مقدار (علم الفلك)

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
Night sky with a very bright satellite flare
Hubble Ultra Deep Field part.jpgCometBorrelly1002.jpg
  • الأعلى: مصادر للضوء بأحجام مختلفة. ويمكن رؤية الأقمار الصناعية مضيئة و مشرقة في السماء ليلا.
  • أسفل: صورة من هابل لحقل في أعماق السماء مثل قدره 30 (لليسار). مذنب ، الألوان تظهر بسطوع من ثلاث درجات.

في علم الفلك قدر هو مقياس لوغاريتمي لسطوع جسم في السماء، و يكون على الطول الموجي أو النطاق العالي في الطيف المرئي أو الأشعة تحت الحمراء. وقد تم العمل بالمقدار أول مرة من طرف الفلكي اليوناني أبرخش.

علماء الفلك يستخدمون نوعين معروفان من القدر :

القدر الظاهري : يعبر عنه ب m أو vmag في الطيف المرئي وهو سطوع جسم ما في سماء الليل من الأرض .

القدر مطلق : يعبر عنه (Mv , V , H) يصف سطوع جسم ما إذا تم وضعها على مسافة معينة من الأرض ، المسافة هي 10 فرسخ فلكي للنجوم و 1 وحدة فلكية إذا كان كوكب أو كويكب ، يقدر حجم كويكب عادة على أساس حجمه المطلق [1] .

الجسم الأكثر إشراقا تكون له قيمة مقدار منخفضة و الأكثر إشراقا يمتلك مقدار سلبي . الشمس مثلا لها مقدار ظاهري -27 (ناقص سبعة وعشرون)، القمر الكامل -13 ، كوكب الزهرة -5 ، الشعرى اليمانية ألمع نجوم مرئية في السماء ليلا لديه -1.5.

القدر الظاهري يمكنه استخدامه مع الأجسام المصنوعة من طرف البشر في مدار الأرض ، أقوى سطوع للساتل يكون بقدر ظاهري -9 ، و محطة الفضاء الدولية تصل إلى -6 .بما أن القياس لوغاريتمي ، أي تغير في قدر السطوع يكون بمعامل 2.512 ، فالنجوم التي لها قدر 4 تكون مائة مرة أكثر إشراقا من نجوم بقدر 9 , اختلاف المقدار بين النجمين هو 5 يعني 2.512 أس 5 (2.512^5) [2] .

تاريخ[عدل]

نظام المقدار يعود ما يقرب من 2000 سنة إلى الفلكي اليوناني أبرخش (أو الفلكي الإسكندري بطليموس - المراجع تختلف) الذي يصنف النجوم من وضوح لمعانها ، وهو ما اعتبروه الحجم ( كبر حجم )[3]. للعين المجردة، تظهر نجمة الشعرى اليمانية أو السماك الرامح أكبر من نجمة المئزر والتي تبدو أكبر من النجم الخافت سها .

كان تعيين النجوم الأكثر إشراقا بنجوم الدرجة الأولى"القدر الأول"، في حين النجوم الخافتة للعين المجردة هي "القدر السادس" أو من الدرجة 6. يتسم نظام التصنيف بالبساطة عند الانتقاء من السطوع نجمي و قسمت النجوم إلى ست مجموعات متميزة لكن لم يتطرق إلى الاختلافات في السطوع ضمن مجموعة.

حاول تيخو براهي مباشرة قياس "اكبر" النجوم من حيث الحجم الزاوي،وخلص إلى أن نجوم الدرجة الأولى بقياس 2 دقيقة قوسية في مقدارها الظاهري (1/30 درجة، أو 1/15 من قطر القمر الكامل)، و المجموعة الثالثة من التصنيفات الستة للنجوم قياس 02/03، 13/12، 04/03، 02/01، 03/01'، تعتبر متعاقبة . تطوير التلسكوب اظهر أن هذه الأحجام الكبيرة كانت وهمية لأن نجوم كانت صغيرة من خلال التلسكوب.

أولى التلسكوبات كانت تلمح صور زائفة للنجوم لأنها تفقع شكل النجوم (معروف أيضا بظاهرة قرص أيري نسبة إلى العالم جورج إيري) ناتج الصور يوهم أن النجوم الأكثر إشراقا كبيرة الشكل و الأقل ضياء هي صغيرة .تشويش قرص أيري غالط علماء الفلك من غاليليو إلى جاك كاسيني ، وبالتالي فإن الناس في القرن الثامن عشر واصلو الاعتقاد بأن قدر (الضياء) هو قياس للحجم المادي للنجم .

أنشأ يوهانس هيفيليوس جدول دقيق للنجوم باستخدام التيليسكوب .و أصبح قاس الأقطار برتب تبدأ من 6 ثواني قوسية للمقدار الأول نزولا ثانيتين قوسيتان لترتيب السادس من القدر.

مع الوقت اكتشف العالم الفلكي ويليام هيرشل ان التليسكوب ذو العدسة المحدبة يعطي شكل للنجم كاذب و القدر الإشراقة مشوش و ان هناك نجوم لها حجم كبير بالمقارنة مع مقدار إشراقه.حتى في القرن التاسع عشر استمر نظام القدر القديم ذو الفئات الست الذي يحدد حجم النجم من حيث حجم القدر [4][5] .

ومع ذلك، في منتصف القرن التاسع عشر كان علماء الفلك يقيسون المسافات إلى النجوم عبر المنظر النجمي، و فهمو أن النجوم هي أساسا بعيدا جدا حتى تظهر كمصادر للضوء.و بعد التقدم في فهم حيود الضوء والرؤية الفلكية، فهم علماء الفلك تماما أن الأحجام التي كانت للنجوم زائفة وكيف تتأثرت الأحجام من كثافة الضوء القادم من نجم (هذا هو القدر الظاهري للنجم، و الذي يمكن قياسه بوحدات واط / سم2) و يعني ان النجوم الأكثر إشراقا تظهر أكبر حجما.

تعريف الحديث[عدل]

قد المقاس الفوتومتري ( على سبيل المثال،صنع نجم زائف باستخدام الضوء في حقل التلسكوب وتعديله لمقارنة السطوع بينه وبين النجوم الحقيقية ) أظهرت أن قدر النجوم الدرجة الأولى 100 مرات أكثر إشراقا من النجوم في القدر السادس

في عام 1856 نورمان بوغسون اقترح مقياس لوغاريتمي من تقريبا 2.512 اعتمادها بين ترتيب القدر، هذا يتوافق مع خمس ترتيبات للمقادير [6][7] . كل تصنيف من القدر يعادل الاختلاف في سطوع 1001/5 أو ما يقرب من 2.512 مرة من سابقه . ونتيجة لذلك، نجم الدرجة الأولى حوالي 2.5 مرات أكثر إشراقا من نجم القدر الثاني، و مشرق2.52 من نجم بالقدر الثالث، و مشرق 2.53 من نجم بالقدر الرابع، و هكذا.

هذا هو نظام القدر الحديث، والذي يقيس سطوع، وليس الحجم الظاهري للنجوم. باستخدام المقياس اللوغاريتمي، فمن الممكن لنجمه أن تكون أكثر إشراقا من "الدرجة الأولى"، لذلك السماك الرامح له قدر 0، الشعرى اليمانية قدر -1.46.

السلم[عدل]

كما ذكر أعلاه، يظهر السلم المعتمد "في الاتجاه المعاكس، مع الأجرام المشرقة يكون المقدار سلبي مقارنتا مع التي لديها مقدار إيجابي.

Number-line.svg

الأجسام التي تظهر إلى اليسار من الخط هي أكثر إشراقا، في حين أن الأجسام التي تظهر إلى اليمين هي باهتة.

مشكلات[عدل]

تنخدع العين البشرية بسهولة، تصنيف أبرخش مثال عن ذلك . العين البشرية هي أكثر حساسية للأصفر / أحمر من اللون الأزرق، وأفلام التصوير الضوئي أكثر إلى اللون الأزرق من لأصفر / أحمر، و هذا يعطي قيم مختلفة للجسم من حيث الحجم و المقدار في التصوير الفوتوغرافي . ويمكن أيضا أن يتأثر القدر الظاهري من عوامل عدة مثل الغبار أو السحب لأنها تمتص بعض من الضوء.فمن البديهي وجود نجم فائق الضخامة لكن باهت جدا لأن مقداره منخفض جدا.

امثلة[عدل]

جدول القدر للأجسام السماوية والأقمار الصناعية بدءا من المتألقة إلى أضعف جسم مرئي بتلسكوب هابل الفضائي (HST):

القدر الظاهري سطوع

بالنسبة ل المقدار 0

مثال القدر الظاهري سطوع

بالنسبة ل المقدار 0

مثال القدر الظاهري سطوع

بالنسبة ل المقدار 0

مثال
−27 6.31×1010 الشمس −7 631 المستعر الأعظم 1006 13 6.31×10−6 سي 273 / حدود تلسكوب 4.5–6" (11–15 سم)
−26 2.51×1010 −6 251 محطة الفضاء الدولية 14 2.51×10−6 بلوتو / حدود تلسكوب 8–10" (20–25 سم)
−25 1×1010 −5 100 الزهرة 15 1×10−6
−24 3.98×109 −4 39.8 الأجسام البعيدة وضوحا خلال النهار بالعين المجردة عندما تكون الشمس عالية 16 3.98×10−7 شارون
−23 1.58×109 −3 15.8 المشتري - المريخ 17 1.58×10−7
−22 6.31×108 −2 6.31 عطارد 18 6.31×10−8
−21 2.51×108 −1 2.51 الشعرى اليمانية 19 2.51×10−8
−20 1×108 0 1 النسر الواقع - زحل 20 1×10−8
−19 3.98×107 1 0.398 قلب العقرب 21 3.98×10−9 كاليرهوي
−18 1.58×107 2 0.158 الجدي 22 1.58×10−9
−17 6.31×106 3 0.0631 قلب تشارلز 23 6.31×10−10
−16 2.51×106 4 0.0251 ألفا السرطان 24 2.51×10−10
−15 1×106 5 0.01 فيستا - اورانس 25 1×10−10 فينرير
−14 3.98×105 6 3.98×10−3 حد العين المجردة[8] 26 3.98×10−11
−13 1.58×105 البدر 7 1.58×10−3 سيريس 27 1.58×10−11 حدود تلسكوب 8 متر
−12 6.31×104 8 6.31×10−4 نبتون 28 6.31×10−12
−11 2.51×104 9 2.51×10−4 29 2.51×10−12
−10 1×104 10 1×10−4 حد منظار 7X50 30 1×10−12
−9 3.98×103 سطوع الساتل 11 3.98×10−5 31 3.98×10−13
−8 1.58×103 12 1.58×10−5 32 1.58×10−13 حدود قدرة مرصد هابل الفضائي

مراجع[عدل]

  1. ^ "Glossary—Absolute magnitude (H)". NASA. 21 August 2015. 
  2. ^ "Apparent & absolute magnitude". ESA—educational support. 14 May 2013. 
  3. ^ Heifetz، M.؛ Tirion، W. (2004)، A walk through the heavens: a guide to stars and constellations and their legends، Cambridge: Cambridge University Press، صفحة 6 
  4. ^ Graney، C. M.؛ Grayson، T. P. (2011)، "On the Telescopic Disks of Stars: A Review and Analysis of Stellar Observations from the Early 17th through the Middle 19th Centuries"، Annals of Science، 68 (3): 351–373، doi:10.1080/00033790.2010.507472 
  5. ^ Graney، C. M. (2009)، "17th Century Photometric Data in the Form of Telescopic Measurements of the Apparent Diameters of Stars by Johannes Hevelius"، Baltic Astronomy، 18 (3–4): 253–263، Bibcode:2009BaltA..18..253G، arXiv:1001.1168Freely accessible 
  6. ^ Hoskin، M. (1999)، The Cambridge Concise History of Astronomy، Cambridge: Cambridge University Press، صفحة 258 
  7. ^ Tassoul، J. L.؛ Tassoul، M. (2004)، A Concise History of Solar and Stellar Physics، Princeton: Princeton University Press، صفحة 47 
  8. ^ Under very dark skies, such as are found in remote rural areas