Absolutní hvězdná velikost

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na navigaci Skočit na vyhledávání

Absolutní hvězdná velikost (absolutní jasnost, absolutní magnituda) je veličina určující hvězdnou velikost vztaženou na standardní pozorovací podmínky. Rozlišujeme při tom dva případy.

Hvězdy[editovat | editovat zdroj]

U hvězd a objektů podobných hvězdám označujeme tuto veličinu symbolem M a definujeme ji jako hvězdnou velikost, jakou by tato hvězda měla při pozorování ze vzdálenosti 10 parseků čili 32,6 světelných roků. Vztah mezi absolutní hvězdnou velikostí M a zdánlivou hvězdnou velikostí m je dán rovnicí

M = m + 5 [1 − log10(d)],

kde d je vzdálenost hvězdy v parsecích od pozorovatele (od Země).

Stejně jako v případě zdánlivých hvězdných velikostí, i u absolutních hvězdných velikostí rozlišujeme různé varianty těchto veličin. Při stanovení na základě vizuálního pozorování nazýváme tuto veličinu absolutní vizuální hvězdnou velikostí a značíme ji Mv; je-li změřena ze snímku pořízeného fotografickou cestou, nazýváme ji absolutní fotografickou hvězdnou velikostí a značíme Mph, resp. Mpv při použití fotografického materiálu s obdobnou citlivostí, jakou má lidské oko (z angl. photovisual). V současné době při měřeních pomocí přístrojů se nejčastěji stanovují ve třech spektrálních oborech, a to v ultrafialovém oboru při vlnové délce 360 nm (symbol veličiny MU), ve viditelné oblasti při 420 nm (modrá barva, MB) a při 540 nm (žlutozelená barva, tzv. vizuální, MV). Pro hvězdy spektrální třídy A0 jsou si všechny tyto veličiny právě (definitoricky) rovny. Současné stanovení těchto tří veličin napovídá o povrchové teplotě dané hvězdy; čím jsou rozdíly MBMV a MUMB větší (pozitivnější), tím jsou povrchové teploty daných hvězd nižší a naopak.

Tělesa sluneční soustavy[editovat | editovat zdroj]

Absolutní hvězdná velikost H u malých těles sluneční soustavy, jako např. planetek, měsíců planet, komet je definována jako hvězdná velikost, kterou by uvedené těleso mělo při pozorování ze Země ze vzdálenosti právě 1 astronomické jednotky (AU), kdyby současně bylo vzdáleno 1 AU od Slunce a nulové hodnotě úhlu, který svírá směr od zkoumaného tělesa ke Slunci se směrem k pozorovateli (tj. úhel Slunce-těleso-Země, tzv. fázový úhel φ). V tomto případě závisí vztah mezi takto definovanou absolutní hvězdnou velikostí H a zdánlivou hvězdnou velikostí m nejen na vzdálenosti d pozorovatele od zkoumaného objektu a vzdálenosti r objektu od Slunce, ale také na optických vlastnostech objektu, především na odrazivosti jeho povrchu (albedu), na struktuře jeho povrchu a na fázovém úhlu φ:

mv = Hv + 5*log(r×d) + P(φ),

kde P je empirická funkce, zohledňující závislost nejen na fázovém úhlu φ, ale také na charakteru povrchu.

Podobně jako u hvězd, tak i u malých těles sluneční soustavy závisí hodnota H na způsobu jejího stanovení a spektrálním oboru, ve kterém se měří.

Poměrně jednodušší je vztah mezi veličinou Hv ve vizuálním oboru, albedem pv a průměrem (rozměrem) pozorovaného objektu D:

Hv = 15,618 - 5 log10(D) - 2,5*log10(pv),

resp.

D = 1329(10Hv/5)/pv1/2.

Z těchto vztahů lze při znalosti (nebo alespoň odhadu) hodnoty albeda pv stanovit průměr (rozměr) D zkoumaného tělesa.

Související články[editovat | editovat zdroj]