本徵光度

天文學家使用本徵光度來表示一顆恆星的明亮程度，不考慮因星際塵埃或氣體引起的距離或吸收的影響。

基本介紹

• 中文名：本徵光度
• 外文名：Intrinsic brightness
• 領域：天文學

理論介紹

天文學家使用本徵光度來表示一顆恆星的明亮程度，不考慮因星際塵埃或氣體引起的距離或吸收的影響。

由平方反比定律，一顆明亮的遙遠恆星的光度可能小於附近的一顆昏暗的恆星的光度，這意味著，恆星的固有亮度是通過其絕對星等來度量的。

反比定律

反平方定律是一個物理學定律，又稱平方反比定律、逆平方律、反平方律；如果任何一個物理定律中，某種物理量的分布或強度，會按照距離源的平方反比而下降，那么這個定律就可以稱為是一個反平方定律。

絕對星等

在天文學上，絕對星等（Absolute magnitude,M）是指把天體放在指定的距離時（10秒差距）天體所呈現出的視星等（Apparent magnitude,m）。此方法可把天體的光度在不受距離的影響下，作出客觀的比較。

恆星與星系的絕對星等M

在測量恆星與星系的絕對星等，標準距離設為10秒差距，約32.6164光年或300兆公里，此時該天體的視差值為0.1"。

在定義其絕對星等時，必須指定要測量哪一類型的電磁輻射。如果按其釋出的能量計算，其結果會稱為輻射熱強度。星等值越低，代表天體越亮。絕對星等和視星等，可以通過視差（距離）換算。

由於距離較遠的原因，許多恆星的絕對星等要比其視星等低（亮）很多；而有些恆星由於距離我們較近的原因，其絕對星等會變大（暗）很多。

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（亮度單位）的視星等為-13.98。

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−1.45，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。

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。

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。

相關定義

• 星等
  
• 視星等
  
• UBV星等系統
  
• 恆星光度列表