絶対等級

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絶対等級(ぜったいとうきゅう)とは、天体が仮に我々から見てある基準となる距離にあったとしたときの、その天体の視等級(見かけの等級、m)である。絶対等級を用いると、天体までの距離を考えないで、色々な天体の明るさを比較することが出来る。

恒星の絶対等級[編集]

恒星天文学及び銀河天文学において、基準となる距離は10パーセク(約32.616光年、3×1014km)である。10パーセクの距離にある恒星は0.1″(100ミリ)の視差を持つ。

絶対等級は視等級と同じく、明るさが約2.512倍だけ違うと1等級だけ明るさが違い、数字が5小さくなると明るさはちょうど100倍になるという決まりを使っている(\sqrt[5]{100} ≈ 2.512[1])。例えば天の川の絶対等級は約−20.5等級である。従って絶対光度が−25.5等級であるクエーサーは、我々のいる銀河よりも100倍明るいことになる。もしあるクエーサーと我々の銀河が同じ距離に並んで見えたとしたら、クエーサーは5等級(100倍)だけ我々の銀河より明るく見えることになる。

絶対等級を定義するには、測定している電磁放射のタイプをはっきりさせることが必要である。放出エネルギーの合計について述べる場合、適切な用語は輻射等級(放射等級,bolometric magnitude)である。ある天体の絶対等級が低くなればなるほど、その天体の輝度は高くなる。方程式により、視等級と絶対等級は、視差を媒介に関係している。

肉眼で見える恒星の多くは、10パーセクの位置にあっても地面に影が映るほどの絶対等級を持っている。例えばリゲル(−7.2等)、デネブ(−7.2等)、とも座ζ星(−6.0等)、そしてベテルギウス(−5.6等)などである。比較すると、シリウスは絶対等級で1.47等であり太陽は可視光での絶対等級で4.83等である(参考値)。

恒星の絶対等級は一般に−10等から+17等までの間に収まる。一方、銀河の絶対等級の数値は遥かに小さい(明るい)場合がある。例えば、巨大な楕円銀河であるM87の絶対等級は−22等である。

計算方法[編集]

恒星の絶対等級M\!\,視等級m\!\,光度距離D_L\!\,から算出することができる。

 M = m - 5 (\log_{10}{D_L} - 1)\!\,

極めて遠い天体に対してはユークリッド近似は正当な根拠がなく、天体までの光度距離を計算するときは一般相対性理論を考慮に入れなければならない。

近距離の天体に対してユークリッド近似を用いる場合、恒星の絶対等級M\!\,視等級視差から計算することができる。

 M = m + 5 (\log_{10}{\pi} + 1)\!\,

ここでπとは単位の恒星の視差である。

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リゲル(Rigel)は視等級mV=0.18等であり距離は約773光年である。
ベガ(Vega)の視差は0.133″であり、視等級は+0.03等である。
MVVega = 0.03 + 5*(1 + log10(0.133)) = +0.65
ケンタウルス座アルファ星(α Cen)の視差は0.750″であり視等級は-0.01等である。
MVα Cen = −0.01 + 5*(1 + log10(0.750)) = +4.37

視等級[編集]

絶対等級M\!\,が与えられると、我々の銀河内にある任意の距離の天体の視等級d\!\,を計算することもできる。

 m = M + 5 (\log_{10}{d} - 1)\!\,

我々の銀河の外にあるような非常に遠距離の天体では、d の代わりに光度距離DLを使わなければならない。 10

惑星などの絶対等級 (H)[編集]

惑星彗星小惑星の場合、恒星ではない天体についてより意味のある別の定義の絶対等級が使われる。

この場合の絶対等級は、ある天体が太陽地球の両方から1天文単位(AU)にあり、位相角(太陽と天体、天体と観測者を結ぶ線の間の角)が0度であるとした時の視等級として定義される。これは物理的には有り得ない状態であるが、計算には便利である。

恒星や銀河の絶対等級を惑星などの絶対等級に変換するには、31.57を減じればよい。この数値は、太陽の視等級の−26.8等と、(恒星の)絶対等級の+4.8等の違いとも一致する。従って、天の川(銀河の絶対等級−20.5等)は、惑星の絶対等級では−52等になることになる。

計算[編集]

Hについての公式(絶対等級)

 H = m_{Sun} - 5 \log_{10}\frac{ \sqrt { a } r}{d_0}\!\,

ここでm_{Sun}\!\,は1AUの地点から見た太陽の視等級(−26.73等)であり、a\!\,は天体の幾何学的アルベド(0と1の間の数値)、r\!\,は天体の半径d_0\!\,は1AU(≈1億4960万km)である。

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月(Moon): a_{Moon}\!\, = 0.12, r_{Moon}\!\, = 3476/2 km = 1738 km

 H_{Moon} = m_{Sun} - 5 \log_{10}\frac{ \sqrt { a_{Moon} } r_{Moon}}{d_0} = +0.25\!\,

視等級[編集]

絶対等級は、異なる状況にある天体の視等級を計算する補助として使われることがある。

m = H + 2.5 \log_{10}{(\frac{d_{BS}^2 d_{BO}^2}{p(\chi) d_0^4})}\!\,

ここで

d_0\!\,は1AU、\chi\!\,位相角である。余弦定理より、以下のようになる。

\cos{\chi} = \frac{ d_{BO}^2 + d_{BS}^2 - d_{OS}^2 } {2 d_{BO} d_{BS}}\!\,

p(\chi)\!\,相積分(反射光の積分で、0と1の間の数値)である。

例: 理想拡散反射 - 惑星などの天体への適当な第一近似である。

p(\chi) = \frac{2}{3} ( (1 - \frac{\chi}{\pi}) \cos{\chi} + (1/\pi) \sin{\chi} )\!\,

満位相の散乱球は同じ直径の散乱円盤の2/3を反射する。
距離:
d_{BO}\!\,は観測者と天体の間の距離である。
d_{BS}\!\,は太陽と天体の間の距離である。
d_{OS}\!\,は観測者と太陽の間の距離である。

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H_{Moon}\!\, = +0.25
d_{OS}\!\, = d_{BS}\!\, = 1 AU
d_{BO}\!\, = 384,500 km = 2.57 mAU
地球から見た月の明るさはどのぐらいか
満月: \chi\!\, = 0, (p(\chi)\!\, ≈ 2/3)
m_{Moon} = 0.25 + 2.5 \log_{10}{(\frac{3}{2} 0.00257^2)} = -12.26\!\,
(実際は -12.7等) 満月は満位相の時、完全散乱反射体の予想より30%多い光を反射する。
位相角90°の月: \chi\!\, = 90°, p(\chi) \approx \frac{2}{3\pi}\!\, (散乱反射体の場合)
m_{Moon} = 0.25 + 2.5 \log_{10}{(\frac{3\pi}{2} 0.00257^2)} = -11.02\!\,
(実際は約−11.0等) 拡散反射体の公式は位相が小さいときによく当てはまる。

出典・脚注[編集]

  1. ^ 更に厳密には\sqrt[5]{100}≒2.5118864315095801…となる

関連項目[編集]

  • HR図 - 絶対等級や光度の、スペクトル型や表面温度に対する関係。
  • ジャンスキー 電波天文学者たちに好んで使われる単位 - linear in power/unit area

外部リンク[編集]

Absolute Magnitude(絶対等級)という名前のSF雑誌もある。