Измерване на поток изпратен звезда

Казано е, че дори и Хипарх въведени величини като мярка на радиация поток от звездите. През 1850 година, английски астроном Н. Pogson намери удобна формула, свързана осветеността, произведена от звездите в света, с техните амплитуди.

Pogson препоръчва се съгласявате, че

където Е1 и Е2 - светлина, генерирана от звезди в света, и М1 и М2 - техните величини. Величините могат да изразят яркост и други небесни тела като планети луна, слънце. Така, например, Луната има пълнолуние минус 13 големината и Слънцето минус 26-та величина.

Знанието видима звездна величина и все още недостатъчни за характеристиките на обект светимост. Какво огромно и всъщност е много ярка звезда отдалеч ще се появи на нисък светлинен небето. От друга страна, джудже от близко разстояние може да изглежда светло.

Представете си, че всички звезди са отдалечени от нас на едно и също разстояние от 10 бр. Тогава видима звездна величина звездите с това разстояние се нарича неговата абсолютна величина M. Тъй като осветлението е обратно пропорционална на квадрата на разстоянието,

където Е - осветление произведени звезда, която е отдалечена от земята D парсека; E0 - осветление от една и съща звезда на разстояние от 10 бр. Като се използва формулата Pogson, получаваме:

където m - очевидните звездна величина звезди, М - абсолютна величина. От lg2,512 = 0,4, след логаритмуване стигаме до уравнението

Воден от тази формула абсолютната величина на Слънцето е 4,72 величини.

С други думи, от разстояние на 10 бр Sun ще изглежда почти слаба звездичка пети величина.

До средата на ХIХ век. измерване на радиация поток от небесните тела, използвани от човешкото око. С други думи, astrophotometry е визуално. Фотометър подредени така, че наблюдателят в зрителното поле на телескопа на до звездата, очевидната яркостта на които той щеше да се измери, видях още един изкуствен звезда, създадена от някои източник на светлина. Радиация изкуствена звезда чрез, например, пушена клин отслабва до степен, при която тя става равна на истинската звезда. Степента на това намаление се изчислява, като позволява в крайна сметка намери очевидната величината на звездата. През 1890 г. руският физик А. Столетов открива, че осветено плоча на алкален метал (например калий) бързо губи своята електрически заряд. На този принцип (фотоелектричния ефект) са били построени фотоелектричния фотометрия, бързо се превръща в широко разпространена.

През ХХ век. селен фотометри конструирани въз основа на факта, че металната селен при осветяване намалява устойчивостта на електрически ток.

От втората половина на ХIХ век. за измерване на радиация на небесни тела привлечени снимка. Роден фотографски astrophotometry като нова тенденция в астрономията. Оказа се, че потъмняването на изображението звезда на отрицателен зависи от броя на падналия светлина. Художниците на звездата, толкова по-голям от диаметъра на имиджа си и че е черно. Степента на потъмняване на плочата се измерва чрез специален microphotometer.

По този начин, има много трудности. В същото количество светлина енергия върху негативните червени звезди се появяват по-малко ярка от бяло и синьо. От друга страна, потъмняването на табелата не е пропорционално на времето на експозиция. С една дума, на определението за величини от фотографски - сложен въпрос. Въпреки фотографски astrophotometry продължава да се развива, и грешката в измерването на величините от фотографски днес е 0,1-0,2 величини.

Той е широко използван в днешно време и фотоелектрически метра емисии чиято точност достига 0,1% от измерената стойност. В тези устройства са фотоклетки леки приемници на базата на фотоелектричния ефект, или, по-често, фотоумножители (фиг. 43). Последното използва вторичен феномен електрон емисии - електрон с достатъчно енергия намирането на металната повърхност, може да бъде ясно от няколко електрони. За тази цел фотоелектронни електрони се ускоряват от електрическо поле. Цифрата показва колко инцидента светлинните лъчи върху фотокатодния K, електроните се свали от нея. Тези електрони, които влизат в източник на замърсяване и Е1 до релеф нови електрони от тях, и така нататък. Г. Постепенно се появява милиарди електрон лавина, която идва към анод А. Когато Star много слаба, а след това с помощта на electrophotometer и фотоусилвателна може да получи точност до 0, 01 величина, а дори и по-висока.

Телевизионни системи и дават възможност да се открият много слаби източници на светлина, но заради тромавата и скъпа, докато не бъдат въведени бавно.