• 역사적 배경
• 명백한 크기,m
• 절대 크기 M
• 를 찾는 거리 Stars-리 계수
• 크기/의 거리 계산
• 이름&식별 Stars

연구 성 필드에 사진 아래와 같습니다. 그것은 일반적으로 서던 크로스(Southern Cross)라고 불리는 별자리 Crux 주변의 하늘 영역을 보여줍니다. 일부 별을 식별하기 위해 사진을 가로 질러 커서를 이동합니다.

어느 별이 가장 밝습니까?,

Alpha(α)Centauri 에 대답했다면,사진의 왼쪽 하단에있는 별 당신은 옳습니다. 보시다시피,이와 같은 사진 이미지는 도움을받지 못한 눈으로 볼 수있는 것보다 더 많은 별을 보여줍니다. 그럼에도 불구하고 일부 별은 다른 별보다 더 두드러집니다. Α Centauri 를 선택할 때 당신은 몇 가지 가정을했습니다. 그들은 무엇 이었습니까?

이와 같은 사진은 밝은 별을 희미한 별보다 큰 디스크로 보여줍니다., 이것은이 별들이 사진에서 더 희미한 별보다 물리적으로 더 크다는 것을 의미합니까? 기억에서,이 섹션에 모음을 읽어들일 수 있는 우리가 알게되는 모든 별 다른 것보다는 우리의 태양은 그렇게 멀리 떨어져 그들이 효과적으로 포인트 소스. 그렇다면 왜 어떤 사람들은 다른 사람들보다 더 밝게(우리의 눈에)또는 더 크게(사진에서)나타 납니까? 사실 밝기는 무엇이며 어떻게 측정 할 수 있습니까? 이러한 질문에 대한 답변은이 섹션의 초점을 형성합니다.,

역사적 배경이

의 개념 측정 및 비교를 밝기의 별을 추적할 수 있습니다 다시는 그리스 천문학 및 수학자 파르 쿠스(190-120BC). 고대의 가장 위대한 천문학 자 중 한 명인 그는 위치와 비교 밝기가있는 850 개의 별 카탈로그를 제작 한 것으로 인정 받고 있습니다., 자신의 시스템에서,밝은 별에 할당된 크기의 1 의 다음 크기의 밝은 2 래에 심각 별,다만 눈에 보이는 눈만 했던 크기 6. 이 포인트 규모로 생각할 수 있습니다 순위,속도 별,밝은,처음 크기와 희미한 저 평가 별 여섯 번째의 크기.

1600 년대 초 망원경으로 더 희미한 별을 발견하기 위해서는 규모가 6 이상으로 확장되어야했습니다., 개발의 visual 광도계,악기를 측정하는 별의 강도,기에 요한이 허쉘 및 다른 사람이라는 메시지가 필요한 천문학자들이 채택하는 국제 표준입니다. 는 사실을 눈을 감지하는 차이점에서 강도 로그가 아닌 선형적으로 발견되었습에서는 1830 년대. 1856 년에 노르 Pogson 제안하는 스타의 크기는 1 100×보다 더 밝은 스타의 크기는 6. 따라서 한 크기의 차이는 밝기에서 5√100=2.512 배와 같았습니다.,

명백한 크기,m

명백한 크기,m,스타의 크기는 관찰자가 볼 때에 땅이다.

태양이나 달과 같은 매우 밝은 물체는 음의 겉보기 크기를 가질 수 있습니다. 에도 파르 쿠스 원 할당 밝은 별을 크기의 1 을 더 조심 비교하는 것을 보여줍에서 가장 밝은 별은 하늘 밤,Sirius 또는 α Canis 니(CMa)사실은 명백한 크기의 m=-1.44. Hipparchus 의 원래 값의 재 교정으로 bright star Vega 는 이제 0.0 의 겉보기 크기를 갖도록 정의됩니다.,

다음과 같은 망원경 검색 미 stars1600 년대 초반에는 규모가 또 있었을 확장하는 개체를 희미보다 크기 6. 아래 표는 천체에 대한 명백한 자그마한 범위를 보여줍니다.

개체	명백한 크기
선	-26.5
Full Moon	-12.5
Venus	-4.,3
Mars or Jupiter	-2
Sirius (α CMa)	-1.44
Vega (α Lyr)	0.0
Alnair (α Gru)	1.73
Naked-eye limit	6.5
Binocular limit	10
Proxima Cen	11.,09
Visual limit through 20 cm telescope	14
QSO at redshift z = 2	≈ 20
Cepheid in galaxy M100 observed with HST	26
Galaxy at z = 6 observed with Gemini 8.1 m telescope	28
Limit for James Webb Space Telescope	≥ 30

If a star of magnitude 1 is 2.,크기 2 와 100 의 별보다 512×더 밝음&여섯 번째 크기의 별보다 몇 배 더 밝음 크기 3 의 별보다 얼마나 밝습니까? 여기서주의해야합니다. 단순히 2×2.512 가 다른 것은 아닙니다. 한 크기의 차이가 5√100=2.512 와 같다는 것을 기억해야합니다. 따라서 2magnitudes 의 차이는=2.5122=6.31×밝기의 차이입니다.

서로 다른 magnitudes 의 두 개체는 그대의 크기 차이의 힘으로 제기 2.512 에 의해 밝기에 따라 달라집니다., 우리가 작성하는 경우 이 수식으로,비율의 밝기 또는 강도,IA/IB 사이의 두 개체,B,와 크기는 mA,mB 의해 주어진 다음과 같은 방정식:

우리가 보기에는 예입니다.

예제 1:두 별 비교.
alnair 는 11.09 의 크기를 가진 Proxima Cen 보다+1.73 의 겉보기 크기가 얼마나 밝습니까?
를 사용하여 방정식 4.1 가:

도록,대체에서:

예제 2:얼마나 많은 밝은 태양보다 달?
이를 위해 우리는 기억에서 위의 표는 일은 명백한 크기의 -26.5 고,-12.5.

그래서 사용하는 방정식 4.1 우리가 얻을:

대체에서 우리를 제공합니다:

크기는 단순히 숫자라는 것을 기억하는 것이 중요하며,어떤 단위도 가지고 있지 않습니다. 겉보기 크기에 대한 기호는 소문자 m 입니다;당신은 어떤 문제에서이 명확하게해야합니다.

절대 크기,M

What does 는 사실 시리우스는 명백한 크기의 -1.44 및 오늘날의 천문도는 명백한 크기의 0.45 에 대해 우리에게 이러한 두 가지 별? 이것에 대해 생각하는 또 다른 방법은 시리우스가 밤하늘에서 가장 밝은 별인 이유를 묻는 것입니다., 별이 나타날 수 있습 밝은 두 가지 주요 이유:

1. 될 수 있습 본질적으로 빛나고,그것이 될 수 있는 강력한 이미터의 전자기 방사선 또는
2. 이것은 매우 가까이있을 수 있습니다,우리는 모두.

따라서 별의 겉보기 크기는 부분적으로 우리와의 거리에 달려 있습니다. 에서 시리우스 사실이 밝게 표시보다 오늘날의 천문도 정확하게 때문에 시리우스에 매우 가까운 우리만 2.6pc 다면 오늘날의 천문도 약 160pc 니다., 실는 별지 않는 모두가 같은 광도는 명백한 크기 혼자였기에 충분하지 않을 비교하다. 천문학 자들이 별을 직접 비교할 수있게 해주는 새로운 시스템이 개발되었습니다. 이 시스템을 절대 크기라고하며,m.

별의 절대 크기,M 은 우리로부터 10 파섹의 거리에 있다면 별이 가질 크기입니다. 10pc 의 거리는 순전히 임의적이지만 지금은 국제적으로 천문학 자들에 의해 합의되었습니다., 절대 크기에 대한 눈금은 겉보기 크기,즉 밝기의 1 크기=2.512 배 차이의 차이와 동일합니다. 이 대수 척도는 또한 개방형 및 단일체입니다. 다시 말하지만,M 의 값이 낮거나 음수 일수록 별이 더 밝아집니다. 절대 크기는 별의 광도를 표현하는 편리한 방법입니다. 별의 절대 크기가 알려지면 다른 별과 비교할 수도 있습니다. Betelgeuse,M=-5.6 은 본질적으로 M=1.41 인 시리우스보다 더 빛납니다.

우리 태양의 절대 시각적 크기는 4.8 입니다.,

를 찾는 거리 Stars-리 계수

할 수 있습이 기억에서 섹션에서 측정,가장 별은 너무 멀리 있는 자신의 시차를 직접 측정. 그럼에도 불구하고 당신이 별에 대한 명백하고 절대적인 magnitudes 를 모두 알고 있다면 당신은 그 거리를 결정할 수 있습니다. 우리는 시리우스와 Betelgeuse 플러스 gj 라는 또 다른 별에 다시 살펴 보자 75.

GJ75 는 얼마나 멀리 떨어져 있습니까? 그것의 명백하고 절대적인 거대 함이 동일하다는 점에서 특이한 별이다. 왜? 그 이유는 실제로 10 파섹이 우리에게서 멀리 떨어져 있기 때문에 정의상 두 개의 자그마한 부분이 동일해야하기 때문입니다.,

시리우스는 어떻습니까? 그것의 겉보기 크기는 절대 크기보다 낮습니다(따라서 더 밝습니다). 이것은 우리에게 10 파섹보다 가깝다는 것을 의미합니다. Betelgeuse 의 겉보기 크기는 절대 크기보다 높기 때문에(따라서 희미 함)10 파섹 만 있으면 밤하늘에 더 밝게 나타납니다.

천문학자들이 사용하여 차이 분명하고 절대 규모의 거리 계수 방법으로,데 terming 거리됩니다.

• 거리 모듈러스=m-M.
• 거리 모듈러스는 10 파섹보다 가까운 별에 대해 음수입니다.,
• 거리 계수는 10 파섹보다 더 멀리 떨어진 별에 대해 양수입니다.
• 크기의 거리를 계수를 결정의 실제 값은 거리,그래서는 스타의 거리 계수 1.5 는 보다 가까운 거리의 계수 8.7.

크기/의 거리 계산

리 계수를 결정하는 데 사용할 수 있는 거리하는 스타를 사용하는 방정식:

어디 d 에서 섹. D=10pc 인 경우 m 과 M 이 동일하다는 점에 유의하십시오. (이 방정식의 공식적인 파생은 광도에 대한 다음 페이지에서 제공됩니다)., NSW HSC 강의트 제공의 방정식으로.

그러나 이것은 단순히 재작업의 수식 4.2. 당신은 세 가지 변수 중 두 가지가 주어진이 방정식을 푸는 데 편안해야합니다. 우리는 당신이 몇 가지 예를 해결할 수있는 방법을 살펴 보자.

예 3:M 과 d 가 주어지면 M 을 찾아야합니다.
β Crucis(또는 미모사)는 겉보기 크기가 1.25 이고 108 파섹입니다. 그것의 절대 크기는 무엇입니까?

방정식 4.3 을 사용하여 우리는 다음과 같습니다.

그 β 는 볼 크루시스에는 절대 규모의 -3.92
참고 이 계산은 다음과 같 전체 작동하도록 각 단계는 분명하게 명시되어 있습니다. (크기 방정식을 풀 때 로그는 자연 로그 또는 ln 이 아닌 기본 10 에 대한 로그를 의미합니다.)

실시예 4:M 과 M 이 주어지면 d 를 찾는다.
Betelgeuse 는 겉보기 크기가 0.45 이고 절대 크기는 -5.14 이다. 얼마나 멀리 떨어져 있니?
이 문제는 우리가 방정식 4.2 를 다시 써서 우리에게 d 를 알 수없는 것으로 줄 것을 요구합니다., 방법은 다음과 같습니다:

쓸 수 있는 보다:

이제 대용:

그래서 오늘날의 천문도 약 130pc 니다.

다시 말하지만,이 예제는 완전한 작업을 보여주는 반면 실제로는 모든 단계를 보여주지 못할 수도 있습니다., 그것이 중요한 것,그러나,설정하는 작업을 그러한 문제를 명확하게 확인할 수 있도록 당신의 대수적 조작 및 대체합니다. 로그 및 인덱스 작업은 까다로울 수 있으므로 계산기에서 이러한 작업을 수행하는 방법을 알고 있는지 확인하십시오.

예 5:어 M,d,m.
실제로 이러한 유형의 문제는 더 적은 현실적인 대체로 우리는 일반적으로 측정의 명백한 크기 직접 그러나 그것이 될 수 있는 우리가 원하는 무엇을 계산하는 명백한 크기 종류 또는 종류의 개체 부여 할 수 있습니다 다른 매개 변수입니다. 다시,방정식 4 로 시작합니다.,3 절대 크기가 -8.73 인 Deneb 와 같은 초거성이 230 파섹 떨어져 있으면 얼마나 밝게 나타날지 결정합시다.

도록 대체에서:

그렇군요가 명백한 크기의 -1.89. 이것은 시리우스(m=-1.44)보다 우리의 밤하늘에서 더 밝게 만들 것입니다., 이 값은 큰 불확실성을 가지고 있지만 현실 Deneb 에 대한 990pc 먼입니다.

예 6:d 가 주어지지 않았지만 시차가 주어지면 P 는 어떻게 될까요?
이것은 실제로 매우 직선적입니다. Astrometry 에 관한 섹션에서 거리와 시차 사이에 직접적인 관계가 있음을 상기하십시오.

그래서 이것을 방정식 4.2 또는 4.3 에 삽입하기 만하면됩니다.

명명&별 식별

이 페이지 상단의 Crux 사진과 포인터를 다시 방문하십시오., 아래 사진은 눈에 띄는 별이 표시된 동일한 지역을 보여줍니다. 그들은 또한 그들의 명백한 magnitudes 표시. 핵은 천체가 천문학 자들에 의해 국제적으로 분해되고 합의 된 88 개의 지역 중 하나 인 별자리입니다. Crux 는 실제로 별자리 중 가장 작으며 남쪽 하늘에서 쉽게 식별됩니다. 일반적으로 포인터라고 불리는 눈에 띄는 인근 별은 실제로 켄타우루스라는 큰 별자리의 일부입니다.

이제 당신은 알 수 있는 별명을 사용하여 문자에서 그리스어 알파벳;α,β,γ δ 및 ε(알파,베타,감마,델타,엡실론되고 처음 다섯)다음 기준에 의해 세 글자에 대한 약어 각 constellation(Cru 한 볼 크루시스 또는 핵심과 Cen 에 대한 센타우루스). If you look closely at 명백한 크기 위한 다섯 가지라는 별에서 핵심은 당신이 볼 수 있는 밝은 별은 표 α,다음 β 및니다., 이 시스템은 1603 년에 도입 한 요한 바이엘(Johann Bayer)에 이어 바이엘(Bayer)시스템이라고합니다. 별자리에서 가장 밝은 별에는 문자 α,다음 β 등이 할당됩니다. 이 규칙의 예외는&alpha Orionis 또는 Betelgeuse 입니다. 그것은 사실 β Ori 보다 희미하며,적은 양으로 Rigel 입니다. 이것은 Betelgeuse 가 Bayer 시스템에서 명명 된 이후 밝기가 약간 어두워 졌다는 실현에 의해 해결 된 흥미로운 역사적 사례입니다.,

한 지점을 기억에 대한 별자리는 별에서 별자리하지 않은 일반적으로 육체적으로 관련된 서로 다른와는 달리,별에서 클러스터입니다. 서로 가깝게 나타나는 사실은 순전히 투어 라인을 따라 정렬 효과입니다. 사실,위의 지역의 별들은 다음 이미지와 같이 우리와 멀리 떨어져 널리 분리되어 있습니다.

α Cen 과 같은 밝은 별 중 일부는 또한 자신의 특정 이름을 가지고 있습니다. Sirius(α Sco)는 그러한 예 중 하나이며 α Cen 은 Rigel Kentaurus 라고도합니다. 많은 별 이름은 그리스 기록이 이슬람 천문학 자에 의해 보존되고 개발 된 시대에서 유래 된 아랍어입니다. 문제 바이엘 시스템의 이름 별이 있다는 것만 24 는 문자에서 그리스어 알파벳만 거기에 더 많은 별보다 각각리에 있습니다.

사실 대부분의 별에는 특정 이름이나 바이엘 분류가 없습니다., 이러한 일이 천문학자들은 컴파일한 방대한 카탈로그의 별,일부 이상으로 10 만 달러의 개체,그래서 대부분의 별 단 카탈로그 번호입니다. 별도 많은 하나 이상의 식별 이름 또는 카탈로그 번호,의 수에 따라 카탈로그입니다. 예를 들어 가변 별,δ Cep 는 HIP110991,SAO34508 또는 30 개 이상의 다른 식별자 중 하나라고도합니다! 많은 카탈로그는 적경 및 적위와 같은 천체 좌표를 활용하여 물체를 식별합니다. 따라서 δ Cep 는 IRAS22273+5809,CCDM J22292+5825A 및 AAVSO2225+57 으로 알려져 있습니다., 카탈로그에 대한 RA 및 dec 의 약간의 변형은 별의 적절한 움직임과 참조 프레임의 선행으로 인해 발생합니다.피>