視星等
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視星等(英語:apparent magnitude,符號:m)最早是由古希臘天文學家喜帕恰斯制定的,他把自己編制的星表中的1022顆恆星按照亮度劃分為6個等級,即1等星到6等星。1850年英國天文學家普森發現1等星要比6等星亮100倍。根據這個關係,星等被量化。重新定義後的星等,每級之間亮度則相差2.512倍,1勒克司(亮度單位)的視星等為-13.98。[3]
人眼 是否 可見 |
視星等 | 相對於 織女星 的亮度 |
在夜空中 亮度超過 此星等的 恆星數量[1] |
---|---|---|---|
是 | −1.0 | 250% | 1 |
0.0 | 100% | 4 | |
1.0 | 40% | 15 | |
2.0 | 16% | 48 | |
3.0 | 6.3% | 171 | |
4.0 | 2.5% | 513 | |
5.0 | 1.0% | 7003160200000000000♠1602 | |
6.0 | 0.40% | 7003480000000000000♠4800 | |
6.5 | 0.25% | 7003909600000000000♠9096[2] | |
否 | 7.0 | 0.16% | 7004140000000000000♠14000 |
8.0 | 0.063% | 7004420000000000000♠42000 | |
9.0 | 0.025% | 7005121000000000000♠121000 | |
10.0 | 0.010% | 7005340000000000000♠340000 |
但1到6的星等並不能描述當時發現的所有天體的亮度,天文學家延展本來的等級──引入「負星等」概念。這樣整個視星等體系一直沿用至今。如牛郎星為0.77,織女星為0.03,除了太陽之外最亮的恆星天狼星為−1.45,太陽為−26.7,滿月為−12.8,金星最亮時為−4.89。現在地面上最大的望遠鏡可看到24等星,而哈勃望遠鏡則可以看到30等星。
因為視星等是人們從地球上觀察星體亮度的度量,它實際上只相當於光學中的照度;因為不同恆星與地球的距離不同,所以視星等並不能指示出恆星本身的發光強度。
由於視星等需要同時考慮星體本身光度與到地球的距離等多重因素,會出現距離地球近的星體視星等不如距離遠的星體的情況。例如巴納德星距離地球僅6光年,卻無法被肉眼所見(9.54等)。
如果人們在理想環境下(清澈、晴朗且沒有月亮的夜晚),肉眼能觀察到的半個天空平均約3000顆星星(至6.5等計算),整個天球能被肉眼看到的星星則約有6000顆。大多數能為肉眼所見的星星都在數百光年內。現在人類用肉眼可以看見的最遠天體是三角座星系,其星等約為6.3,距離地球約290萬光年。歷史上肉眼能看見的最遠天體是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽瑪射線暴,距離地球達到75億光年,視星等達到5.8,相當於用肉眼看見那裡75億年前發出的光。[4]
另外,宇宙中大量的星際塵埃也會影響到星星的視星等。由於塵埃的遮蔽,一些明亮的星星在可見光上將變得十分暗淡。有一些原本能為肉眼所見的恆星變得再也無法用肉眼看見,例如銀河系中心附近的手槍星。[5]
星星的視星等也隨著星星本身的演化、和它們與地球的距離變化而變化當中。例如,當超新星爆發時,星體的視星等有機會驟增好幾個等級。在未來的幾萬年內,一些逐漸接近地球的恆星將會顯著變亮,例如葛利斯710在約一百萬年後將從9.65等增亮到肉眼可見的1等。