? Hai detto luminosità, ma hai usato il F1 valore? Ho problemi a ottenere i numeri giusti.

Inserendo i numeri per la Terra e la luna:

dove L0 = 1 * 3,846E+26W, R0 = 149597870.7 km

##L_1 = 1367,6 * * 1737,1^2 * 0,136 = 2199.1 ##

a seconda di quale sia giusto! Ma nessuno dei due si avvicina a -12,74 (usando quello inferiore, viene fuori come circa 30). Devo sbagliare da qualche parte, probabilmente su quell'ultima equazione o sulla F1, o il fracking delle mie unità da qualche parte.


La magnitudine apparente di un oggetto celeste, come una stella o una galassia, è la luminosità misurata da un osservatore a una distanza specifica dall'oggetto. Minore è la distanza tra l'osservatore e l'oggetto, maggiore è la luminosità apparente.

Due oggetti che hanno la stessa magnitudine apparente, visti dalla Terra, possono essere:

  • Alla stessa distanza dalla Terra, con la stessa luminosità.
  • A differenti distanze dalla Terra, con differenti valori di luminosità (un oggetto meno luminoso che è molto vicino alla Terra può apparire luminoso quanto un oggetto molto luminoso che è molto lontano).

Per convertire la magnitudine apparente, m, di una stella in una grandezza reale per la stella (magnitudine assoluta, M), dobbiamo conoscere la distanza, d alla stella. In alternativa, se conosciamo la distanza e la magnitudine assoluta di una stella, possiamo calcolarne la magnitudine apparente. Entrambi i calcoli vengono effettuati utilizzando:

con m – M noto come modulo di distanza e d misurato in parsec.

Le magnitudini apparenti, le magnitudini assolute e le distanze per le stelle selezionate sono elencate di seguito:

Stella mv Mv d (pz)
Sole -26.8 4.83 0
Alpha Centauri -0.3 4.1 1.3
Canopo -0.72 -3.1 30.1
Rigel 0.14 -7.1 276.1
Deneb 1.26 -7.1 490.8

Sebbene Rigel e Deneb abbiano la stessa luminosità reale (la stessa magnitudine assoluta), Rigel appare più luminoso di Deneb in cielo (ha una magnitudine apparente minore) perché è molto più vicino alla Terra.

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Quindi errm, penso che mi sia stata data la c per la visuale in un'altra domanda, penso che sia -21.58.

Quindi L1+L2 = 10^((5.1+21.58)/-2.5)*(4*pi*d^2)+10^((4.6+21.58)/-2.5)*(4*pi*d^2) = 2,13*10^-11*(4*pi*d^2) + 3,37*10^-11*(4*pi*d^2)

m = -2,5*log(L/4*pi*d^2)+ c
m = -2,5*log(5,50*10^-11*(4*pi*d^2)/4*pi*d^2) -21,58
m = -2,5*log(5,50*10^-11) -21,58
m = 4,07

È giusto? Ho solo pensato woohoo ho un numero che è diverso dagli altri ma non so se è giusto?

Ho due domande molto molto simili a quella sopra, ma sono abbastanza sicuro di non avere alcun valore per la costante.

Una stella binaria ha una magnitudine apparente totale di 15,00. Una stella componente è due volte più luminosa dell'altra.

(a) Mostra che la magnitudine apparente della stella più luminosa è 15,44. [2]

Questo posso farlo, ma non capisco perché funziona.

Cioè - m + 2.5log(F) = mbright --> F= 1.5
15 + 2,5 log(1,5) = 15,44

(b) La stella più debole ha una magnetude assoluta di 4,50. Quanto è lontano il sistema binario in Kpc?

Quindi questa prossima domanda sono sicuro che potrei fare se non fosse per la confusione con la parte a, ma ho un blocco mentale a causa di ciò. Conosco l'equazione della distanza D = 10 ^ (m-M)/5 x 10, ma ho bisogno della magnitudine apparente della stella più debole per capirlo e non posso farlo. Non penso che sia necessario trovare la magnitudine apparente totale per trovare la risposta, ma potrei sbagliarmi.

EDIT - Facendo un'ipotesi completa, la magnitudine apparente della stella debole 16,19 (usando 15 + 2,5 log(3)) dà una distanza di 2,18 Kpc? Anche se questo è giusto, è la revisione per un esame, quindi mi piacerebbe sapere come farlo piuttosto che sballarti.


Calcolo della magnitudine apparente di un satellite.

Sto cercando di capire come calcolare la magnitudine apparente di un satellite da una posizione a terra. Ho tutti i calcoli per capire effettivamente dove si trova il satellite (SGP4) ma sto lottando per capire come calcolare la luminosità. Ho anche la luminosità intrinseca. Se qualcuno potesse indicarmi la giusta direzione, sarebbe fantastico!

Offro un suggerimento per creare curve di luce standard usando le stelle come punti di riferimento. Probabilmente consigliabile effettuare osservazioni ripetute di routine in diversi periodi dell'anno (il più chiaro possibile) di stelle conosciute in costellazioni vicine o vicine allo Zenith, con le stesse ottiche e le stesse impostazioni del rivelatore. Più dati puliti inserisci, più accurati saranno. Per quel che vale è un processo abbastanza manuale e laborioso.

Vorrei sapere se qualcuno ha un modo migliore o può consigliare un dispositivo calibrato all-in-one per farlo.


Luce delle stelle

Ci sono diversi tipi di calcolo che ti verrà chiesto di fare. Risolvere le differenze nell'ingrandimento apparente, trovare l'ingrandimento assoluto e apparente e anche la distanza.

Domanda 1

Spica ha una magnitudine apparente di 0,98 e una magnitudine assoluta di - 3,55. Quale è più luminoso se visto da una distanza di 10 parsec?

10 parsec è la luminosità misurata alla magnitudine assoluta. Un numero più piccolo (o addirittura negativo) è più luminoso. La magnitudine assoluta di Spica è quindi più brillante.

Domanda 2

La stella A è di magnitudine apparente 2.3. È 2,5 volte più luminoso di B. Qual è la magnitudine apparente di B?

2,5 più luminoso = 1 magnitudine
B = 3.3

Domanda 3

Due stelle, A e B hanno magnitudini apparenti differenti: A= 1.8, B = 4.8
a) Di quanti gradi di magnitudine apparente A è più luminoso di B?
b) Quanto è più luminoso A di B

a) 4,8 meno 1,8 = 3
b) 2,53 = 2,5 x 2,5 x 2,5 = 16

Domanda 4

La stella Rigel è a 238 parsec dalla Terra. La sua magnitudine apparente è 0,15. Qual è la magnitudine assoluta di Rigel?

M = m + 5 - 5 log d
M = 0,15 + 5 -5 log 238
M = -6,73

Domanda 5

La stella Regulus ha una magnitudine assoluta di 0,54. Dista 23,8 parsec dalla Terra. Qual è la sua magnitudine apparente dalla Terra?

m = M-5+5 log d
m = 0,54 -5 + 5 log 23,8
m = 2,42

Domanda 6

Deneb ha una magnitudine apparente di 1,25 e una magnitudine assoluta di -8,75. Quanto è lontano dalla Terra Deneb in parsec?

10 (m-M+5)/5
(m-M+5)/5
1,25 - -8,75 + 5 = 15 (Sottraendo un numero negativo si ottiene un numero positivo)
15/5 = 3
103 = 1000 parsec


Confronta i valori di luminosità (magnitudine apparente)

Calcolatrice per il confronto della luminosità di due corpi celesti data in mag. Questa misura viene utilizzata in astronomia per stelle e pianeti e si basa su antiche tradizioni. Più piccolo è il valore, più luminoso è l'oggetto. Nel 1850, la scala delle magnitudini fu definita in modo tale che la prima magnitudine (1,0 mag) fosse cento volte più luminosa della sesta (6,0 mag). Cinque magnitudini hanno una differenza di 100 volte, quindi da un gradino all'altro, la differenza è 5 & 100 radicali = 2,51188643150958. La base del logaritmo è l'inverso moltiplicativo di quel valore, perché la luminosità diminuisce all'aumentare dei valori.
Inserisci due valori, il terzo verrà calcolato.

Esempio: Sirio, la stella più brillante del cielo, ad eccezione del Sole, ha con la sua -1,46 magnitudine quasi 24 volte la luminosità della Polare con essa 1,97 mag. Il Sole con la sua luminosità di -26,74 magnitudini è quasi 13 miliardi di volte più luminoso di Sirio. Queste sono le magnitudini apparenti causate dalle diverse distanze dalla Terra. Per la magnitudine assoluta, se tutte quelle stelle avessero la stessa distanza, Polaris sarebbe la più luminosa di queste tre, la prossima sarebbe Sirio.


3 risposte 3

Il tuffo più grande arriva quando la stella più fredda passa davanti all'oggetto più caldo. Il motivo per cui il calo è maggiore in questo caso è che la quantità di luce emessa dall'area della stella più calda coperta dalla stella più fredda è molto maggiore della quantità di luce emessa dalla stessa area sulla stella più fredda. Quindi, quando la stella fredda passa davanti alla stella più calda, molta luce viene bloccata e il tuffo è ampio. Mentre quando la stella più calda passa davanti alla stella più fredda, non è stata persa molta luce e l'abbassamento è più piccolo.

Più le due stelle sono vicine in temperatura (e luminosità), più sono uguali le dimensioni dei tuffi. In questo caso abbiamo una stella molto debole in orbita attorno a una molto luminosa poiché la caduta dell'eclisse primaria (in fase 0.0 == 1.0) è di 1,6 magnitudini mentre la caduta secondaria (in fase 0,5) è molto piccola, inferiore a 0,1 magnitudini.

Se ci pensi logicamente, dovrebbe essere facile da visualizzare.

In effetti, il più luminoso la stella non deve essere più grandi necessariamente. Potrebbe benissimo essere più piccola, forse la stella più grande è una gigante rossa, mentre la stella più piccola è una sequenza principale blu, che ha una luminosità maggiore.

In ogni caso, il punto medio della M si verifica quando il stella con una temperatura superficiale inferiore va dietro stella con una temperatura superficiale più alta, e i lati sono quando accade il contrario. Ecco perché: la quantità di luce emessa per metro quadrato di superficie di una stella dipende direttamente dalla temperatura superficiale della stella. La temperatura superficiale è non sempre in relazione alla dimensione della stella (se entrambe le stelle sono della sequenza principale, allora la stella più grande avrà la temperatura superficiale più alta, ma se una delle stelle è una gigante, potrebbe non essere così - le stelle giganti sono relativamente fredde in confronto). Ogni volta che si verifica un'eclissi, indipendentemente dalla stella che viene eclissata, il la stessa quantità di superficie è coperta (uguale alla dimensione della stella più piccola). Quindi, poiché la stessa quantità di superficie è coperta in entrambe le direzioni, la stella che ha la temperatura superficiale più alta darà i tuffi più profondi sul grafico quando viene eclissata.

Ciò significa che il più luminoso stella non è necessariamente quella con la temperatura superficiale più alta. Ecco un esempio: supponiamo di avere una stella supergigante follemente grande che ha 100.000 volte la luminosità del sole. Tuttavia, è abbastanza fresco - la sua elevata luminosità è dovuta alle sue dimensioni. Abbiamo anche una stella blu di tipo O relativamente piccola, ma estremamente calda, che è 50.000 volte la luminosità del sole. Ora, la supergigante, anche se ha una temperatura superficiale più bassa, è ancora più luminosa nel complesso. Tuttavia, lo stesso principio si applica ancora: il più piccolo l'abbassamento centrale della M si verificherà quando la stella blu sta coprendo la supergigante (in altre parole, quando la dimmer la stella copre il più luminoso stella), e il più grandi cali si verificheranno quando la supergigante copre la stella blu.

Guarda questo simpatico simulatore binario a eclisse per avere un'idea visiva di come funziona.


Il sistema di magnitudo

Il flusso (o luminosità apparente) di una sorgente luminosa è dato in unità simili a quelle elencate nella pagina precedente (Joule al secondo per metro quadrato). In questo insieme di unità, o in qualsiasi insieme equivalente di unità, più luce riceviamo dall'oggetto, maggiore è il flusso misurato. Tuttavia, gli astronomi usano ancora un sistema di misurazione della luminosità stellare chiamato sistema di grandezza che fu introdotto dall'antico scienziato greco Ipparco. Nel sistema di magnitudini, Ipparco raggruppò le stelle più luminose e le chiamò prima magnitudine, le stelle leggermente più deboli erano di seconda magnitudine e le stelle più deboli che l'occhio poteva vedere erano elencate come sesta magnitudine. Se noti, il sistema di magnitudini è quindi all'indietro: più una stella è luminosa, minore è la sua magnitudine.

I nostri occhi possono rilevare circa un fattore 100 di differenza di luminosità tra le stelle, quindi una stella di 1a magnitudine è circa 100 volte più luminosa di una stella di 6a magnitudine. Abbiamo conservato questa relazione nella moderna scala delle magnitudini, quindi per ogni 5 magnitudini di differenza nella luminosità di due oggetti, gli oggetti differiscono di un fattore 100 nella luminosità apparente (flusso). Se l'oggetto A è 10 magnitudini più debole dell'oggetto B, è (100 x 100) o 10.000 volte più debole. Se l'oggetto A è 15 magnitudini più debole dell'oggetto B, è (100 x 100 x 100) o 1.000.000 di volte più debole.

Ricorda che la luminosità apparente di un oggetto dipende dalla sua distanza da noi. Quindi, la grandezza di una stella dipende dalla distanza. Più la stella è vicina a noi, più luminosa sarà la sua magnitudine. Cioè, la magnitudine apparente di una stella è la sua grandezza misurata sulla Terra. Tuttavia, gli astronomi usano il sistema di magnitudini assolute classificare le stelle in base a come apparirebbero se fossero tutte alla stessa distanza. Se conosciamo la distanza da quella stella e calcoliamo quale sarebbe la sua magnitudine apparente se fosse a una distanza di 10 pc, chiamiamo quel valore la magnitudine assoluta della stella. In questo sistema:

  • Se una stella è esattamente a 10 pc di distanza da noi, la sua magnitudine apparente sarà la stessa della sua magnitudine assoluta.
  • Se la stella è più vicina a noi di 10 pc, apparirà più luminosa che se fosse a 10 pc, quindi la sua magnitudine apparente sarà più piccolo rispetto alla sua grandezza assoluta.
  • Se la stella è più distante di 10 pc, apparirà più debole che se fosse a 10 pc, quindi la sua magnitudine apparente sarà più grandi rispetto alla sua grandezza assoluta.

La magnitudine apparente di una stella ha un flusso equivalente, o luminosità apparente. La magnitudine assoluta di una stella è equivalente alla sua luminosità, poiché ti dà una misura della luminosità a una distanza specificata, che puoi quindi convertire nella quantità di energia emessa sulla superficie della stella.

Poiché il sistema di magnitudini è all'indietro (oggetto più luminoso = magnitudine più piccola), può creare confusione. Per questo motivo, non useremo le grandezze in questo corso e consiglierei anche di non usarle nei tuoi corsi. Continuerò invece a fare riferimento alla luminosità o al flusso apparente di un oggetto per indicare la misurazione che facciamo della sua luminosità sulla Terra e la luminosità di un oggetto per riferirsi alla quantità intrinseca di energia che emette. Tuttavia, dovresti essere consapevole dell'esistenza del sistema di magnitudo perché è probabile che lo vedrai utilizzato nella maggior parte delle pubblicazioni di astronomia che leggerai durante questo corso.

Vuoi saperne di più?

Se hai un forte desiderio di imparare il sistema di grandezza a tuo vantaggio, ti consiglio le discussioni nei seguenti luoghi:


Guarda il video: lezuhant a műhold! (Luglio 2022).


Commenti:

  1. Jolie

    Grazie per le informazioni molto preziose. È stato molto utile per me.

  2. Mimis

    Tutto quanto sopra è vero. Possiamo comunicare su questo tema. Qui o al PM.

  3. Phemius

    Aggiungerò il tuo sito ai segnalibri, visiterò spesso, grazie

  4. Hetheclif

    Come stai

  5. Buadhachan

    Mi scuso per averla interrotta, ma, secondo me, c'è un altro modo per risolvere il problema.

  6. Tugami

    non è affatto d'accordo con la frase precedente

  7. Shabei

    Si sbagliano. Scrivimi in PM, parlane.



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