Công Cụ Tính Độ Lớn Tuyệt Đối

Cách Sử Dụng Công Cụ Tính Độ Lớn Tuyệt Đối

1. 1. Chọn điều cần tìm. Độ lớn tuyệt đối M là câu hỏi thường gặp nhất: một ngôi sao thực sự sáng đến đâu. Chọn Độ lớn biểu kiến m để dự đoán vật thể sẽ sáng thế nào khi ở một khoảng cách cho trước, hoặc Khoảng cách d khi bạn biết cả hai độ lớn.
2. 2. Nhập hai đại lượng còn lại. Độ lớn có thể âm, và khoảng cách có thể tính bằng parsec, năm ánh sáng, kiloparsec, megaparsec hoặc đơn vị thiên văn. Menu Bắt đầu từ một thiên thể nạp sẵn Mặt Trời, Sirius, Vega, Proxima Centauri và Thiên Hà Andromeda.
3. 3. Thêm độ tắt sáng nếu bạn biết. Bụi nằm giữa bạn và thiên thể làm nó mờ đi A độ lớn. Với các ngôi sao gần, hãy để bằng 0.
4. 4. Đọc kết quả. Bạn nhận được đại lượng cần tìm, mô đun khoảng cách, khoảng cách theo parsec và năm ánh sáng, cùng độ sáng theo đơn vị Mặt Trời. Bảng thứ hai so sánh hai độ lớn bất kỳ.

Độ Lớn Biểu Kiến và Độ Lớn Tuyệt Đối

Thang độ lớn xếp hạng độ sáng theo chiều ngược lại: vật càng sáng thì số càng nhỏ, và Mặt Trời là −26,74. Độ lớn biểu kiến m là vật thể trông sáng đến đâu từ nơi bạn đứng. Độ lớn tuyệt đối M là nó sẽ sáng đến đâu nếu đặt ở khoảng cách cố định 10 parsec (32,6 năm ánh sáng), nhờ đó loại bỏ khoảng cách khỏi phép so sánh và đo được độ sáng nội tại. Vì ánh sáng suy giảm theo bình phương khoảng cách và năm độ lớn đúng bằng hệ số 100 về độ sáng, hai đại lượng này liên hệ với nhau qua mô đun khoảng cách:

m − M = 5 log₁₀(d ÷ 10 pc) = 5 log₁₀ d − 5

m − M = 5 log₁₀ d − 5 + A

d = 10^((m − M + 5) ÷ 5) parsec

Ở đúng 10 pc thì m = M. Xa gấp mười lần, tức 100 pc, làm thiên thể mờ hơn 5 độ lớn, và mô đun 25 đặt nó ở khoảng cách một megaparsec. Khoảng cách ở đây tính bằng parsec, vì vậy 1 AU bằng 4,8481 × 10⁻⁶ pc.

Ví Dụ Minh Họa

Các độ lớn V biểu kiến là giá trị SIMBAD, còn khoảng cách lấy từ thị sai, ngoại trừ 1 AU của Mặt Trời và 0,78 Mpc đã làm tròn của Andromeda. Sirius là ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm, thế nhưng với M = 1,43 nó sáng gấp khoảng 22 lần Mặt Trời theo ánh sáng V. Proxima Centauri, với M = 15,56, có độ sáng thị giác nhỏ hơn một phần mười nghìn của Mặt Trời, nên dù là ngôi sao gần nhất, nó vẫn không thể nhìn thấy nếu không có kính thiên văn. Thiên Hà Andromeda ở M = −21,02 tỏa sáng khoảng hai mươi tỷ Mặt Trời.

Từ Độ Lớn Đến Độ Sáng

Độ sáng theo đơn vị Mặt Trời suy ra từ việc so sánh các độ lớn tuyệt đối: L ÷ L☉ = 10^(0,4 × (M☉ − M)). Kết quả chỉ có ý nghĩa khi cả hai độ lớn thuộc cùng một băng. Công cụ cung cấp độ lớn bolomet danh định 4,74 của Mặt Trời, do IAU đặt năm 2015 cho toàn bộ bức xạ, và độ lớn băng V 4,81 của Mặt Trời theo Willmer (2018). Đưa M băng V 1,43 của Sirius vào phép so sánh V cho 22,4 lần Mặt Trời, còn đưa vào phép so sánh bolomet thì cho 21,0; cả hai đều không phải độ sáng bolomet thật của nó, vì các ngôi sao bức xạ ra ngoài dải nhìn thấy, và điều đó cần một hiệu chỉnh bolomet.

So Sánh Các Độ Lớn

Chênh lệch Δm độ lớn tương ứng với tỷ lệ độ sáng 10^(0,4 Δm). Một độ lớn là 2,512, năm độ lớn đúng là 100, mười độ lớn là 10.000. Sirius ở −1,46 sáng hơn Vega ở 0,03 gấp 3,9446 lần, và Mặt Trời sáng hơn Trăng tròn khoảng 400.000 lần, vì Trăng tròn có độ lớn −12,74. Bảng thứ hai thực hiện phép tính này cho bất kỳ cặp nào.

Giới Hạn

• Một băng duy nhất. Độ lớn biểu kiến và tuyệt đối phải dùng cùng một bộ lọc, thường là V.
• Độ tắt sáng. Bụi làm các vật thể xa trông mờ hơn và đỏ hơn. Nếu không có A, khoảng cách bạn giải ra sẽ quá lớn.
• Sao biến quang. Sao đập hoặc sao nhật thực không có một độ lớn duy nhất; hãy dùng giá trị trung bình.
• Khoảng cách vũ trụ. Với các thiên hà có dịch chuyển đỏ trên khoảng 0,1, cần dùng khoảng cách độ sáng, chứ không phải mô đun đơn giản.

Câu Hỏi Thường Gặp

Độ lớn tuyệt đối là gì?

Đó là độ lớn biểu kiến mà một vật thể sẽ có nếu nó cách người quan sát đúng 10 parsec (32,6 năm ánh sáng). Vì khoảng cách đã được loại bỏ, độ lớn tuyệt đối đo độ sáng thật của vật thể. Của Mặt Trời là khoảng 4,8, nghĩa là nó sẽ là một ngôi sao mờ nhưng vẫn nhìn thấy được ở khoảng cách 10 parsec.

Làm sao chuyển độ lớn biểu kiến sang độ lớn tuyệt đối?

Dùng M = m − 5 log₁₀(d) + 5, với d tính bằng parsec. Với Sirius, m = −1,46 và d = 2,6371 pc, nên M = −1,46 − 2,106 + 5 = 1,43. Cộng độ tắt sáng A vào phần bị trừ khi bụi giữa sao làm ánh sáng mờ đi.

Làm sao tìm khoảng cách của một ngôi sao từ các độ lớn?

Biến đổi mô đun khoảng cách: d = 10^((m − M + 5) ÷ 5) parsec. Một ngôi sao có m = 15 và M = 5 có mô đun 10 và cách 1000 pc. Đây là phương pháp nến chuẩn dùng cho sao biến Cepheid và siêu tân tinh.

Vì sao các ngôi sao sáng hơn có độ lớn nhỏ hơn?

Thang này xuất phát từ cách người Hy Lạp cổ đại xếp hạng sao từ độ lớn thứ nhất, sáng nhất, đến thứ sáu, mờ nhất. Năm 1856, Norman Pogson điều chỉnh để năm độ lớn bằng hệ số 100 về độ sáng, đó là lý do các con số vẫn chạy ngược và các vật sáng nhất có giá trị âm.

Mô đun khoảng cách là gì?

Đó là hiệu m − M giữa độ lớn biểu kiến và độ lớn tuyệt đối, chỉ phụ thuộc vào khoảng cách (và độ tắt sáng). Mô đun 0 nghĩa là 10 pc, 5 là 100 pc, 10 là 1 kpc và 25 là 1 Mpc. Các nhà thiên văn thường nêu khoảng cách đến một thiên hà hay một cụm sao bằng mô đun của nó.

Độ lớn 1 sáng hơn độ lớn 6 bao nhiêu lần?

Chính xác 100 lần, vì năm độ lớn được định nghĩa bằng hệ số 100. Mỗi bước độ lớn đơn lẻ là hệ số 100^(1/5) = 2,512, nên tỷ lệ cho bất kỳ chênh lệch Δm nào là 2,512^Δm.