Astronomía

¿Cómo convertir la magnitud visual aparente a unidades SI?

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¿Cómo convierto la magnitud visual aparente de los objetos astronómicos a unidades SI (lúmenes)?


Encontré esto en Wikipedia:

$$ mathrm {iluminancia} = 10 ^ {(- 14.18 - M_ mathrm {V}) / 2.5} ~ mathrm {lx} $$

https://en.wikipedia.org/wiki/Illuminance#Astronomy

Parece tener razón. Verifiqué la fórmula con el flujo luminoso de Sol dado por Wikipedia como 3.75 × 1028 lúmenes, con una luminancia (extraterrestre) a 1 AU de $$ frac {3.75 times 10 ^ {28} ~ mathrm {lm}} {4 pi ~ mathrm {au} ^ 2} = 133000 ~ mathrm {lm / m ^ 2} $$ La fórmula anterior da en cambio una iluminancia (terrestre) de 105700 lm / m2 para una magnitud visual aparente de -26,74 (lo que tiene sentido ya que habría menos iluminancia en la superficie debajo de la atmósfera).

https://en.wikipedia.org/wiki/Sun


El brillo de un objeto se mide normalmente como densidades de flujo (también conocido como flam en la unidad de erg / s / cm ^ 2 / Angstrom, o fnu en la unidad de erg / s / cm ^ 2 / Hz). La densidad de flujo es la medida de energía / tiempo (es decir, potencia) que pasa a través de una unidad de área (es decir, / cm ^ 2). Dado que la energía / tiempo / cm ^ 2 podría no ser constante dadas las longitudes de onda, por lo tanto, medirlo dado un ancho de longitud de onda pequeño (es decir, / Angstrom o / Hz) sería un tratamiento más preciso.

Magnitud mide el mismo brillo que flam o fnu, pero construido matemáticamente para que sea más fácil de interpretar. La conexión entre flam (o fnu) con magnitud es:

mag = -2.5 * log10 (flam) + CONST

La CONST (es decir, constante) es en realidad arbitraria para hacer que la representación de mag se interprete fácilmente. Por ejemplo, si un objeto tiene una llama alrededor de ~ 1e-10 erg / s / cm ^ 2 / A, puede establecer CONST = +25 para calibrar la magnitud cero de manera equivalente a 1e-10 erg / s / cm ^ 2 / A. Es por eso que también llamamos CONST y la "magnitud de punto cero".

Por lo general, la medición del brillo está vinculada a un determinado sistema, por ejemplo, Vega o AB, por lo tanto, CONST no es un número arbitrario, sino un cierto número para satisfacer la condición.

Para responder a tu pregunta, estos serán los pasos a seguir para pasar de magnitud aparente a flam: 1. Identifica el sistema al que se refieren las magnitudes aparentes. 2. Obtenga la CONST equivalente (o punto cero). 3. Usa la ecuación para obtener flam. 4. Transforme cgs a la unidad SI si es necesario. 5. Obtenga lúmenes siguiendo otra transformación que implique integrar los ángulos sólidos y las longitudes de onda ponderadas por una función de sensibilidad (por ejemplo, cómo los ojos humanos son sensibles a cada longitud de onda).


Hilo: ¿Cuál es el objeto más tenue que el Hubble puede detectar (en magnitud aparente)?

Gravedad artificial y viajes interplanetarios de una semana a través de la aceleración lineal.

Gravedad artificial y viajes interplanetarios de una semana a través de la aceleración lineal.

Ok, me encontré con un proceso bastante complicado y me gustaría ejecutarlo por un experto.

La magnitud aparente del Sol es -26,73. Esto significa que la diferencia total entre el resplandor del sol y el objeto más tenue que el Hubble puede detectar es de 56,73 de magnitud aparente. La diferencia de un nivel de magnitud aparente a otro es. 2.5119, lo que nos da aproximadamente 4.92x10 ^ 22 más brillo en el sol que en nuestro objeto mag 30.

El Sol, supuestamente, tiene 1366 vatios por metro cuadrado en la órbita de la Tierra. Entonces. si divido 1366 entre (4.92x10 ^ 22), debería obtener la cantidad de vatios por metro cuadrado provenientes del objeto detectable más tenue por Hubble. O alrededor de 2.776x10 ^ -20 vatios por metro cuadrado. Cualquiera con mejores habilidades matemáticas que esté dispuesto a verificar mis cálculos, por favor hágalo.

Gravedad artificial y viajes interplanetarios de una semana a través de la aceleración lineal.

El valor energético de un fotón cambia dependiendo de su longitud de onda, ¿verdad?

A los efectos de la discusión, creo que debería centrarme en la longitud de onda media de las emisiones infrarrojas.

Gravedad artificial y viajes interplanetarios de una semana a través de la aceleración lineal.

dónde h es la constante de Planck, C la velocidad de la luz y & # 955 la longitud de onda.

Vaya, 1 fotón por segundo. Probablemente debería optar por algo un poco más reservado para mi base de tecnología moderna. Especialmente si quiero construir una red completa de estos sensores hipotéticos (el Hubble es bastante grande).

Este (también encontrado en wikipedia) parece bastante consistente:

Rehaciendo los números, obtengo nuestro objeto detectable más tenue a (3,1e19) veces más tenue que el sol (siendo 1366 vatios por metro), por lo que este nuevo objeto arrojaría. (4.4e-17) vatios por metro cuadrado. Ahora solo necesito calcular cuántos fotones infrarrojos son.

Además, existe una relación con el tipo de longitud de onda que se emite y la temperatura de un objeto, ¿verdad? ¿Alguien conoce esa ecuación?
También. ¿Las longitudes de onda de la ecuación se expresan en metros o nanómetros?

Gravedad artificial y viajes interplanetarios de una semana a través de la aceleración lineal.

Solo para estar seguro: eso es & quot; menos que un fotón por segundo & quot; a través de
La apertura del Hubble, en lugar de golpear un detector o realmente
detectado por el detector?

Golpéate en el costado de la cabeza. Algún equipo o algo
debe haberse atascado. Philippe quiere la ley de Stefan-Boltzmann,
La ley de Planck de la radiación del cuerpo negro (también llamada Wien-Planck
ley), la ley de desplazamiento de Wien y la ley de distribución de Wien
(también llamada ley de Wien). Este último es útil para aproximar
cálculos en determinados casos.

Ninguno de los cuales soy competente para aplicar con precisión.

Un fotón individual no tiene temperatura, ya que
La temperatura es una característica de los movimientos de grandes números.
de partículas que emiten una distribución de diferentes longitudes de onda
(o frecuencias) de luz como se describe en las leyes mencionadas anteriormente.

Solo para estar seguro: eso es & quot; menos que un fotón por segundo & quot; a través de
La apertura del Hubble, en lugar de golpear un detector o realmente
detectado por el detector?

Es a través de la apertura y golpear un detector, como resultado de ser reflejado por el espejo principal y enfocado en el detector.

A partir de los cálculos antes mencionados, encontré aproximadamente 2,5 x 10 ^ -20 julios por segundo por metro cuadrado, o aproximadamente 10 ^ -19 julios por segundo golpeando el espejo principal del Hubble. Eso es menos de un electrón voltio por segundo, siendo la luz visible 2 o 3 ev por fotón y solo una parte del flujo total. No sé qué tan eficientes son los detectores.

El problema con & quot; magnitud aparente de cuota & quot, según tengo entendido, es que es un término utilizado por los astrónomos ópticos. A medida que los objetos están cada vez más lejos, recibimos menos fotones debido a la ley del cuadrado inverso. Ahora, con los objetos reales, no solo tenemos esa ley del cuadrado inverso. También tenemos fotones que se desplazan hacia el rojo fuera del rango óptico, reduciendo su brillo aparente en la mayoría de los casos. y en los casos en los que la luminosidad máxima de la estrella estaba en el ultravioleta y el rojo se transformó en luz óptica, creo que serían muy tenues solo desde la distancia total.

Ack, acabo de releer tu pregunta. es bastante sencillo, ya que me sorprendería si esto no estuviera en la entrada de Wiki para el HST

Ah, esto es lo que obtengo por leer y responder a las publicaciones en un hilo mientras las leo.

¿No hubo solo un episodio de reparto de astronomía discutiendo esto?

Ok, me encontré con un proceso bastante complicado y me gustaría ejecutarlo por un experto.

La magnitud aparente del Sol es -26,73. Esto significa que la diferencia total entre el resplandor del sol y el objeto más tenue que el Hubble puede detectar es de 56,73 de magnitud aparente. La diferencia de un nivel de magnitud aparente a otro es. 2.5119, lo que nos da aproximadamente 4.92x10 ^ 22 más brillo en el sol que en nuestro objeto mag 30.

El Sol, supuestamente, tiene 1366 vatios por metro cuadrado en la órbita de la Tierra. Entonces. si divido 1366 entre (4.92x10 ^ 22), debería obtener la cantidad de vatios por metro cuadrado provenientes del objeto detectable más tenue por Hubble. O alrededor de 2.776x10 ^ -20 vatios por metro cuadrado. Cualquiera con mejores habilidades matemáticas que esté dispuesto a verificar mis cálculos, por favor hágalo.

El valor energético de un fotón cambia dependiendo de su longitud de onda, ¿verdad?

A los efectos de la discusión, creo que debería centrarme en la longitud de onda media de las emisiones infrarrojas.

Hubo un cambio en este hilo al flujo de fotones, así que seguí el flujo. Pero utilicé el enfoque de distribución de Planck para llegar a mi valor, que parece diferir solo ligeramente con Hornblowerresultado. Para el Sol, a 1000 nm, el valor de SED (por unidad de longitud de onda) es de aproximadamente 757 w - m -2, que es 757 J-s -1 -m -2. Luego, la magnitud aparente del Sol debe reducirse a 30, que es una gran caída. La reducción de brillo resultante multiplicada por el flujo de fotones (usando AndreasJecuación) producirá aproximadamente 1 fotón por cada espejo Hubble de 2,4 metros de apertura.

Una estimación alternativa utiliza una de esas viejas reglas aproximadas en el negocio: una estrella V = 0 tiene 1000 fotones por (cm 2 s A) que llegan. (Más precisamente, es aproximadamente un 3% más alto, pero en el nivel de precisión depende de los detalles del espectro estelar). Entonces, en V = 30, tendríamos 10 -9 por (cm 2 s A), con un ancho de banda de filtro típico de 1500 A y un área de espejo de 40700 cm 2 más o menos. Entonces eso da alrededor de 0.06 fotones por segundo en la apertura. Los CCD son bastante eficientes en estos días, alcanzando un máximo del 90%, por lo que con un filtro de banda ancha se capturaría la mayor parte. (Parte de la diferencia con las estimaciones anteriores debe ser el ancho del filtro; la tasa de fotones aumenta tal vez un factor 4 si usa algo como el modo STIS & quot; luz blanca & quot; que pasa de 400-1000 nm a la vez, como se usaba en el HDF-S).

Esos números tienen sentido con los datos HST típicos: al observar una imagen WFC3 de una sola órbita en la banda I, el límite de detección es para estrellas alrededor de 0.2 fotones detectados / segundo. Las pilas largas como Deep Fields podrían, en principio, ser casi 10 veces más profundas.

Los siguientes valores que obtuve provienen del uso de la distribución de Planck. Dado que la maginitud visual está configurada en 30, entonces se requiere el cambio en el brillo y, siendo visual, utilicé el rango de 430 nm a 720 nm: ¿hay un estándar astronómico aquí? - y encontré el porcentaje (porción visual / total) que me permitió convertir desde un nivel de 1AU que uso para la revista visual conocida. del Sol (-26.7 @ 1 AU), luego calculó el delta B para una magnitud visual de 30. resultado. Luego determiné el porcentaje de energía en la banda IR ngc3314 menciona (ancho de banda de 150 nm alrededor de una longitud de onda de 1 micrón). Dado que la energía media de los fotones IR en esta banda es de 3,18 e 21 julios, encontré la densidad de flujo de fotones total y la dividí por el cambio de brillo. Esto es lo que encontré.

En la banda de infrarrojos (920 nm a 1070 nm), el flujo de fotones de varias estrellas a una magnitud visual de 30 captado por el espejo de 2,4 m del Hubble:


La magnitud visual aparente de un objeto es V(rY Delta, ) = V(1, 0) + C⍺ + 5log (r& Delta), donde r es la distancia heliocéntrica y & Delta es la distancia geocéntrica (ambas en AU), C es el coeficiente de fase en mag deg & # 8315¹, y es el ángulo de fase (grados).

Arthur N. Cox, editor.
Cantidades astrofísicas de Allen. 4ª ed.
Nueva York: Springer Science + Business Media, LLC, 2004.
Página 162. V(1,0) es la magnitud visual absoluta.


¿Cómo convertir la magnitud visual aparente a unidades SI? - Astronomía

Aparente La magnitud m de una estrella es un número que indica qué tan brillante aparece esa estrella a su gran distancia de la Tierra. La escala es "al revés" y logarítmica. Magnitudes mayores corresponden a estrellas más débiles. Tenga en cuenta que el brillo es otra forma de decir flujo de luz, en Watts por metro cuadrado, viniendo hacia nosotros.

En esta escala de magnitud, se establece una relación de brillo de 100 para que corresponda exactamente a una diferencia de magnitud de 5. Como la magnitud es una escala logarítmica, siempre se puede transformar una relación de brillo B2/B1 en la diferencia de magnitud equivalente m2-metro1 por la fórmula:

Puede comprobarlo para la relación de brillo B2/B1= 100, tenemos log (B2/B1) = log (100) = log (10 2) = 2, y luego m2-metro1= -5, la definición básica de esta escala (más brillante es más negativo m). Uno entonces tiene las siguientes magnitudes y sus correspondientes brillos relativos:

(Tenga en cuenta que la fila inferior de números es solo (2.512) m.)

Magnitud absoluta

Entonces, como la fórmula anterior, decimos que su magnitud absoluta es

Las estrellas de más de 10 pc tienen Mv más negativo que m, por eso hay un signo menos en la fórmula. Si usa esta fórmula, asegúrese de poner la distancia de la estrella d en parsecs (1 pieza = 3,26 ly = 206265 AU).

Determinación de la distancia

La relación anterior también se puede utilizar para determinar la distancia a una estrella si conoce tanto su magnitud aparente como su magnitud absoluta. Este sería el caso, por ejemplo, cuando uno usa Cefeidas u otras estrellas variables para determinar la distancia. Dando la vuelta a la fórmula:

Por ejemplo, para una variable cefeida con Mv = -4, ym = 18, la distancia es


Magnitudes absolutas y aparentes

Cuando miramos hacia el cielo por la noche, vemos algunas estrellas que parecen muy brillantes y otras que son tan tenues que apenas las podemos detectar.

La estrella Sirio, por ejemplo, tiene una magnitud de aproximadamente -1,5, un poco más de un grado de distancia, la estrella HD 49980 brilla relativamente débilmente con una magnitud de 5,8.

En este caso particular, el magnitud aparente de estas dos estrellas, basado en su brillo aparente, es bastante engañoso.

Resulta que Sirio es una de las estrellas más cercanas al Sol, está a solo 2.64 parsecs de distancia. Un parsec es una unidad de distancia equivalente a unos 3,3 años luz, o 3,1 x 10 16 metros, hablaremos de esta unidad más adelante. Por otro lado, HD 49980 está muy distante, ubicado a unos 500 parsecs del Sol.

Dado que a menudo queremos comparar las propiedades intrínsecas de las estrellas, nos gustaría tener alguna medida de brillo que esté conectada directamente con la luminosidad, un tipo de magnitud que no depende de la distancia. El astrónomo convierte aparente en magnitudes absolutas para comparar las estrellas de manera justa, como si estuvieran una al lado de la otra a una distancia estándar.

La convención ordinaria es escribir magnitudes aparentes con una letra minúscula metroy magnitudes absolutas con mayúsculas METRO. Se puede derivar una fórmula que conecte las magnitudes aparente y absoluta de una estrella, usando la ley del cuadrado inverso. Si expresamos la distancia D en parsecs, entonces

Las estrellas con pequeñas magnitudes absolutas son bestias verdaderamente luminosas, que irradian enormes cantidades de energía al espacio cada segundo. Las estrellas con grandes magnitudes absolutas son criaturas relativamente débiles, que iluminan débilmente su entorno inmediato, pero poco más.

Puntos cero aproximados para las escalas de magnitud aparente y absoluta

Como algunos de ustedes ya han notado, las escalas de magnitud, tanto aparentes como absolutas, se definen en términos relativos: esta estrella es 10 veces más brillante que esa. ¿Es posible unir unidades físicas reales a la intensidad de la luz proveniente de una estrella si conocemos su magnitud? En otras palabras, ¿podemos medir el punto cero de la escala de magnitud?

  • el filtro a través del cual miras
  • el color de la estrella
  • que tan alto la estrella sobre el horizonte
  • propiedades atmosféricas (altitud, humedad, contenido de polvo, etc.)

En otras palabras, cada segundo, un millón de fotones de la estrella entrarían en una caja de un centímetro cuadrado de área.

Si prefiere expresar el flujo en términos de energía,

También podemos calcular un valor muy aproximado para la escala de magnitud absoluta. Una vez más, hay muchas complicaciones para definir el valor preciso, pero en un orden de magnitud

El módulo de distancia

La diferencia entre la magnitud aparente y absoluta de una estrella, (m - M), se llama su módulo de distancia.

Como muestra la ecuación anterior, es una función simple de la distancia a la estrella. En la práctica, los astrónomos a veces prefieren especificar la distancia a una estrella por su módulo de distancia, en lugar de por la distancia en sí. Por ejemplo, mire un extracto del resumen de este artículo sobre la distancia a las estrellas en la galaxia NGC 2403:

    A menudo, se determina la distancia a un objeto distante asumiendo que es idéntico a algún objeto cercano cuya distancia se conoce y comparando el brillo aparente de los dos objetos. En este caso, las cantidades realmente observadas son las dos magnitudes aparentes, por lo que usar el módulo de distancia es natural.

La idea básica es que, desde un punto de vista práctico y de observación, a menudo es más útil tener un catálogo de valores de módulo de distancia en lugar de distancias reales.

Una segunda ventaja aparece cuando los astrónomos utilizan el módulo de distancia como medida relativa entre dos objetos. Por ejemplo, la Gran Nube de Magallanes (LMC), la galaxia más cercana a nuestra propia Vía Láctea, se usa a menudo como un trampolín hacia otras galaxias más distantes. Nuestra estimación actual de la distancia al LMC es de aproximadamente 50.000 pc = 50 kilo-parsecs (kpc). Suponga que mide las distancias a la LMC y varias otras galaxias observando un tipo particular de estrella en cada galaxia. Podrías encontrar

Dentro de diez años, los astrónomos descubren un error sistemático en las mediciones del LMC en lugar de estar a 50 kpc de distancia de nosotros, en realidad resulta a 60 kpc de distancia.

  • Si publicó sus resultados para M31 y M81 usando las distancias absolutas para cada uno, en kpc, entonces su trabajo se invalida inmediatamente. Para utilizar sus resultados, los astrónomos deberán volver a calcular todos sus valores utilizando la nueva distancia al LMC.
  • pero si publicó sus resultados en módulo de distancia, en relación con el LMC, sus resultados siguen siendo tan correctos como siempre. Los astrónomos aún sabrán exactamente cuánto más débil aparecerá una estrella en M31, en relación con una estrella idéntica en la LMC.

Tarea, para mañana en clase

  1. ¿Cuál es la magnitud V aparente de la estrella Altair?
  2. La distancia a Altair es d = 5,15 pc. ¿Cuál es el módulo de distancia a Altair?
  3. ¿Cuál es la magnitud V absoluta de Altair?
  4. ¿Cuánto poder irradia Altair? ¿Es más o menos poderoso que el sol?

Para más información

Copyright y copia Michael Richmond. Este trabajo tiene una licencia Creative Commons.


Unidades SI

El sistema internacional (SI) de unidades, prefijos y símbolos debe usarse para todas las cantidades físicas, excepto que ciertas unidades especiales, que se especifican más adelante, pueden usarse en astronomía, sin riesgo de confusión o ambigüedad, con el fin de proporcionar una mejor representación de los fenómenos en cuestión. Las unidades SI se utilizan ahora en diferente medida en todos los países y disciplinas, y este sistema se enseña en casi todas las escuelas, colegios y universidades. Las unidades del sistema centímetro-gramo-segundo (CGS) y otras unidades que no pertenecen al SI, que serán desconocidas para la mayoría de los científicos jóvenes, no deben usarse aunque algunos astrónomos consideren que tienen algunas ventajas sobre las unidades del SI.

Se puede encontrar información general sobre las unidades SI en las publicaciones de las organizaciones nacionales de normalización y en muchos libros de texto y manuales.

Hay tres clases de unidades SI: (a) las siete unidades base que se consideran dimensionalmente independientes (b) dos unidades adimensionales suplementarias para ángulos planos y sólidos y (c) unidades derivadas que se forman combinando unidades base y suplementarias en Expresiones algebraicas tales como unidades derivadas a menudo tienen nombres y símbolos especiales y pueden usarse para formar otras unidades derivadas. Las unidades de las clases (a) y (b) se enumeran en la Tabla 1. Las unidades de la clase (c) de mayor interés para los astrónomos se dan en la Tabla 2 para aquellos con nombres y símbolos simples, y en la Tabla 3 para aquellos con nombres y símbolos compuestos. nombres y símbolos. Al formar nombres compuestos, la división se indica por, mientras que en los símbolos correspondientes se permite utilizar un índice negativo o un sólido (trazo oblicuo o barra), por lo que la unidad de velocidad SI: es un metro por segundo y el símbolo correspondiente es m sl om / s.

El espacio entre las unidades base es importante en tal caso, ya que m / s podría interpretarse como una frecuencia de 1000 Hz.No es necesario un espacio si la unidad anterior termina en un superíndice, se puede insertar un punto (punto) entre las unidades para elimine cualquier ambigüedad, el solidus solo debe usarse en expresiones simples y nunca debe usarse dos veces en la misma unidad compuesta.

Tabla 1. Los nombres y símbolos de las unidades base y suplementarias del SI.

1 La abreviatura sec no debe usarse para indicar un segundo de tiempo.


Tabla 2. Nombres y símbolos especiales para unidades derivadas del SI.

Tabla 3. Ejemplos de unidades derivadas del SI con nombres compuestos.

vatio por metro cuadrado por estereorradián

Tabla 4. Prefijos y símbolos SI para múltiplos y submúltiplos.

Nota: Los múltiplos y submúltiplos decimales del kilogramo deben formarse adjuntando el prefijo y símbolo SI apropiado a gramo y g, no a kilogramo y kg.

4.12 Prefijos SI: Múltiplos y submúltiplos decimales del SI: las unidades, excepto el kilogramo, se forman adjuntando los nombres o símbolos de los prefijos apropiados a los nombres o símbolos de las unidades. La combinación de los símbolos de un prefijo y una unidad se considera como un símbolo único que puede elevarse a una potencia sin el uso de paréntesis. La lista reconocida de prefijos y símbolos se da en la Tabla 4. Estos prefijos pueden adjuntarse a uno o más de los símbolos de unidad en una expresión para una unidad compuesta y al símbolo para una unidad que no pertenece al SI. No se deben utilizar prefijos compuestos.

4.13 Unidades ajenas al SI: Se reconoce que algunas unidades que no forman parte del sistema internacional continuarán utilizándose en contextos apropiados. Dichas unidades se enumeran en la Tabla 5 y se definen exactamente en términos de unidades SI o se definen de otras formas y se determinan mediante medición. Normalmente, no se deben utilizar otras unidades que no pertenecen al SI, como las unidades imperiales y otras enumeradas en la Tabla 6.


Tabla 5. Unidades ajenas al SI que se reconocen para su uso en astronomía.

1 El símbolo alternativo no se reconoce formalmente en el sistema SI.

2 El símbolo mas se utiliza a menudo para milésimas de segundo de arco (0 ".001).

3 La unidad y los símbolos no se reconocen formalmente en el sistema SI.

4 El jansky se utiliza principalmente en radioastronomía.

5 El grado Celsius (oC) se utiliza para especificar la temperatura con fines meteorológicos, pero de lo contrario se debería utilizar el kelvin (K).

5.14 Tiempo y ángulo : Las unidades para las medidas sexagesimales de tiempo y ángulo se incluyen en la Tabla 5. Los nombres de las unidades de ángulo pueden tener el prefijo "arco" siempre que pueda haber confusión con las unidades de tiempo. Los símbolos para estas medidas deben ser mecanografiados o impresos (cuando sea posible como superíndices) inmediatamente después de los valores numéricos si el último valor sexagesimal se divide por décimas, el punto decimal debe colocarse debajo o después del símbolo de la unidad que precede a los ceros. insertarse en números sexagesimales como se indica en los siguientes ejemplos.

2d 13h 07m 15.259s 06h 19m 05.18s 120o 58 '08 ".26

Estas unidades que no pertenecen al SI normalmente no deben usarse para expresar intervalos de tiempo o ángulos que se usarán en combinación con otras unidades.

Al expresar la precisión o resolución de la medición angular, se está volviendo común en astronomía usar el milisegundo de arco como la unidad, y para representar esto con el símbolo mas, esto es preferible a otras abreviaturas, pero su significado debe quedar claro en su primera aparición. . La unidad SI más apropiada sería el nanoradián (1 nrad = 0,2 mas). En general, se recomienda el uso del grado con subdivisión decimal cuando el radianes no es adecuado y cuando no es necesario utilizar la subdivisión sexagesimal. Si es más apropiado describir un ángulo en términos de revoluciones completas (o rotaciones o vueltas o ciclos), entonces el símbolo más apropiado parece ser una letra c, esto puede usarse en una posición superior como en 1c = 360o = 2pi rad = 1 rev, pero puede usarse como en 1 c / s = 1Hz.

El uso de unidades de tiempo para la representación de cantidades angulares, como el ángulo horario, la ascensión recta y el tiempo sidéreo, es común en astronomía, pero es fuente de confusión y error en algunos contextos, especialmente en fórmulas de cálculo numérico. El símbolo de una variable seguido del superíndice de una unidad se puede utilizar para indicar el valor numérico de esa variable cuando se mide en esa unidad.

5.15 Unidades astronómicas: El Sistema IAU de Constantes Astronómicas reconoce un conjunto de unidades astronómicas de longitud, masa y tiempo para su uso en conexión con movimientos en el Sistema Solar; están relacionadas entre sí a través del valor adoptado de la constante de gravitación cuando se expresa en estas unidades (IAU 1976). El símbolo de la unidad astronómica de longitud es au la unidad astronómica de tiempo es 1 día (d) de 86 400 SI segundos (s) la unidad astronómica de masa es igual a la masa del Sol y a menudo se denota por Mo, pero el subíndice especial hace que este símbolo sea inconveniente para el uso general.

Una unidad de longitud apropiada para estudios de estructura de la Galaxia es el parsec (pc), que se define en términos de la unidad astronómica de longitud (au). La unidad conocida como año luz es apropiada para exposiciones populares sobre astronomía y, a veces, se utiliza en artículos científicos como indicador de distancia.

La IAU ha utilizado el siglo juliano de 36 525 días en las fórmulas fundamentales de precesión, pero la unidad básica más apropiada para tales propósitos y para expresar períodos muy largos es el año. El símbolo reconocido para un año es la letra a, en lugar de yr, que a menudo se usa en artículos en inglés. No se deben usar los símbolos correspondientes para un siglo (ha y cy). Aunque hay varios tipos diferentes de año (ya que hay varios tipos de días), es mejor considerar un año como un año juliano de 365,25 días (31,5576 Ms) a menos que se especifique lo contrario.

Cabe señalar que el tiempo sideral, solar y universal se considera mejor como medidas del ángulo horario expresado en medida de tiempo; se pueden usar para identificar instantes de tiempo, pero no son adecuados para su uso como medidas precisas de intervalos de tiempo ya que la tasa de rotación de la Tierra, de la que dependen, es variable con respecto al segundo SI.

5.16 Unidades obsoletas: Se recomienda encarecidamente que las unidades que no pertenecen al SI enumeradas en la Tabla 6 ya no se utilicen. Algunas de las unidades enumeradas rara vez se utilizan en la literatura actual, pero se han incluido para su uso en el estudio de la literatura anterior. Las unidades imperiales y otras unidades no métricas no deben usarse en conexión con procesos o fenómenos, pero hay algunas situaciones en las que su uso puede estar justificado (como en "el telescopio Hale de 200 pulgadas en el Monte Palomar"). El valor equivalente en unidades SI se debe dar entre paréntesis si es probable que esto sea útil.

Tabla 6. Unidades y símbolos ajenos al SI cuyo uso continuado está en desuso.


Magnitudes y luminosidad (brillo)

La magnitud aparente (m) de un cuerpo celeste es una medida de su brillo visto por un observador en la Tierra. Crédito: Blog de Cora Skywalkers

¿Qué es la magnitud aparente?

La magnitud aparente de un cuerpo celeste es una medida de su brillo visto por un observador en la Tierra, ajustado al valor que tendría en ausencia de la atmósfera. Cuanto más brillante parece el objeto, cuanto menor sea el valor de su magnitud. Generalmente, el espectro visible (vmag) se usa como base para la magnitud aparente, pero también se usan otras regiones del espectro, como la banda J del infrarrojo cercano.

Ejemplo de tabla de magnitudes aparentes. Fuente: ESA

¿Qué es la luminosidad?

En astronomía, la luminosidad es la cantidad de energía electromagnética que irradia un cuerpo por unidad de tiempo. Se mide con mayor frecuencia de dos formas: visual (solo luz visible) y bolométrico (energía radiante total), aunque las luminosidades en otras longitudes de onda se utilizan cada vez más a medida que se dispone de instrumentos para medirlas.

Un bolómetro es el instrumento que se utiliza para medir la energía radiante en una banda ancha mediante la absorción y medición del calentamiento. Cuando no está calificado, el término & # 8220luminosidad & # 8221 significa luminosidad bolométrica, que se mide en unidades SI, vatios o en términos de luminosidad solar. Una estrella también irradia neutrinos, que llevan algo de energía, alrededor del 2% en el caso de nuestro Sol, produciendo un viento estelar y contribuyendo a la luminosidad total de la estrella.

Si bien existen bolómetros, no se pueden usar para medir ni siquiera el brillo aparente de una estrella porque no son lo suficientemente sensibles en todo el espectro electromagnético y porque la mayoría de las longitudes de onda no llegan a la superficie de la Tierra. En la práctica, las magnitudes bolométricas se miden tomando medidas en ciertas longitudes de onda y construyendo un modelo del espectro total que es más probable que coincida con esas medidas. En algunos casos, el proceso de estimación es extremo y las luminosidades se calculan cuando se observa menos del 1% de la producción de energía, por ejemplo, con una estrella Wolf-Rayet caliente observada solo en el infrarrojo.

La luminosidad de una estrella se puede determinar a partir de dos características estelares: tamaño y temperatura efectiva. El primero se representa típicamente en términos de radios solares, mientras que el segundo se representa en kelvins, pero en la mayoría de los casos ninguno puede medirse directamente. Para determinar el radio de una estrella, se necesitan otras dos métricas: el diámetro angular de la estrella y su distancia a la Tierra, a menudo calculada mediante paralaje. Ambos pueden medirse con gran precisión en ciertos casos, con supergigantes frías que a menudo tienen grandes diámetros angulares, y algunas estrellas evolucionadas frías tienen máseres en sus atmósferas que pueden usarse para medir el paralaje usando VLBI. Sin embargo, para la mayoría de las estrellas, el diámetro angular o el paralaje, o ambos, están muy por debajo de nuestra capacidad de medir con certeza. Dado que la temperatura efectiva es simplemente un número que representa la temperatura de un cuerpo negro que reproduciría la luminosidad, obviamente no se puede medir directamente, pero se puede estimar a partir del espectro.

Una forma alternativa de medir la luminosidad estelar es medir el brillo aparente y la distancia de la estrella. Un tercer componente necesario para derivar la luminosidad es el grado de extinción interestelar que está presente, una condición que generalmente surge debido al gas y el polvo presentes en el medio interestelar (ISM), la atmósfera de la Tierra y la materia circunestelar. En consecuencia, uno de los desafíos centrales de la astronomía para determinar la luminosidad de una estrella es obtener medidas precisas para cada uno de estos componentes, sin las cuales una cifra exacta de luminosidad sigue siendo difícil de alcanzar. La extinción solo se puede medir directamente si se conocen tanto la luminosidad real como la observada, pero se puede estimar a partir del color observado de una estrella, utilizando modelos del nivel esperado de enrojecimiento del medio interestelar.

En el sistema actual de clasificación estelar, las estrellas se agrupan de acuerdo con la temperatura, con las estrellas de Clase O masivas, muy jóvenes y energéticas con temperaturas superiores a 30.000 K, mientras que las estrellas de Clase M menos masivas, típicamente más antiguas, exhiben temperaturas inferiores a 3500 K. Debido a que la luminosidad es proporcional a la temperatura a la cuarta potencia, la gran variación en las temperaturas estelares produce una variación aún mayor en la luminosidad estelar. Debido a que la luminosidad depende de un alto poder de la masa estelar, las estrellas luminosas de gran masa tienen vidas mucho más cortas. Las estrellas más luminosas son siempre estrellas jóvenes, no más de unos pocos millones de años para las más extremas. En el Diagrama de Hertzsprung-Russell, el eje x representa la temperatura o el tipo espectral, mientras que el eje y representa la luminosidad o magnitud. La gran mayoría de las estrellas se encuentran a lo largo de la secuencia principal con estrellas azules de Clase 0 en la parte superior izquierda de la tabla, mientras que las estrellas rojas de Clase M caen en la parte inferior derecha. Certain stars like Deneb and Betelgeuse are found above and to the right of the main sequence, more luminous or cooler than their equivalents on the main sequence. Increased luminosity at the same temperature, or alternatively cooler temperature at the same luminosity, indicates that these stars are larger than those on the main sequence and they are called giants or supergiants.

Hertzsprung–Russell diagram identifying stellar luminosity as a function of temperature for many stars in our solar neighborhood. Credit: Wikipedia


Convert magnitude into flux density according to Bessel et al. 1998

The conversion implemented here is based on the data given in Table A2 of Bessel et al. 1998, A&A 333, 231-250, which gives “Effective wavelengths (for an A0 star), absolute fluxes (corresponding to zero magnitude) and zeropoint magnitudes for the UBVRI- JHKL Cousins-Glass-Johnson system”. Note that zp(f_nu) and zp(f_lam) are exchanged in the original table.

Any of U, B, V, R, I, J, H, K, Kp, L, and L*

mag : float, array

The magnitude value to be converted

mode : string,

Determines whether f_nu or f_lam will be calculated.

The corresponding flux density in units if erg/cm**2/s/Hz in the case of mode ‘nu’ and erg/cm**2/s/A in the case of ‘lam’.


Addition and subtraction work as expected for logarithmic quantities, multiplying and dividing the physical units as appropriate. It may be best seen through an example of a photometric reduction.

Example¶

First, calculate instrumental magnitudes assuming some count rates for three objects:

Then, the instrumental B-V color is:

Note that the physical unit has become dimensionless. The following step might be used to correct for atmospheric extinction:

Since the extinction is dimensionless, the units do not change. Now suppose the first star has a known ST magnitude, so we can calculate zero points:

Here, ST is shorthand for the ST zero-point flux:

At present, only magnitudes defined in terms of luminosity or flux are implemented, since those do not depend on the filter with which the measurement was made. They include absolute and apparent bolometric [M15] , ST [H95] , and AB [OG83] magnitudes.

Now applying the calibration, we find (note the proper change in units):

We could convert these magnitudes to another system, for example, ABMag, using appropriate equivalency:

This is particularly useful for converting magnitude into flux density. V is currently in ST magnitudes, which is based on flux densities per unit wavelength ( (f_lambda) ). Therefore, we can directly convert V into flux density per unit wavelength using the to() method:

To convert V to flux density per unit frequency ( (f_ u) ), we again need the appropriate equivalency , which in this case is the central wavelength of the magnitude band, 5500 Angstroms:

We could have used the central frequency instead:

When converting magnitudes to flux densities, the order of operations matters the value of the unit needs to be established before the conversion. For example, 21 * u.ABmag.to(u.erg/u.s/u.cm**2/u.Hz) will give you 21 times (f_ u) for an AB mag of 1, whereas (21 * u.ABmag).to(u.erg/u.s/u.cm**2/u.Hz) will give you (f_ u) for an AB mag of 21.

Suppose we also knew the intrinsic color of the first star, then we can calculate the reddening:

Here, you see that the extinctions have been converted to quantities. This happens generally for division and multiplication, since these processes work only for dimensionless magnitudes (otherwise, the physical unit would have to be raised to some power), and Quantity objects, unlike logarithmic quantities, allow units like mag / d .

Note that you can take the automatic unit conversion quite far (perhaps too far, but it is fun). For instance, suppose we also knew the bolometric correction and absolute bolometric magnitude, then we can calculate the distance modulus:

With a proper equivalency, we can also convert to distance without remembering the 5-5log rule:


Intrinsic brightness

Intrinsic brightness
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Intrinsic brightness of a star the apparent visual magnitude the star would have if it were 10 Parsecs away from earth.
Absolute Zero
The lowest possible temperature. The temperature at which particles in a material, atoms or molecules, contain no energy of motion that can be extracted from a body.

(a) The quantity in Minkowski space-time which replaces length in ordinary space. [D89]
(b) The "distance" between two events in four-dimensional spacetime. [H76]
Intrinsic Brightness .

of objects. The apparent magnitude of the object [fit were at a distance of ten parsecs. The absolute magnitude of Sirius is +1.4.
ACHROMATIC LENS.

or luminosity of a celestial object.
absorción
The loss of photons as light passes through a medium. A photon is lost when it strikes an electron, and the photon's energy is consumed in knocking the electron to a higher energy level.

, LPVs can be detected in an extensive volume of space. As a consequence, large catalogues of LPVs have been produced as by-products of various sky surveys. The first major catalogue in this context was produced by the MACHO search for massive compact halo objects (Alcock et al.

These stars are important because the period of a Cepheid depends on its

, or absolute magnitude, in a known way: the brighter the star, the longer its period.

(4k jpg) albedo the ratio of the amount of light reflected by an object and the amount of incident light a measure of the reflectivity or

of an object (a white, perfectly reflecting surface would have an albedo of 1.0 a black perfectly absorbing surface would have an albedo of 0.0).

If you know the rate of rotation of a spiral galaxy, you can calculate its

is how bright it really is - not how bright it is from Earth, which is its apparent magnitude).

of this supernova, its observed brightness is not particularly faint compared to previously known supernovae with redshifts close to 1, which indicates that the expansion of the Universe had not started to accelerate at redshift 1.7.

Another key is variable stars, which reveal their

by the rate at which they vary. The astronomer who used the keys was Harlow Shapley.

These stars pulsate at a rate that is closely related to their

, so measurements of their rate of pulsation and their observed brightness give astronomers enough information to calculate the distance to the galaxy itself.

Astronomers say that the luminosity, or

, of our sun is due to increase steadily over the next 4 billion years. As the sun's luminosity increases, the amount of solar radiation reaching the Earth will also increase.

The luminosity of an object is a measure of its

and is defined as the amount of energy the object emits in a fixed time. It is essentially the power output of the object and, as such, it can be measured in units such as Watts.

A measure of a star's true or

. Essentially, astronomers decide this by gauging how bright the star would appear to the eye if brought to a standard distance of 10 parsecs, or 32.6 light-years. Alnitak, the easternmost star in Orion's belt, has an apparent magnitude of 2.

of a star the astronomer works in terms of the absolute magnitude which is the brightness that a star has at a standardized distance of 10 parsecs.

The absolute magnitude of a star or other astronomical object is a measure of its

. The scaling used by astronomers is defined such that a difference of 5 points on the magnitude scale corresponds to a factor of 100 difference in brightness. The lower the value, the brighter the object.

Further, stars are sorted by

into luminosity classes designated by the first five Roman numerals.

M9 is somewhat above average, with an absolute magnitude of -8.0. My 10-inch resolves individual stars in M9's outer halo pretty easily. Overall, the halo is about 5' across, and the core is quite dense and unresolvable.

A class of variable star having the same

and periods between 12 and 24 hours. RR Lyrae variables are population II stars in the horizontal branch of the Hertzsprung-Russell diagram that burn helium in their cores.

): The amount of energy generated within the star, and released (as electromagnetic radiation, in the form of light or heat).
APPARENT LUMINOSITY (apparent brightness): The brightness of the star as it appears from Earth.

In astronomy, the magnitude of a star refers to its measure of brightness, and while absolute magnitude relates to the star's

, apparent magnitude, on the other hand, is a way of measuring how bright the object appears in the night sky to us human stargazers back on Earth.

of a star or galaxy
Lunar month- The average time between successive new or full moons, equal to 29 days 12 hours 44 minutes
Lunation- the interval between one new moon and the next: that is, 29 days, 12 hours, and 44 minutes .

The Hertzsprung-Russell diagram is a graph in which the absolute magnitudes (

) of stars are plotted against their spectral types. Of great importance to theories of stellar evolution, it evolved from charts begun in 1911 by the Danish astronomer Ejnar Hertzsprung and independently by the U.S.

Thus, the absolute magnitude takes into account the distance of a star, and gives us information about the

of the object. For instance, the Sun is by far and away the brightest star in our sky but that is only because it is so close.

of a star or galaxy. Measured in Watt /square metre..
★ Lunar Relating to the Moon.
★ Lunar Eclipse This is where the moon goes dark. Occurs when the Moon passes directly behind the Earth and into the Earth's shadow (Umbria). See image below.

Not only can its companion boost its brightness when located in front of the star as observed from Earth, but its

of a star relative to the Sun for example, a star with a stellar luminosity of 25*L(sol) is 25 times brighter than the Sun .

Hertzsprung-Russell diagram - a plot of temperature (or color) versus

of the stars in the galaxy. Astronomers use it to discuss types of stars and study the evolution of stars more .

The period of their pulsations is known to be directly connected to their

, a property that allows astronomers to use them as cosmic distance markers.

(also termed absolute magnitude) appears to fit between those of two spectacular comets of the past: C/1965 S1 Ikeya-Seki and C/2006 P1 McNaught. If Comet ISON does not completely disintegrate at perihelion, it should put on a fine naked eye display.

The period of pulsation has been demonstrated to be directly related to a Cepheid's

making observations of these stars one of the most powerful tools for determining distance known to modern day astronomy.

white dwarf A whitish star of high surface temperature and low

with a mass approximately equal to that of a Sun but with a density many times larger. X .

To find the Hubble constant, astronomers observe distant galaxies and measure their distances (by using Cepheid variable stars or other objects of known

) as well as how fast they recede from Earth. They then determine the Hubble constant by dividing the galaxy's speed of recession by its distance.

Variable stars are not the only way that we can estimate the luminosity of stars. Another way involves the H-R diagram, which shows that the

of a star can be estimated if we know its spectral type.
Distances from Spectral Types .

Magnitud absoluta
The apparent brightness (magnitude) a star would have if it were 32.6 light years (10 parsecs) from Earth. It is used to compare the true,

of stars. The Sun has an absolute magnitude of +4.8.

From a planet in the habitable zone, a red dwarf star will tend to look large in the sky this is because of its low

[12] Prior to Voyager 2's arrival, observations of Nereid had been limited to ground-based observations that could only establish its

Absolute magnitude. The apparent magnitude or brightness that a star or other celestial object would have if it was viewed from a standard distance of 10 parsecs, (32.6 light years). Absolute magnitude is therefore the true or

of an object. (See also Apparent magnitude and Magnitude.) .

Another important role of the globular clusters has been to give us a means of estimating distances. Globular clusters contain a particular type of variable, the RR LYRAE STARS, the

es of which can be determined.

Magnitude - A number, based on a logarithmic scale, used to describe the brightness of a star or other luminous body. Apparent magnitude describes the brightness of a star as we see it. Absolute magnitude describes the

under the mass it has accumulated and, as a result of biting off more than it can chew, reignites its collapsed stellar furnace and detonates into a violent stellar eruption that is so bright that it briefly outshines all of the stars surrounding it. Due to their momentary brilliance and standard

She found that by determining the

of a Cepheid from its period, we could estimate with good precision the distance to the star.

These are young stars with very regular periods of a few days and have a certain set relationship between the amount they vary, their period of variation, and their actual

. The Beta Cep type of variable have periods of .1 to .6 days, and vary by .1 to .

of a star or galaxy.
LUMINOSITY CLASS: Stars are classified by luminous they are. The various luminosity classes correspond to regions on the HR diagram. The luminosity classes are I - Supergiants, II - Bright giant, III - Giant, IV - Subgiant, V - Main Sequence.


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