매그니튜드(천문)

상단: 다양한 크기의 광원.매우 밝은 위성 플레어는 밤하늘에서 볼 수 있다. 하단: 허블 울트라 딥 필드(Hubble Ultra-Deep Field)가 30등급(왼쪽)의 희미한 물체를 감지했습니다.볼렐리 혜성, 이 색깔들은 3등급 범위(오른쪽)의 밝기를 보여줍니다.

천문학에서 매그니튜드는 종종 가시 또는 적외선 스펙트럼에서 정의된 통과 대역에서 물체의 밝기의 단위 없는 측정값이지만, 때로는 모든 파장에 걸쳐서 측정되기도 합니다.물체의 크기에 대한 부정확하지만 체계적인 측정은 히파르코스에 의해 고대에 도입되었다.

이 눈금은 로그이며 등급 1의 별이 등급 6의 별보다 정확히 100배 밝도록 정의됩니다.$따라서$ 매그니튜드 1의 각 $단계는 매그니튜드$1보다${\displaystyle \text{exception 25:}}$약 2.$512배$$.$물체가 밝게 나타날수록 밝기 값이 작아지며 가장 밝은 물체는 음의 값에 도달합니다.

천문학자들은 겉보기 등급과 절대 등급의 두 가지 다른 정의를 사용한다.겉보기 등급(m)은 지구에서 밤하늘에 나타나는 물체의 밝기입니다.겉보기 등급은 물체의 고유 밝기, 거리 및 밝기를 감소시키는 소멸에 따라 달라집니다.절대 등급(M)은 물체에 의해 방출되는 고유 밝기를 나타내며, 만약 물체가 지구에서 특정 거리에 위치한다면 가질 수 있는 겉보기 등급(별의 경우 10파섹)과 동일하다고 정의됩니다.절대 등급의 보다 복잡한 정의는 행성과 작은 태양계 물체에 사용되며, 이는 관측자와 태양으로부터의 1 천문 단위에서의 밝기에 기초한다.

태양의 겉보기 등급은 -27이고 밤하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스는 -1.46입니다.가장 밝은 금성은 -5입니다.국제우주정거장은 때때로 진도 -6에 도달한다.

역사

그리스 천문학자 히파르코스는 기원전 2세기에 별의 겉보기 밝기를 기록한 목록을 만들었다.서기 2세기에 알렉산드리아의 천문학자 프톨레마이오스는 별을 6점 척도로 분류하여 등급이라는 용어를 만들었다.^[1] 육안으로는 시리우스나 아크투루스처럼 눈에 띄는 별은 미자르처럼 눈에 잘 띄지 않는 별보다 크게 나타나며, 미자르처럼 눈에 잘 띄지 않는 별은 다시 알코르처럼 정말 희미한 별보다 크게 보입니다.1736년 수학자 존 킬은 고대 육안 등급 체계를 다음과 같이 설명했다.

고정된 별들은 서로 다른 Bignesses에 있는 것처럼 보이는데, 그것은 그들이 정말로 그렇게 해서가 아니라 그들이 ^{[note 1]}모두 우리와 동등하게 떨어져 있지 않기 때문이다.가장 가까운 별은 러스트레와 비그네스보다 뛰어나고, 멀리 떨어져 있는 별은 더 희미하게 빛나며, 눈에는 더 작아 보일 것이다.따라서 별의 질서와 존엄성에 따라 등급에 따라 분포가 발생합니다. 우리에게 가장 가까운 별을 포함하는 첫 번째 등급은 1등급의 별이라고 불립니다. 그 옆에 있는 것은 2등급의 별입니다. 이렇게 해서 우리는 6등급의 별에 도달하게 됩니다. 6등급의 별에 도달하게 됩니다.맨눈으로 식별할 수 있는 별들망원경의 도움에 의해서만 볼 수 있고 망원경이라고 불리는 다른 모든 별들은 이 여섯 가지 등급에 포함되지 않습니다.알토'별의 6등급 구분은 천문학자들이 흔히 받아들인다; 그러나 우리는 모든 특정 별이 정확히 6등급 중 하나인 특정한 Bigness에 따라 순위가 매겨져야 한다고 판단하지 않는다; 그러나 실제로는 별들의 수만큼, 별들의 등급은 거의 없다, 정확히는 거의 없다.같은 비그니스와 러스트레.그리고 심지어 가장 밝은 등급으로 여겨지는 별들 사이에서도 다양한 규모의 별들이 나타납니다. 시리우스나 아크투루스는 각각 알데바란이나 소의 눈 또는 스피카에 있는 별들보다 더 밝습니다. 그러나 이 모든 별들은 일등성의 별들 중 일부에 속합니다.천문학자들은 같은 별을 한 등급에, 다른 등급에 배치하는 등 분류에 차이가 있었다.예:그 작은 개는 티코에 의해 제2등급의 별들 사이에 놓였고, 프톨레마이오스는 그것을 제1등급의 별들 사이에 놓이게 되었다: 따라서 그것은 정말로 제1등급이나 제2등급 중 하나가 아니라 ^[2]둘 사이의 위치에 놓여야 한다.

별이 밝을수록 매그니튜드는 작아집니다.밝은 "1등급" 별은 "1등급" 별이고, 육안으로 거의 보이지 않는 별은 "6등급" 또는 "6등급" 별입니다.이 시스템은 항성 밝기를 6개의 다른 그룹으로 단순하게 나타낸 것이지만, 그룹 내 밝기의 변화를 고려하지 않았습니다.

티코 브라헤는 각도의 관점에서 별들의 "거대함"을 직접 측정하려고 시도했는데, 이것은 이론적으로 위의 인용문에 기술된 주관적인 판단 이상의 것에 의해 별의 크기가 결정될 수 있다는 것을 의미했다.그는 1등급 별들의 외관상 지름이 2분(2µ)으로 측정된다고 결론지었다. 1도 30분 또는 보름달 직경 1도 15분)로, 2등성부터 6등성까지의 크기는 각각 ^[3]1+1㎜2㎜, 1+1㎜12㎜, 344㎜, 122㎜, 133㎜이다.망원경의 개발은 이러한 큰 크기가 환상적이라는 것을 보여주었다. 즉, 망원경을 통해 별들이 훨씬 더 작아 보였다.그러나 초기 망원경은 밝은 별일수록 크고 어두운 별일수록 작은 가짜 원반 모양의 별 이미지를 만들어냈다.갈릴레오에서 자케스 카시니에 이르는 천문학자들은 이 가짜 원반을 별의 물리적 몸체로 착각했고,^[4] 따라서 18세기까지 별의 물리적 크기 측면에서 크기를 계속 생각했다.요하네스 헤벨리우스는 망원경으로 측정한 매우 정밀한 별 크기 표를 만들었지만, 현재 측정된 지름은 1등성의 경우 6초 이상에서 ^[4][5]6등성의 경우 2초 미만으로 다양했다.윌리엄 허셜 천문학자들은 별들의 망원경 원반이 별들의 밝기뿐만 아니라 가짜라는 것을 알아냈지만,^[4] 여전히 밝기보다 별의 크기로 표현하고 있다.심지어 19세기까지 규모 시스템은 겉으로 보이는 크기에 의해 결정되는 6가지 등급의 관점에서 계속 설명되었습니다.

별을 분류하는 데는 관찰자의 추정 외에 다른 규칙이 없다. 따라서 일부 천문학자들은 다른 사람들이 ^[6]두 번째로 여기는 1등급의 별들을 세는 것이다.

하지만, 19세기 중반까지 천문학자들은 별의 시차를 통해 별까지의 거리를 측정했고, 그래서 별들이 본질적으로 빛의 점으로 보일 정도로 멀리 있다는 것을 이해했습니다.빛의 회절과 천문학적인 시각에 대한 이해의 진보에 따라, 천문학자들은 별의 겉보기 크기가 가짜라는 것과 어떻게 별에서 오는 빛의 강도에 따라 달라지는지를 완전히 이해했다. (이것은 와트/cm와² 같은 단위로 측정될 수 있는 별의 겉보기 밝기).타스는 더 크게 나타났다.

현대적 정의

초기 광도 측정법(예를 들어 인공적인 "별"을 망원경의 시야에 투영하고 실제 별과 밝기에 일치하도록 조절하는 등)은 1등급 별이 6등급 별보다 약 100배 더 밝다는 것을 보여주었다.

따라서 1856년 옥스퍼드의 Norman Pogson은 밝기 ^[7][8]계수의 100배와 정확히 일치하는 5개의 등급 단계를 등급 사이에 채택할 것을 제안했다.매 매 등급의 간격은 100배 또는 약 2.512배의 밝기 변화에 해당합니다.따라서 등급 1의 별은 등급 2의 약 2.5배, 등급 3의 약 2.5배², 등급 4의 약 2.5배³ 등입니다.

이것은 별의 겉보기 크기가 아닌 밝기를 측정하는 현대식 등급 체계입니다.이 로그 척도를 사용하면 별이 "일등석"보다 밝을 수 있으므로 아크투루스나 베가는 0등급이고 시리우스는 -1.^{[citation needed]}46등급이다.

규모.

위에서 언급했듯이, 저울은 음의 크기를 가진 물체가 양의 크기를 가진 물체보다 밝기 때문에 '역방향'으로 작동하는 것으로 보인다.값이 음수일수록 객체는 밝아집니다.

이 선의 왼쪽에 있는 물체는 더 밝은 반면 오른쪽에 있는 물체는 더 어둡습니다.따라서 가운데에 0이 나타나며 가장 밝은 물체는 맨 왼쪽에, 가장 어두운 물체는 맨 오른쪽에 나타납니다.

겉보기 등급과 절대 등급

천문학자들이 구별하는 등급의 두 가지 주요 유형은 다음과 같습니다.

• 겉보기 등급은 밤하늘에 나타나는 물체의 밝기입니다.
• 절대 등급 - 물체의 밝기(혹은 소행성과 같은 비발광 물체의 반사광)를 측정하는 절대 등급. 일반적으로 10파섹(32.6광년)의 특정 거리에서 볼 때 물체의 겉보기 등급입니다.

이 개념들 사이의 차이는 두 별을 비교함으로써 알 수 있다.베텔게우스(외관 등급 0.5, 절대 등급 -5.8)는 센타우루스자리 알파(외관 등급 0.0, 절대 등급 4.4)보다 하늘에서 약간 더 어두워 보이는데, 이는 베텔게우스(Betelgeuse)가 훨씬 더 멀리 있기 때문이다.

겉보기 등급

현대의 로그 매그니튜드 척도에서, 두 물체 중 하나는 기준 또는 기준선으로 사용되며, 그 강도(밝기)는 단위 면적당 전력 단위로 측정되며, 그 값은 I와_1ref1ref I이다⁻².

${\displaystyle m_{1}-m_{\rm {ref}}=-2.5\log _{10}\leftflac {I_{1}}{I_{\rm {ref}}}}}\right).}$

이 공식을 사용하면 매그니튜드 척도를 고대 매그니튜드 1~6 범위 이상으로 확장할 수 있으며 단순한 분류 시스템이 아닌 정확한 밝기 측정이 된다.천문학자들은 이제 100분의 1 정도의 작은 차이를 측정한다.1.5~2.5등급의 별은 2등급으로 불리며 1.5등급보다 밝은 20여 개의 별이 1등급 별이다(가장 밝은 별 목록 참조.예를 들어, Sirius는 -1.46, Arcturus는 -0.04, Aldebaran은 0.85, Spica는 1.04, Procyon은 0.34입니다.고대 등급 체계에서는 이 모든 별들이 "1등급 별들"로 분류되었을지도 모른다.

밝기는 별보다 훨씬 밝은 물체(태양이나 달 등)와 너무 희미한 물체(명왕성 등)에 대해서도 계산할 수 있습니다.

절대 등급

직접 측정할 수 있기 때문에 종종 겉보기 등급만 언급된다.절대 등급은 겉보기 등급과 다음으로부터의 거리로부터 계산할 수 있습니다.

${{displaystyle m-M=2.5\log _{10}(d/10)^{2}=5\left(\log _{10}d-1\right),}$

거리 제곱에 비례하여 강도가 떨어지기 때문입니다.이를 거리 계수라고 합니다. 여기서 d는 파섹 단위로 측정된 별까지의 거리, m은 겉보기 등급, M은 절대 등급입니다.

만약 물체와 관찰자 사이의 시선이 성간 먼지 입자에 의한 빛의 흡수로 인해 소멸의 영향을 받는다면, 그 물체의 겉보기 등급은 그에 상응하여 더 희미해질 것이다.A 등급의 소멸에 대하여, 겉보기 등급과 절대 등급 사이의 관계는

${\displaystyle m-M=5\left(\log _{10}d-1\오른쪽)+A.}$

별의 절대 등급은 일반적으로 통과 밴드를 나타내는 첨자와 함께 대문자 M으로 지정됩니다.예를 들어 M은_V V 통과 대역에서 10파섹의 크기입니다.복사 등급(M_bol)은 모든 파장에 걸친 방사선을 고려하도록 조정된 절대 등급이다. 특히 매우 뜨겁거나 매우 차가운 물체의 경우 특정 통과 대역의 절대 등급보다 일반적으로 작다(즉, 밝다).볼로메트릭 등급은 와트 단위의 항성 광도를 기준으로 공식적으로 정의되며 노란색 별의 경우 M과 거의_V 동일하게 정규화됩니다.

태양계 물체의 절대 등급은 1AU 거리를 기준으로 자주 인용된다.이들은 대문자 H 기호를 사용하여 참조됩니다.이러한 물체는 주로 태양으로부터의 반사광에 의해 빛나기 때문에, H 등급은 태양으로부터 1AU, ^[9]관측자로부터 1AU 떨어진 물체의 겉보기 등급으로 정의됩니다.

예

다음은 태양에서 허블우주망원경(HST)으로 볼 수 있는 가장 희미한 물체까지의 천체 및 인공위성의 겉보기 크기를 나타내는 표입니다.

외관상 규모	밝기 상대적인 매그니튜드 0	예		외관상 규모	밝기 상대적인 매그니튜드 0	예		외관상 규모	밝기 상대적인 매그니튜드 0	예
−27	6.31×1010	태양.		−7	631	SN 1006 초신성		13	6.31×10−6	3C 273 퀘이사 4.5–6 인치 (11–15 cm) 망원경 한계
−26	2.51×1010			−6	251	ISS (최대)		14	2.51×10−6	명왕성(최대) 8~10인치(20~25cm) 망원경 한계
−25	10개10			−5	100	금성 (최대)		15	10개−6
−24	3.98×109			−4	39.8	해가 높을[10] 때 맨눈으로 볼 수 있는 가장 희미한 물체		16	3.98×10−7	카론 (최대)
−23	1.58×109			−3	15.8	목성(최대), 화성(최대)		17	1.58×10−7
−22	6.31×108			−2	6.31	수성. (최대)		18	6.31×10−8
−21	2.51×108			−1	2.51	시리우스		19	2.51×10−8
−20	10개8			0	1	베가, 새턴(최대)		20	10개−8
−19	3.98×107			1	0.398	안타레스		21	3.98×10−9	칼리르호 (목성의 위성)
−18	1.58×107			2	0.158	폴라리스		22	1.58×10−9
−17	6.31×106			3	0.0631	코 카롤리		23	6.31×10−10
−16	2.51×106			4	0.0251	아큐벤스		24	2.51×10−10
−15	10개6			5	0.01	베스타(최대), 천왕성(최대)		25	10개−10	펜리르 (토성 위성)
−14	3.98×105			6	3.98×10−3	전형적인[note 2] 육안 한계		26	3.98×10−11
−13	1.58×105	보름달		7	1.58×10−3	'어두운' 시골에서[11] 볼 수 있는 가장 희미한 육안별(최대)		27	1.58×10−11	8m 망원경의 가시광선 한계
−12	6.31×104			8	6.31×10−4	해왕성 (최대)		28	6.31×10−12
−11	2.51×104			9	2.51×10−4			29	2.51×10−12
−10	10개4			10	10개−4	7×50 쌍안경의 전형적인 한계		30	10개−12
−9	3.98×103	이리듐 플레어 (최대)		11	3.98×10−5	센타우루스자리 프록시마		31	3.98×10−13
−8	1.58×103			12	1.58×10−5			32	1.58×10−13	HST 가시광선 한계

기타 눈금

포그슨 행성계에서는 측정 기법이나 파장 필터에 관계없이 겉보기 등급은 0으로 정의되는 기본 기준별로 사용되었습니다.이것이 바로 시리우스(베가 등급 -1.46. 또는 -1.5)와 같이 베가보다 밝은 물체의 밝기가 음의 밝기를 갖는 이유이다.그러나 20세기 후반 베가는 밝기가 달라 절대적인 기준으로 적합하지 않다는 것이 밝혀졌기 때문에 기준 시스템은 특정 별의 안정성에 의존하지 않도록 현대화되었습니다.이것이 베가의 등급에 대한 현대의 값이 더 이상 정확히 0이 아니라 V(시각적) ^[12]대역에서 0.03에 가까운 이유입니다.현재의 절대기준시스템은 기준이 단위주파수당 일정한 플럭스 밀도의 소스인 AB규모 시스템과 기준원이 ^{[citation needed]}단위파장당 일정한 플럭스 밀도를 가지도록 정의되는 STAG 시스템을 포함한다.

데시벨

강도의 또 다른 로그 척도는 데시벨이다.소리 강도에 더 많이 쓰이지만 빛 강도에 쓰이기도 한다.이는 망원경 및 현미경용 광전자 증배관 및 유사한 카메라 광학에 대한 매개변수이다.강도 10의 각 계수는 10데시벨에 해당합니다.특히 강도 100의 승수는 20데시벨의 증대에 해당하며 5의 증감에 해당된다.일반적으로 데시벨의 변화는 다음과 같은 크기의 변화와 관련이 있다.

$(\displaystyle\Delta{dB}}=-4\Delta m,}$

예를 들어 기준보다 1진수 큰 물체(희미한 물체)는 기준보다 4dB 작은 신호(희미한 물체)를 생성하며, 이는 카메라 능력의 증가(dB)를 데시벨만큼 보상해야 할 수 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

• AB 등급
• 컬러-컬러 다이어그램
• 밝은 항성 목록
• 광도 표준별
• UBV 측광 방식

메모들

레퍼런스

외부 링크

• Rothstein, Dave (18 September 2003). "What is apparent magnitude?". Cornell University. Archived from the original on 2015-01-17. Retrieved 23 December 2011.