關于星等的解釋
星等是衡量天體光度的量。為了衡量星星的明暗程度，古希臘天文學家喜帕恰斯在公元前二世紀首先提出了星等這個概念。下面是小編為大家整理的關于星等的解釋，僅供參考，歡迎閱讀。
1850年，英國天文學家普森提出的衡量天體亮度的單位.一個星等規(guī)定為亮度比的2.512倍，如5等星比六等星亮2.512倍，因此星等相差5等亮度便差100倍，由于星等范圍太小，又引入了負星等，來衡量極亮的天體.視星等是地球上的觀測者所見的天體的亮度，太陽的視星等為-26.7等，滿月約為-11等，天狼星為-1.5等.絕對星等是在距天體10秒差距(32.6光年)處所看到的亮度，太陽的絕對星等為4.8等;熱星等是測量恒星整個輻射，而不是只測量一部分可見光所得到的星等;單色星等是只測量電磁波譜中某些范圍很窄的輻射而得的星等;窄頻帶星等是測量略寬一點的頻段所得的星等;寬頻帶星等的測量范圍更寬;人眼對黃色最敏感，因此目視星等也可稱為黃星等.
星等是天文學上對星星明暗程度的一種表示方法，記為m。天文學上規(guī)定，星的明暗用星等來表示，星等數(shù)越小，說明星越亮，星等數(shù)每相差1，星的亮度大約相差2.5倍。我們肉眼能看到的最暗的星是6等星（6m）。天空中亮度在6等以上（即星等數(shù)小于6），也就是我們可以看到的星有6000多顆。當然，每個晚上我們只能看到其中的一半，3000多顆。滿月時月亮的亮度相當于-12.6等（在天文學上寫作-12.6m）；太陽是我們看到的最亮的天體，它的亮度是-26.7m；而當今世界上最大的天文望遠鏡能看到暗至24m的天體。我們在這里說的“星等”，事實上反映的是從地球上“看到的”天體的明暗程度，在天文學上稱為“視星等”。太陽看上去比所有的星星都亮，它的視星等比所有的星星都小的多，這只是沾了它離地球近的'光。更有甚者，象月亮，自己根本不發(fā)光，只不過反射些太陽的光，就儼然成了人們眼中第二亮的天體。天文學上還有個“絕對星等”的概念，這個數(shù)值才能真正反映了星星們實際發(fā)光本領。
起源發(fā)展
公元前二世紀，古希臘天文學家喜帕恰斯在愛琴海的羅德島建立觀星臺，并在天蝎座看到一顆陌生的星。為了描述這顆前人沒有記錄的星星，他決定繪制一份詳細的星圖。經過頑強的努力，這份標有上千顆恒星位置和亮度的星圖誕生了。喜帕恰斯將恒星按照亮度分成等級，最亮的二十顆作為一等星，最暗的作為六等星，中間又有二等星、三等星、四等星、五等星。喜帕恰斯在2100多年前創(chuàng)立的“星等”的概念一直沿用到今天。
到了1850年，由于光度計在天體光度測量中的應用，英國天文學家普森（M.R.Pogson）把肉眼看見的一等星到六等星做了比較，發(fā)現(xiàn)星等相差5等的亮度之比約為100倍。于是提出的衡量天體亮度的單位，一個星等間的亮度比規(guī)定為2.512倍。它是天體光度學的重要內容。當然，現(xiàn)在對天體光度的測量非常精確，星等自然也分得很精細，由于星等范圍太小，又引入了負星等，來衡量極亮的天體，把比一等星還亮的定為零等星，比零等星還亮的定為－1等星，依此類推，同時，星等也用小數(shù)表示。星等又分視星等和絕對星等，視星等是地球上的觀測者所見的天體的亮度，比如，全天最亮的恒星天狼星為－1.45等星，老人星為－0.73等星，織女星為0.04等星，牛郎星為0.77等星。而絕對星等是在距天體10秒差距（32.6光年）處所看到的亮度，太陽的絕對星等為4.75等；熱星等是測量恒星整個輻射，而不是只測量一部分可見光所得到的星等；單色星等是只測量電磁波譜中某些范圍很窄的輻射而得的星等；窄頻帶星等是測量略寬一點的頻段所得的星等；寬頻帶星等的測量范圍更寬；人眼對黃色最敏感，因此目視星等也可稱為黃星等。
視星等
天體光度測量直接得到的星等同天體的距離有關，稱為視星等，它反映天體的視亮度。一顆很亮的星可以由于距離遠而顯得很暗（星等數(shù)值大）；而一顆實際上很暗的星可能由于距離近而顯得很亮（星等數(shù)值�。�。對于點光源，則代表天體在地球上的照度。星等常用m表示。對單一波長測定的單色星等差與輻射探測器的特性無關。但在一定波段內測定的星等差，隨探測器的選擇性而不同。因此，對應不同探測器有各種星等系統(tǒng)。例如：
目視星等mv 是人眼測定的星等。美國哈佛大學天文臺規(guī)定小熊座λ 星的mv=+6.55 等，以此來確定目視星等的零點。例如，太陽的目視星等為－26.74 等；天狼星的目視星等為－1.6 等。目視星等為 1 等的星，在地面的照度約等于 8.3×10-9勒克司。
照相星等mp 是用藍敏照相底片測定的星等。國際照相星等Ipg 的零點是這樣規(guī)定的：令目視星等介于 5.5～6.5 等間的 A0 型星的平均Ipg 為mv。
仿視星等mpv、國際仿視星等Ipv 是用正色底片加黃色濾光片測定的。它的分光特性與人眼相近，實際上取代了目視星等。
光電星等是用光電倍增管測定的星等。目前最常用的光電星等系統(tǒng)是UBV測光系統(tǒng)。U為紫外星等，B為藍星等，V為黃星等（和目視星等相似）。
熱星等mbol 是表征天體在整個電磁波段內輻射總量的星等。不能直接由觀測來確定，只能由多色測光的星等結合理論計算來求得。隨著各波段測光技術特別是大氣外觀測的發(fā)展，確定熱星等的精度越來越高。
日視星等
是指我們用肉眼所看到的星等�？磥聿煌怀龅�、不明亮的恒星，并不一定代表他們的發(fā)光本領差。道理十分簡單：我們所看到恒星視亮度，除了與恒星本生所輻射光度有關外，距離的遠近也十分重要。同樣亮度的星球
距離我們比較近的，看起來自然比較光亮。所以晦暗的星并不代表他比較光亮的星細小。
照相星等
UBV 系統(tǒng)包括對天體在三個波長段的輻射測量，傳統(tǒng)上通過在檢測系統(tǒng)前放置標準濾光片實現(xiàn)：
U：波長 360nm 左右，測量近紫外線成份，所得為紫外星等。
B：波長 440nm 左右，測量藍色成分，所得為藍色星等（藍等，英文 Blue magnitude）。
V：波長 550nm 左右，測量黃、綠色成分，和人眼所見亮度接近，所得為可見星等。天文文獻中，不特別說明的星等一般是可見星等。
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