et blik på nattehimlen over Jorden viser, at nogle stjerner er meget lysere end andre. Imidlertid afhænger lysstyrken af en stjerne af dens sammensætning og hvor langt den er fra planeten.
Astronomer definere stjernede lysstyrke i form af tilsyneladende størrelsesklasse — hvor lys fremstår stjernen fra Jorden — og absolutte størrelse — hvor lyse stjerne vises ved en standard afstand af 32.6 lysår, eller 10 parsec. (Et lysår er afstanden lys rejser i et år-omkring 6 billioner miles, eller 10 billioner kilometer.,) Astronomer måler også lysstyrke-mængden af energi (lys), som en stjerne udsender fra dens overflade.
måling af stjernelysstyrke er en gammel id., men i dag bruger astronomer mere præcise værktøjer til at opnå beregningen.
Fra græsk og til moderne tider
for Mere end 2.000 år siden, den græske astronom Hipparchus var den første til at lave et katalog over stjerner efter deres lysstyrke, ifølge Dave Rothstein, der deltog i Cornell University ‘ s “Spørg En Astronom” hjemmeside i 2003.,
” dybest set så han på stjernerne på himlen og klassificerede dem efter, hvor lyse de ser ud — de lyseste stjerner var ‘magnitude 1,’ de næste lyseste var ‘magnitude 2’ osv., ned til ‘magnitude 6’, som var de svageste stjerner, han kunne se, ” skrev Rothstein.
menneskelige øjne er imidlertid ikke særlig kræsne. Store forskelle i lysstyrke synes faktisk meget mindre ved hjælp af denne skala, sagde Rothstein., Lysfølsomme opladede koblede enheder (CCD ‘ er) inde i digitale kameraer måler mængden af lys, der kommer fra stjerner, og kan give en mere præcis definition af lysstyrke.
Ved hjælp af denne skala definerer astronomer nu fem størrelsesforskel som et lysstyrkeforhold på 100. Vega blev brugt som referencestjerne for skalaen. Oprindeligt havde den en størrelse på 0, men mere præcis instrumentering ændrede det til 0.3.
Tilsyneladende størrelsesklasse vs. absolutte størrelse
Når du tager Jorden som et referencepunkt, men omfanget af størrelsesorden ikke til regnskab for den sande forskelle i lysstyrke mellem stjernerne. Den tilsyneladende lysstyrke eller tilsyneladende størrelse afhænger af observatørens placering., Forskellige observatører vil komme med en anden måling, afhængigt af deres placering og afstand fra stjernen. Stjerner, der er tættere på jorden, men svagere, kunne virke lysere end langt mere lysende, der er langt væk.
“det er den’ sande ‘lysstyrke – med den afstandsafhængighed, der er indregnet — der er mest interessant for os som astronomer,” udtalte et online kursus om astronomi fra University of Tennessee.,
“derfor er det nyttigt at etablere en konvention, hvor vi kan sammenligne to stjerner på samme fod, uden variationer i lysstyrke på grund af forskellige afstande, der komplicerer problemet.”
løsningen var at gennemføre en absolut størrelse skala til at give en reference mellem stjernerne. For at gøre det beregner astronomer lysstyrken af stjerner, som de ville se ud, hvis det var 32, 6 lysår eller 10 parsecs fra jorden.
et andet mål for lysstyrke er lysstyrke, som er kraften i en stjerne — mængden af energi (lys), som en stjerne udsender fra dens overflade., Det udtrykkes normalt i watatt og måles med hensyn til solens lysstyrke. For eksempel er solens lysstyrke 400 billioner billioner .att. En af de nærmeste stjerner til jorden, Alpha Centauri A, er omkring 1,3 gange så lysende som solen.
for At finde ud af, lysstyrke absolutte størrelse, skal man beregne, at en forskel på fem om den absolutte størrelse skala svarer til en faktor 100 på de lysstyrke skala — for eksempel, en stjerne med en absolut størrelsesklasse på 1 er 100 gange så lyse som en stjerne med en absolut størrelse af 6.,
Begrænsninger af absolutte størrelse
Mens den absolutte størrelsesklasser er astronomernes bedste indsats for at sammenligne lysstyrken af stjerner, der er et par af de vigtigste begrænsninger, der har at gøre med de instrumenter, der anvendes til at måle det.
for det første skal astronomer definere, hvilken bølgelængde af lys de bruger til at foretage målingen. Stjerner kan udsende stråling i former, der spænder fra røntgenstråler med høj energi til infrarød stråling med lav energi. Afhængigt af stjernetypen kan de være lyse i nogle af disse bølgelængder og lysere i andre.,
for at tackle dette skal forskere specificere, hvilken bølgelængde de bruger til at foretage de absolutte størrelsesmålinger.
en anden vigtig begrænsning er følsomheden af det instrument, der bruges til at foretage målingen. Generelt, da computere har avanceret og teleskopspejleteknologi er forbedret gennem årene, har målinger, der er foretaget i de senere år, større vægt blandt forskere end dem, der er lavet for længe siden.
paradoksalt nok er de lyseste stjerner blandt de mindst studerede af astronomer, men der er mindst en nylig indsats for at katalogisere deres lysstyrke., En konstellation af satellitter kaldet BRITE (BRight Target e .plorer) vil måle variabiliteten af lysstyrke mellem stjerner. Deltagerne i seks-satellit projekt omfatter Østrig, Canada og Polen. De to første satellitter blev lanceret med succes i 2013.
Variable stjerner
mens mange stjerner har en ensartet lysstyrke, er der mere end 100.000 kendte og katalogiserede variable stjerner. (Selv vores egen Sol er variabel og varierer sin energiproduktion med omkring 0, 1 procent eller en tusindedel af dens størrelse i løbet af sin 11-årige solcyklus.,) Variable stjerner er enten iboende (hvilket betyder, at deres lysstyrke ændres på grund af funktioner som ekspansion, sammentrækning, udbrud eller pulsering) eller ekstrinsic (hvilket betyder, at en stjerne eller planet passerer foran stjernen og blokerer lyset, eller at ændringen skyldes stjernernes rotation.)
stjerner kan også ændre sig i lysstyrke over tid. North Star eller Polaris kunne for eksempel have været så meget som 4, 6 gange lysere i gamle tider, end den var i dag. En undersøgelse fra 2014 bemærkede, at stjernen dæmpede i de sidste par årtier, men derefter drastisk lysede igen., Polaris er en del af klassen af Cepheid-variabler, som er ekstremt lysende stjerner, der har korte pulsationsperioder. Variationerne i lysstyrken gør det muligt for astronomer at beregne, hvor langt væk disse cepheider er, hvilket gør dem nyttige “målepinde”, hvis stjernerne er indlejret i galakser eller tåger.
andre typer af iboende variable stjerner inkluderer kataklysmiske variabler (som lyser på grund af udbrud, såsom under supernovaeksplosioner) eller eruptiske variabler (hvis lysstyrke varierer under udbrud på overfladen eller kombinationer med interstellært stof.,) Ekstrinsiske variabler inkluderer formørkelse af binære stjerner og roterende stjerner (såsom pulsarer, kernerne i supernova, hvis elektromagnetiske stråling kun er synlig, når strålen er rettet mod Jorden.)