Stjärnans ljusstyrka astronomi. Stjärnans ljusstyrka, stjärnradie, yttemperatur - astronomiska egenskaper hos en stjärna

Grundläggande fysiska egenskaper hos stjärnor: ljusstyrka, absoluta och skenbara magnituder, massa, temperatur, storlek, spektrum.

Ljusstyrka– energi som sänds ut av en stjärna eller annan himlakropp per tidsenhet. Vanligtvis ges i enheter för solenergi, uttryckt med formeln log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), där L och M är ljusstyrkan och den absoluta magnituden för källan, Lc och Mc är motsvarande värden för solen (Mc = +4,83). Bestäms också av formeln L=4рR 2 уT 4. Det finns kända stjärnor vars ljusstyrka är många gånger större än solens ljusstyrka. Aldebarans ljusstyrka är 160, och Rigel är 80 000 gånger större än solen. Men de allra flesta stjärnor har en ljusstyrka som är jämförbar med eller mindre än solen.

Magnitud - ett mått på en stjärnas ljusstyrka. Z.v. ger inte en sann uppfattning om stjärnans strålningskraft. En svag stjärna nära jorden kan verka ljusare än en avlägsen ljus stjärna pga strålningsflödet som tas emot från den minskar i omvänd proportion till kvadraten på avståndet. Synlig W.V. - glansen av en stjärna som en observatör ser när han tittar på himlen. Absolut Z.v. - ett mått på verklig ljusstyrka, representerar nivån av briljans för en stjärna som den skulle ha om den befann sig på ett avstånd av 10 st. Hipparchus uppfann systemet med synliga stjärnor. på 2:a århundradet FÖRE KRISTUS. Stjärnor tilldelades nummer baserat på deras skenbara ljusstyrka; de ljusaste stjärnorna var 1:a magnituden och de svagaste var 6:e ​​magnituden. Alla R. 1800-talet detta system har modifierats. Modern skala av Z.v. fastställdes genom att Z.v. representativt urval av stjärnor nära norr. världens poler (norra polarserien). Utifrån dem bestämdes Z.v. alla andra stjärnor. Detta är en logaritmisk skala, där stjärnor med 1:a magnituden är 100 gånger ljusare än 6:e magnituden. När mätnoggrannheten ökade, måste tiondelar införas. Mest ljusa stjärnor ljusare än 1:a magnituden, och vissa har till och med negativa magnituder.

Stjärnmassa - en parameter som bestäms direkt endast för komponenter av dubbelstjärnor med kända banor och avstånd (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Den där. Massorna för bara några dussin stjärnor har fastställts, men för ett mycket större antal kan massan bestämmas utifrån förhållandet mellan massa och ljusstyrka. Massor större än 40 solar och mindre än 0,1 solar är mycket sällsynta. De flesta stjärnor har en massa mindre än solen. Temperaturen i centrum av sådana stjärnor kan inte nå den nivå vid vilken kärnfusionsreaktioner börjar, och den enda källan till deras energi är Kelvin-Helmholtz-kompression. Sådana objekt kallas bruna dvärgar.

Mass-luminositetsförhållande, hittat 1924 av Eddington, sambandet mellan ljusstyrka L och stjärnmassan M. Sambandet har formen L/Lc = (M/Mc) a, där Lc och Mc är solens ljusstyrka respektive massa, värdet A ligger vanligtvis i intervallet 3-5. Sambandet följer av det faktum att normala stjärnors observerade egenskaper huvudsakligen bestäms av deras massa. Detta förhållande för dvärgstjärnor stämmer väl överens med observationer. Man tror att detta också är sant för superjättar och jättar, även om deras massa är svår att direkt mäta. Relationen gäller inte vita dvärgar, eftersom ökar deras ljusstyrka.

Temperaturen är fantastisk– temperaturen i ett visst område av stjärnan. Det är en av de viktigaste fysiska egenskaperna hos något föremål. Men eftersom temperaturen i olika regioner av en stjärna skiljer sig åt, och även eftersom temperaturen är en termodynamisk storhet som beror på flödet av elektromagnetisk strålning och närvaron av olika atomer, joner och kärnor i någon region av stjärnatmosfären, är alla dessa skillnader är förenade med en effektiv temperatur som är nära relaterad till strålningen från stjärnan i fotosfären. Effektiv temperatur, en parameter som kännetecknar den totala mängden energi som emitteras av en stjärna per ytenhet av dess yta. Detta är en entydig metod för att beskriva stjärntemperatur. Detta. bestäms genom temperaturen hos en absolut svart kropp, som enligt Stefan-Boltzmann-lagen skulle utstråla samma kraft per ytenhet som stjärnan. Även om en stjärnas spektrum skiljer sig väsentligt i detalj från spektrumet för en absolut svart kropp, kännetecknar den effektiva temperaturen ändå gasens energi i de yttre lagren av stjärnfotosfären och tillåter, med hjälp av Wiens förskjutningslag (l max = 0,29) /T), för att bestämma vid vilken våglängd det finns maximal stjärnstrålning, och därför stjärnans färg.

Förbi storlekar stjärnor delas in i dvärgar, subdvärgar, normala stjärnor, jättar, underjättar och superjättar.

Räckvidd stjärnor beror på dess temperatur, tryck, gasdensitet i dess fotosfär, styrka magnetiskt fält och chem. sammansättning.

Spektralklasser, klassificering av stjärnor enligt deras spektra (främst efter intensiteten av spektrallinjer), först introducerad av italienska. astronomen Secchi. Införde bokstavsbeteckningar, som modifierades i takt med att kunskapen om interna processer utökades. stjärnornas struktur. Färgen på en stjärna beror på temperaturen på dess yta, så i modern tid. Draper spektral klassificering (Harvard) S.k. ordnade i fallande temperaturordning:

Hertzsprung–Russell-diagram, en graf som låter dig bestämma två grundläggande egenskaper hos stjärnor, uttrycker förhållandet mellan absolut magnitud och temperatur. Uppkallad efter den danske astronomen Hertzsprung och den amerikanske astronomen Russell, som publicerade det första diagrammet 1914. De hetaste stjärnorna ligger till vänster i diagrammet, och stjärnorna med högsta ljusstyrka är överst. Från det övre vänstra hörnet till det nedre högra hörnet går huvudsekvens,återspeglar utvecklingen av stjärnor och slutar med dvärgstjärnor. De flesta stjärnor tillhör denna sekvens. Solen tillhör också denna sekvens. Ovanför denna sekvens ligger underjättar, superjättar och jättar i den angivna ordningen, nedan - underdvärgar och vita dvärgar. Dessa grupper av stjärnor kallas ljusstyrka klasser.

Jämviktsförhållanden: som bekant, stjärnor är de enda objekt i naturen inom vilka okontrollerad termisk kärnreaktioner syntes, som åtföljs av utgivningen stor kvantitet energi och bestämma stjärnornas temperatur. De flesta stjärnor är med stationärt tillstånd, dvs de exploderar inte. Vissa stjärnor exploderar (så kallade novaer och supernovor). Varför är stjärnor i allmänhet i jämvikt? Tvinga kärnvapenexplosioner i stationära stjärnor balanseras den av tyngdkraften, vilket är anledningen till att dessa stjärnor upprätthåller jämvikt.

1. Beräkning av en armaturs linjära dimensioner från kända vinkelmått och avstånd.

Strålning som emitteras från ett litet område av en lysande yta av en enhetsyta. Det är lika med förhållandet mellan ljusflödet som härrör från den lilla ytan i fråga och arean av detta område:

,

där dΦ är ljusflödet som emitteras av en yta av area d S. Ljusstyrkan mäts i lm/m². 1 lm/m² är ljusstyrkan hos en yta med en area på 1 m2 som avger ett ljusflöde lika med 1 lm.

Ljusstyrkan beror inte på avståndet till objektet, bara den skenbara styrkan beror på det. Ljusstyrka är en av de viktigaste stjärnegenskaperna, vilket gör att man kan jämföra olika typer av stjärnor med varandra på diagrammen "spektrum - ljusstyrka" och "massa - ljusstyrka". En stjärnas ljusstyrka kan beräknas med formeln:

Var R- stjärnans radie, Tär temperaturen på dess yta, σ är Stefan-Boltzmann-koefficienten.

Kolliderar ljusstyrka

I experimentell partikelfysik ljusstyrka kallas accelerator- eller kolliderarparametern, som kännetecknar intensiteten av kollisionen av partiklar från två kolliderande strålar, eller partiklar av en stråle med partiklar från ett fast mål. Ljusstyrka L mäts i cm−2 s−1. När reaktionstvärsnittet multipliceras med ljusstyrkan erhålls medelfrekvensen för denna process vid en given kolliderare.

Anteckningar

Wikimedia Foundation. 2010.

• Samarbete
• Komposit material

Se vad "Luminosity" är i andra ordböcker:

LJUSSTYRKA- vid en punkt på ytan. en av ljusmängderna, förhållandet mellan ljusflödet som kommer från ett ytelement och arean av detta element. Enhet C. (SI) lumen per kvadratmeter (lm/m2). Ett liknande värde i energisystemet. kvantiteter kallas... ... Fysisk uppslagsverk

ljusstyrka- Förhållandet mellan ljusflödet som emitteras av en ljusyta och arean av denna yta [Terminologisk konstruktionslexikon på 12 språk (VNIIIS Gosstroy USSR)] ljusstyrka (Mν) En fysisk storhet som bestäms av förhållandet... ... Teknisk översättarguide

LJUSSTYRKA- LUMINOSITY, den absoluta ljusstyrkan för en STJÄRNAN, mängden energi som sänds ut av dess yta per sekund. Uttryckt i watt (joule per sekund) eller enheter för solens ljusstyrka. Bolometrisk ljusstyrka mäter den totala styrkan av en stjärnas ljus per... ... Vetenskaplig och teknisk encyklopedisk ordbok

LJUSSTYRKA- LUMINITY, 1) i astronomi, den totala mängden energi som avges rymdobjekt per tidsenhet. Ibland talar vi om ljusstyrka i ett visst våglängdsområde, till exempel radioljusstyrka. Vanligtvis mätt i erg/s, W eller enheter... ... Modernt uppslagsverk

LJUSSTYRKA- stjärnor strålningseffekt. Vanligtvis uttryckt i enheter lika med solens ljusstyrka L? = 3,86?1026 W...

LJUSSTYRKA- värdet av det totala ljusflödet som avges av en enhetsyta på ljuskällan. Mätt i lm/m² (i SI) ... Stor encyklopedisk ordbok

LJUSSTYRKA- (ljusstyrka) fysisk. ett värde lika med förhållandet mellan ljus (cm.) Ф emitterat av en lysande yta till arean S av denna yta: R = Ф/S I SI uttryckt i (cm.) per kvadratmeter(lm/m2) ... Big Polytechnic Encyclopedia

Ljusstyrka- I Ljusstyrka vid en punkt på en yta, förhållandet mellan ljusflödet (Se Ljusflöde) som härrör från ett litet ytelement som innehåller en given punkt till arean av detta element. En av ljusmängderna (Se Ljusmängder).... ... Stor Sovjetiskt uppslagsverk

ljusstyrka- Och; och. Astron. Ljusflöde som avges av en enhetsyta av en ljuskälla. C. av en stjärna (förhållandet mellan en stjärnas ljusstyrka och solens ljusstyrka). S. natthimlen (glöd av atomer och luftmolekyler i höga lager av atmosfären). * * * ljusstyrka I… … encyklopedisk ordbok

Ljusstyrka- inom astronomi, den totala energi som sänds ut av en källa per tidsenhet (i absoluta enheter eller i enheter för solenergi; solenergi = 3,86·1033 erg/s). Ibland talar de inte om fullt S., utan om S. i ett visst våglängdsområde. Till exempel i... ... Astronomisk ordbok

Böcker

• ASTROFYSIK UR FYSIKENS SYNPUNK, B.V. Vasiliev. Det moderna astrofysiska samhället baserar forskning om stjärnors fysik på principen om deras inre överensstämmelse och överensstämmelse med de grundläggande bestämmelserna i tidigare ackumulerade teorier och...

Himlakropparnas egenskaper kan vara mycket förvirrande. Endast stjärnor har skenbar, absolut magnitud, ljusstyrka och andra parametrar. Vi ska försöka reda ut det med det senare. Vad är stjärnornas ljusstyrka? Har det något att göra med deras synlighet på natthimlen? Vad är solens ljusstyrka?

Stjärnornas natur

Stjärnor är mycket massiva kosmiska kroppar som avger ljus. De bildas av gaser och damm som ett resultat av gravitationskompression. Inuti stjärnor finns en tät kärna i vilken kärnreaktioner sker. De bidrar till stjärnornas glöd. De viktigaste egenskaperna hos armaturer är spektrum, storlek, briljans, ljusstyrka, inre struktur. Alla dessa parametrar beror på massan av en viss stjärna och dess kemisk sammansättning.

De viktigaste "designerna" av dessa himlakroppar är helium och väte. I mindre mängder i förhållande till dem kan de innehålla kol, syre och metaller (mangan, kisel, järn). Unga stjärnor har de största mängderna väte och helium; med tiden minskar deras proportioner och ger vika för andra element.

I stjärnans inre regioner är situationen mycket "het". Temperaturen i dem når flera miljoner Kelvin. Här sker kontinuerliga reaktioner där väte omvandlas till helium. På ytan är temperaturen mycket lägre och når bara några tusen Kelvin.

Vad är stjärnornas ljusstyrka?

Termonukleära reaktioner inuti stjärnor åtföljs av energiutsläpp. Ljusstyrka är en fysisk storhet som speglar exakt hur mycket energi en himlakropp producerar under en viss tid.

Det förväxlas ofta med andra parametrar, såsom ljusstyrkan hos stjärnor på natthimlen. Det är dock ljusstyrka eller skenbar magnitud ungefärliga egenskaper, som inte mäts på något sätt. Det är till stor del relaterat till stjärnans avstånd från jorden och beskriver bara hur väl stjärnan är synlig på himlen. Ju mindre siffran för detta värde är, desto större är dess skenbara ljusstyrka.

Däremot är stjärnornas ljusstyrka en objektiv parameter. Det beror inte på var observatören är. Detta är en egenskap hos en stjärna som bestämmer dess energiska kraft. Det kan förändras under olika perioder av evolutionen av en himlakropp.

Ungefärlig ljusstyrka, men inte identisk, är absolut. Den anger ljusstyrkan hos en stjärna som är synlig för en observatör på ett avstånd av 10 parsec eller 32,62 ljusår. Det används ofta för att beräkna stjärnors ljusstyrka.

Bestämning av ljusstyrka

Mängden energi en himlakropp avger mäts i watt (W), joule per sekund (J/s) eller ergs per sekund (erg/s). Det finns flera sätt att hitta den önskade parametern.

Det kan enkelt beräknas med formeln L = 0,4(Ma -M), om du vet den absoluta magnituden för den önskade stjärnan. Således betecknar den latinska bokstaven L ljusstyrka, bokstaven M är den absoluta magnituden och Ma är solens absoluta magnitud (4,83 Ma).

En annan metod innebär större kunskap om armaturen. Om vi ​​känner till radien (R) och temperaturen (T ef) på dess yta, så kan ljusstyrkan bestämmas med formeln L=4pR 2 sT 4 ef. Latinsk s betyder i detta fall en stabil fysisk storhet - Stefan-Boltzmann-konstanten.

Vår sols ljusstyrka är 3.839 x 10 26 watt. För enkelhetens skull och tydlighetens skull jämför forskare vanligtvis ljusstyrka kosmisk kropp exakt med detta värde. Det finns alltså föremål som är tusentals eller miljoner gånger svagare eller starkare än solen.

Stjärnans ljusstyrka

För att jämföra stjärnor med varandra använder astrofysiker olika klassificeringar. De är uppdelade efter spektra, storlekar, temperaturer osv. Men oftare än inte används flera egenskaper samtidigt för en mer komplett bild.

Det finns en central Harvard-klassificering baserad på de spektra som armaturerna avger. Den använder latinska bokstäver, som var och en motsvarar en specifik strålningsfärg (O - blå, B - vit-blå, A - vit, etc.).

Stjärnor med samma spektrum kan ha olika ljusstyrka. Därför har forskare utvecklat Yerke-klassificeringen, som tar hänsyn till denna parameter. Det separerar dem genom ljusstyrka baserat på absolut magnitud. I det här fallet tilldelas varje typ av stjärna inte bara bokstäverna i spektrumet, utan också siffror som ansvarar för ljusstyrkan. Så de skiljer:

• hyperjättar (0);
• ljusaste superjättar (Ia+);
• ljusa superjättar (Ia);
• normala superjättar (Ib);
• ljusa jättar (II);
• normala jättar (III);
• subjättar (IV);
• huvudsekvensdvärgar (V);
• subdvärgar (VI);
• vita dvärgar (VII);

Ju högre ljusstyrka, desto lägre är den absoluta magnituden. För jättar och superjättar indikeras det med ett minustecken.

Förhållandet mellan stjärnors absoluta magnitud, temperatur, spektrum och ljusstyrka visas av Hertzsprung-Russell-diagrammet. Det antogs redan 1910. Diagrammet kombinerar Harvard- och Yerke-klassificeringarna och låter oss se och klassificera armaturerna mer holistiskt.

Skillnad i ljusstyrka

Parametrarna för stjärnor är starkt relaterade till varandra. Ljusstyrkan påverkas av stjärnans temperatur och dess massa. Och de beror till stor del på stjärnans kemiska sammansättning. Massan av en stjärna blir större, ju mindre tunga grundämnen den innehåller (tyngre än väte och helium).

Hyperjättar och olika superjättar har den största massan. De är de mest kraftfulla och ljusstarkaste stjärnorna i universum, men samtidigt är de också de mest sällsynta. Dvärgar, tvärtom, har låg massa och ljusstyrka, men utgör cirka 90% av alla stjärnor.

Den mest massiva stjärnan som för närvarande är känd är den blå hyperjätten R136a1. Dess ljusstyrka överstiger solens med 8,7 miljoner gånger. Den variabla stjärnan i stjärnbilden Cygnus (P Cygnus) överstiger solens ljusstyrka med 630 000 gånger, och S Doradus överskrider denna parameter med 500 000 gånger. En av de minsta kända stjärnorna, 2MASS J0523-1403, har en ljusstyrka på 0,00126 sol.

Stjärnans ljusstyrka Ljusstyrka stjärnor, en stjärnas ljusstyrka, det vill säga storleken på det ljusflöde som sänds ut av en stjärna, inkluderat i en enhetlig rymdvinkel. Termen "stjärnans ljusstyrka" motsvarar inte termen "luminositet" för allmän fotometri. Solstrålningen från en stjärna kan hänvisa antingen till vilken region som helst av stjärnans spektrum (visuell solstrålning från en stjärna, fotografisk solstrålning från en stjärna, etc.) eller till dess totala strålning (bolometrisk solstrålning av en stjärna). En stjärnas ljusstyrka uttrycks vanligtvis i enheter för solenergi, lika med 3·1027 internationella ljus, eller 3,8·1033 erg/sek. Ljusstyrkorna hos enskilda stjärnor skiljer sig mycket från varandra: det finns stjärnor vars bolometriska ljusstyrka når en halv miljon i solenergienheter (supergigantiska stjärnor i spektralklass O), såväl som stjärnor med en bolometrisk ljusstyrka hundratusentals gånger mindre än Sol. Man tror att det finns stjärnor med ännu lägre ljusstyrka. Tillsammans med stjärnornas massor, radier och yttemperaturer är ljusstyrkor de viktigaste egenskaperna hos stjärnor. Sambandet mellan dessa stjärnegenskaper beaktas i teoretisk astrofysik. Stjärnans position L är relaterad till det absoluta magnitud M missbruk:

M = -2,5 log L + 4,77.

Se även art. Stjärnor eller T. med henne.

Stora sovjetiska encyklopedien. - M.: Sovjetiskt uppslagsverk. 1969-1978 .

Se vad "Star luminosity" är i andra ordböcker:

I allmän fysik Ljusstyrka är ljusenergins flödestäthet i en given riktning. Inom experimentell partikelfysik är luminositet en parameter för en accelerator eller kolliderare som kännetecknar intensiteten av kollisionen av kolliderande strålar... Wikipedia

En kvantitet som mäts som förhållandet mellan den totala energin som emitteras av en stjärna och tidpunkten för emissionen. Enheten för S. star i SI är watt. S. Sun, lika med 3,86 1026 W, används som en enhet för ljusstyrka för andra stjärnor ... Astronomisk ordbok

Ljusstyrka är en term som används för att nämna några fysiska kvantiteter. Innehåll 1 Fotometrisk ljusstyrka 2 En himlakropps ljusstyrka ... Wikipedia

Stjärnor strålningskraft. Vanligtvis uttryckt i enheter lika med solens ljusstyrka L? = 3,86?1026 W... Stor encyklopedisk ordbok

Varmt glödande himlakroppar, liknande solen. Stjärnor varierar i storlek, temperatur och ljusstyrka. I många avseenden är solen en typisk stjärna, även om den verkar mycket ljusare och större än alla andra stjärnor, eftersom den ligger mycket närmare... ... Colliers uppslagsverk

I Ljusstyrka vid en punkt på en yta, förhållandet mellan ljusflödet (Se Ljusflöde) som härrör från ett litet ytelement som innehåller en given punkt och arean av detta element. En av ljusmängderna (Se Ljusmängder).... ... Stora sovjetiska encyklopedien

LUMINOSITY, den absoluta ljusstyrkan för en STJÄRNAN, mängden energi som avges av dess yta per sekund. Uttryckt i watt (joule per sekund) eller enheter för solens ljusstyrka. Bolometrisk ljusstyrka mäter den totala styrkan av en stjärnas ljus per... ... Vetenskaplig och teknisk encyklopedisk ordbok

LJUSSTYRKA hos en stjärna, strålningsstyrka. Vanligtvis uttryckt i enheter lika med solens ljusstyrka L¤ = 3,86×1026 W... encyklopedisk ordbok

Stjärnor stora storlekar och höga ljusstyrkor. Jättens radie når 1000 solradier, och dess ljusstyrka är 1000 gånger solens ljusstyrka. Jättar har låga medeldensiteter på grund av sina utsträckta, glesa skal. För vissa... ... Astronomisk ordbok

Stjärnor, strålningskraft. Vanligtvis uttryckt i enheter för solens ljusstyrka 1,0 = 3,86*1026 W... Naturvetenskap. encyklopedisk ordbok

Visuellt ser stjärnorna annorlunda ut för en observatör på jorden: vissa lyser starkare, andra svagare.

Men detta indikerar ännu inte den verkliga kraften hos deras strålning, eftersom stjärnorna är på olika avstånd.

Till exempel har den blå Rigel från stjärnbilden Orion en synlig magnitud på 0,11, och den ljusaste Sirius, som ligger i närheten på himlen, har en synlig magnitud på minus 1,5.

Rigel avger dock 2 200 gånger mer synlig energi än Sirius och verkar svagare bara för att den är 90 gånger längre bort från oss än Sirius.

Således kan den skenbara magnituden i sig inte vara en egenskap hos stjärnan, eftersom den beror på avståndet.

Det verkliga kännetecknet för en stjärnas strålningskraft är dess ljusstyrka, det vill säga den totala energi som stjärnan sänder ut per tidsenhet.

Ljusstyrka inom astronomi, den totala energi som sänds ut av ett astronomiskt objekt (planet, stjärna, galax, etc.) per tidsenhet. Mätt i absoluta enheter: watt (W) - in Internationellt system SI-enheter; erg/s – i GHS-systemet (centimeter-gram-sekund); eller i enheter för solljusstyrka (solljusstyrka L s = 3,86·10 33 erg/s eller 3,8·10 26 W).

Ljusstyrkan beror inte på avståndet till objektet, bara den skenbara styrkan beror på det.

Ljusstyrka är en av de viktigaste stjärnegenskaperna, vilket gör att man kan jämföra olika typer av stjärnor med varandra på diagrammen "spektrum - ljusstyrka" och "massa - ljusstyrka".

där R är stjärnans radie, T är temperaturen på dess yta, σ är Stefan-Boltzmanns konstant.

Det bör noteras att stjärnornas ljusstyrka är mycket olika: det finns stjärnor vars ljusstyrka är 500 000 gånger större än solen, och det finns dvärgstjärnor vars ljusstyrka är ungefär lika mycket mindre.

Ljusstyrkan hos en stjärna kan mätas i fysiska enheter (säg, watt), men astronomer uttrycker oftare stjärnans ljusstyrka i enheter av solens ljusstyrka.

Du kan också uttrycka den verkliga ljusstyrkan hos en stjärna med hjälp av absoluta storleken.

Låt oss föreställa oss att vi har placerat alla stjärnorna sida vid sida och ser dem från samma avstånd. Då kommer den skenbara magnituden inte längre att bero på avståndet och kommer endast att bestämmas av ljusstyrkan.

Standardavståndet är 10 ps (parsec).

Den skenbara magnituden (m) som en stjärna skulle ha på det avståndet kallas absolut magnitud (M).

Sålunda är absolut magnitud en kvantitativ egenskap för ett objekts ljusstyrka, lika med den magnitud som objektet skulle ha vid ett standardavstånd av 10 parsecs.

Eftersom belysningen är omvänt proportionell mot kvadraten på avståndet, alltså

där E är belysningen som skapas av en stjärna som är r parsec långt från jorden; E 0 - belysning från samma stjärna från ett standardavstånd r 0 (10 st).

Med Pogsons formel får vi:

m – M = -2,5 lg(E/E 0) = -2,5 lg(r 0 /r) 2 = -5 lgr 0 + 5 lgr.

detta innebär

M = m + 5 lgr 0 - 5 lgr.

För r 0 = 10 st

M = m + 5 - 5 lgr. (1)

Om i (1) r = r 0 = 10 st, Den där M = m– per definition av absolut storlek.

Skillnaden mellan den synliga (m) och den absoluta (M) storleken kallas avståndsmodulen

m - M = 5 lgr - 5 .

Medan M bara beror på stjärnans egen ljusstyrka, beror m också på avståndet r (i ps) till den.

Låt oss till exempel beräkna den absoluta magnituden för en av de ljusaste och närmaste stjärnorna till oss - Centauri.

Dess skenbara magnitud är -0,1, dess avstånd är 1,33 ps. Genom att ersätta dessa värden i formel (1) får vi: M = -0,1 + 5 - 5 lg1,33 = 4,3.

Det vill säga, den absoluta magnituden för en Centauri är nära solens absoluta magnitud, lika med 4,8.

Man bör också ta hänsyn till absorptionen av stjärnljus av det interstellära mediet. Denna absorption försvagar stjärnans ljusstyrka och ökar den skenbara magnituden m.

I detta fall: m = M - 5 + 5 lgr + A(r), där termen A(r) tar hänsyn till interstellär absorption.

Ljusstyrka
Skenbara och absoluta magnituder
Wikipedia