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星等
標度 来自维基百科,自由的百科全书
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星等(英語:magnitude),為天文學術語,是指星體在天空中的相對亮度。一般而言,這也指「視星等」,即為從地球上所見星體的亮度。在地球上看起來越亮的星體,其視星等數值就越低。常見情況下人們使用可見光來衡量視星等,但在科學探測中,紅外線等其它波段也有用到。不同波段探測到的星等數據會有所不同。一顆星星的星等,取決於它離地球的距離、它本身的光度(即為絕對星等)、星際塵埃遮蔽等多重因素。一般人的肉眼能夠分辨的極限大約是6.5等。

視星等
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(照度單位)的視星等為-13.98。[2]
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−1.44,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。[3]
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。[4]
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。
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絕對星等
由於視星等需要考慮星體光度、距離、星際塵埃遮蔽等多重因素,因此僅憑視星等衡量恆星本身亮度是不客觀的。只有從已知的距離觀察一個恆星得到的亮度,才能確定它自身的發光強度,並用來與其他星體進行比較。我們把從距離星體10個秒差距(32.6光年)的地方看到的目視亮度(也就是視星等),叫做該星體的絕對星等(英語:absolute magnitude,符號:M)。按照這個度量方法,牛郎星為2.19等,織女星為0.5等,天狼星為1.43等,太陽為4.8等。
- M = m + 5 - 5 log d,
其中M為絕對星等,m為視星等,d為以秒差距為單位的恆星距離。
因為行星、小行星、彗星等天體只能依靠反射星光才能看到,即使從固定的距離觀察,它們的亮度也會不同,所以行星、小行星、彗星的絕對星等需要另外定義。行星的絕對星等定義為「天體在距離太陽和地球的距離都為一個天文單位(au),且相位角為0°時,呈現的視星等」。
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各種類型的星等
以下列舉使用不同的觀測手段或關注的領域的星等。它們都有視星等和絕對星等之分。除此之外,還有AB星等(AB magnitude)和基於織女一的Vega星等。各種資料庫,比如SDSS,會說明自身的星等標準。

最常用的光電星等系統是UBV系統。
UBV系統包括對天體在三個波長段的輻射測量,傳統上通過在檢測系統前放置標準濾光片實現:
- U:波長360納米(nm)左右,測量近紫外線成份,所得為紫外星等。
- B:波長440nm左右,測量藍色成分,所得為藍色星等(藍等,英文Blue magnitude)。
- V:波長550nm左右,測量黃、綠色成分,和人眼所見亮度接近,所得為可見星等。天文文獻中,不特別說明的星等一般是可見星等。
它們之間的換算可以表示為
- M=-2.5 log10 E -5log10 r + 常數
其中M為絕對星等,E為照度,在國際單位制中的單位是坎德拉/米2;r為天體距離,常數的定義目前為太陽的可見絕對星等MU=5.61, MB=5.84, MV=4.83[24]。
其它波段也可以測量星等。例如SDSS可以測量五種波段的星等:紫外(u),綠色(g),紅色(r),近紅外(i)和紅外(z)。各個測出的數值都不相同。在某些有特殊需求的場合(例如穿透塵埃雲),這些波段將大有作用。
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在波格森的系統下,恆星織女星被用作基本參考星,無論量測科技或波長濾波器如何,視星等都定義為零。這就是為什麼比織女星更亮的天體,比如天狼星(以織女星為標準的星等為 − 1.46或 − 1.5)具有負星等。然而,在二十世紀末,人們發現織女星的亮度有所不同,因此不適合作為絕對參考,所以參考系統被現代化,不再依賴於任何特定恆星的穩定性。這就是為什麼織女星的星等在現在很接近,但不再完全為零,而是在可見光(V,視覺)波段為0.03[25]。 當前的絕對參考系統包括AB星等系統,其中參考的是各個頻率具有恆定通量密度的源,以及STMAG系統,其中參考源被定義為各個波長具有恆定通量密度[來源請求]。
強度的另一個對數標度是分貝。雖然它通常用於聲音強度,但也用於光強度。它是光電倍增管的一個參數,也是望遠鏡和顯微鏡等類似相機的光學元件的一個參數。強度為10的每個因數對應於10分貝。特別是,強度為100的乘數對應於20分貝的增加,也對應於幅度減少5分貝。通常,分貝的變化與星等的變化有關
例如,比參考值大1個星等(更暗)的對象將產生比參考值小的訊號,這可能需要通過將相機的能力新增盡可能多的分貝來補償。 4 dB
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參考文獻
參看
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