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星等
天体的亮度与星等
星等是神马,星等好吃吗?
星等(Apparentmagnitude),为天文学术语,是指星体在天空中的相对亮度。
一般而言,这也指“视星等”,即为从地球上所见星体的亮度。
在地球上看起来越明亮的星体,其视星等数值就越低。
常见情况下人们使用可见光来衡量视星等,但在科学探测中,红外线等其它波段也有用到。
不同波段探测到的星等数据会有所不同。
一颗星星的星等,取决于它离地球的距离、它本身的亮度(即为绝对星等或者光度)、星际尘埃遮蔽等多重因素。
一般人的肉眼能够分辨的极限大约是6.5等。
视星等最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的,这个天文学家很厉害,还独立发现过岁差现象。
喜帕恰斯当时为了观测,自己编着星表。
自己编星表的都是大神。
他编出来的那个玩应有点像历史课本上的《甘石星经》。
不过,喜帕恰斯星表里面有1022颗恒星(数据来源于喂(维)鸡(基)百科),完爆甘石星经。
更重要的是,星表上标出了星等。
这一点,难能可贵。
这个是人类对恒星亮度的最早的(比较准确的)数值记录。
他按照星星的亮度划分为6个等级,即1等星到6等星。
但是,目测是一种比较弱的记录方法。
当时,喜哥找了几个亮星,记为一等,又找了几个暗星,又记为六等。
不过,这几个星都是恒星——织女、牛郎、必修五(毕宿五)之类的,对于金星,对于木星,没法用1-6的任何数字描述他的亮度。
还有,太阳、月亮,这些亮瞎狗眼的东西,要描述亮度,肿么办?
直到1850年,发生了改变。
英国一个叫普森的小伙(他当时只有21岁,自古英雄出少年),发现了一个规律:
一等星比六等星亮100倍。
这个规律了不得,它给量化星等铺平了道路。
怎么量化?
如果你是学霸,可以打开高中数学人教A版必修一。
对数那一块,课后有一个像拓展阅读一样的东西,中间提到了对数在天文学上的应用,用了一个词:
“狂喜”。
的确,当时开普勒发现开三,是硬凑的式子,据说凑了很长时间。
如果他对半长径、周期求个lg,那么他就会神奇的发现有三比二的关系,也就不用费那么大劲。
不过,当时木有对数。
所以,开普勒的青春啊…像小鸟一样不回来~…(这首歌怎么唱来着?
)
重新定义后的星等,每级之间亮度则相差2.512倍(
),1勒克司(亮度单位)的视星等为-13.98。
但1到6级星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度,天文学家延展本来的等级──引入“负星等”概念。
这样整个视星等体系一直沿用至今。
如牛郎星为0.77等,织女星为0.03等(有时也作为标准零等星看),除了太阳之外最亮的恒星天狼星为-1.45等,太阳为-26.7等,满月为-12.8等,金星最亮时为-4.89等。
现在地面上最大的望远镜可看到24等星,而哈勃望远镜则可以看到30等。
那么,星等是怎样测算的呢?
假定有两颗恒星,其星等分别为
和
(
),它们的亮度分别是
和
,其亮度比率为:
两边取对数(因lg2.512=0.4)得:
如果取0等星(
)的亮度
,则有:
它表明,只要有明确的0等星和它的标准亮度,就可以根据所测得的天体亮度E,计算其星等m。
这就是著名的普森公式。
因为测量的标准不同,所以公式有时需要改成:
C是零点改正常数。
我们既然知道一等六等差了100倍,那么,就可以有这个式子:
啥意思?
、
是两只猩猩(划掉)星星的星等,
、
是这两只☆★的亮度(更准确的讲,在这里叫做辐射流量,不过我记得用F表示的比较多)。
不信,你把1、6、100这几个数带入试试,对不对?
另外,我们知道2.512的5次方是100,所以,2.512也是一个重要的数字,表示了星等相差一等的两颗星的亮度的比例(“的”好多啊...原谅编者我的语文不好...)。
2.512就叫做普森比例了,来表彰杰出文艺青年普森。
看月亮的时候,可以对月亮眨眨眼,因为上面有一个环形山,就是以他命名的。
不过上面也有柯西牛顿等等狗人让我们数学物理过不去,你眨眼之前要想好...
因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量,它实际上只相当于光学中的照度;因为不同恒星与地球的距离不同,所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。
LBV1806-20由于躲藏在星云后,在可见光下仅有35等,然而在穿透力较强的紅外线下可测出8等。
灵活使用不同波长將对观测这类天体大有帮助。
由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素,会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。
例如巴纳德星距离地球仅6光年,却无法被肉眼所见(9.54等)。
如果人们在理想环境下(清澈、晴朗且没有月亮的夜晚),肉眼能观察到的半个天空平均约3000颗星星(至6.5等计算),整个天球能被肉眼看到的星星则约有6000颗。
大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。
现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系,其星等约为6.3,距离地球约290万光年。
历史上肉眼能看见的最远天体是GRB080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴,距离地球达到75亿光年,视星等达到5.8,相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。
另外,宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。
由于尘埃的遮蔽,一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。
有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见。
星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。
例如,当超新星爆发时,星体的视星等有机会骤增好几个等级。
在未来的几万年内,一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮,例如喂鸡百科:
葛利斯710在仅约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等(好一个仅...不过对于天文学来说真不算什么。
算一算增亮了多少倍?
)。
星等能干啥?
能吃么?
能帮我找到女朋友么?
——不能。
但能告诉你为什么你在一大城市约妹子晚上到市中心的公园看银河时被甩了两巴掌。
那么我们先说说消光、散射和极限星等。
首先,你想过你为啥白天看不见星星么?
“废话,有太阳呗!
”
但是,为什么有太阳看不见星星?
这个你可能知道,就是因为地球的大气。
地球的大气负责保护着这个星球上几乎所有的生命,当然,也负责散射各种光。
其中,主要是瑞利散射。
该图显示在大气中,由于瑞利散射相对于红光,蓝光的散射光比例比较大。
(纵坐标是阳光被散射的百分比,横坐标是波长,单位纳米
瑞利散射
瑞利散射(Rayleighscattering),由英国物理学家瑞利的名字命名。
它是半径比光或其他电磁辐射的波长小很多的微小颗粒对入射光束的散射。
颗粒可以是单个原子或分子。
它可以发生在当光通过透明的固体和液体,但在气体中最显著。
在大气中太阳光的瑞利散射会导致弥漫天空辐射,这就是天空为蓝色和的太阳本身为黄色色调的原因。
当颗粒尺度相似或大于散射光的波长时,通常是由米氏散射理论,离散偶极子近似和其它计算技术来处理。
瑞利散射适用于相对于光波长的小的颗粒,和光学的“软”颗粒。
瑞利散射光的强度和入射光波长λ的4次方成反比:
其中
是入射光的光强分布函数。
也就是说,所有光都会被散射,且波长较短的蓝光比波长较长的红光更易散射。
那么,你在城市里看不见银河也能解释了。
你白天能生活,是因为有阳光;晚上能有夜生活,也是因为有光,灯光。
既然白天的光能散射,那么晚上城市的灯火,为何不能?
晚上的灯火,被各种散射以后,就形成了光污染,很多暗星就像在白天里一样,被淹没在背景光中,看不见了。
当然,现在我国这伸手不见五指的雾霾和水汽也有一定程度的影响。
如果你有近郊观测经验,那么你可能会看到这样的场景:
远离城市的一边,是明亮的夏季银河;而城市的方向,远方的城市就像被一个光罩盖住了一样,这个的罩杯挺大挺壮观的,只
不过是,那边的天空是没法看了。
闲话少扯,我们还是赶快谈一谈极限星等吧。
极限星等就是你所能够看到的最暗的星星的星等。
极限星等跟什么有关?
你一定看过网上某些坑爹镜的高清高倍大口径微光夜视的广告,比如某牌150球面牛顿反射。
我们不谈光路,我们只谈口径。
口径大,接受星光辐射的面积大,接受的辐射功率就更大,所以,能看到更暗的星。
这个怎么用式子表述?
镜面面积与上面的L成正比,与口径D的二次方成正比。
所以,你要是掌握了一点对数的知识,就可以算出来下面这个式子
前两个是两个光学系统的极限星等,右边的是两个光学系统的口径。
极限星等这个数值越大,理论上讲,你能看见的最暗的星就更暗,能看到的星星自然也会多。
以上还是没有谈到银河的观测。
决定极限星等的因素中,上面所说的这个口径很重要,但不是唯一;。
有的时候,还有一点,就是我们一开始提到的白天看星星的问题——信噪比。
信噪比是一个貌似很牛的概念,其实就是你想要得到的信号(比如星光)和背景干扰信号,叫做噪声(不一定是声音才有噪声,比如光污染)的比例,信噪比当然越高越好。
但是,白天,光污染,这个值就不能高。
信号强度一样,噪声却大了好多,很多你想要的,就淹没在杂讯之中了。
所以,你就看不见了,极限星等就会下降。
曹孟德有诗云:
“月明星稀,乌鹊南飞。
”曹操很早就懂得了信噪比的知识,所以他写出了这首流传千古的诗。
同样,很少有人在满月的时候拍摄星云等深空天体,也是因为信噪比太低,效率低。
如果你能找到一个光污染少的地方,并且月亮小的一天,而且天气要好,那么这样,你就可能看到银河了。
所谓可能,是因为要考虑到银河的方位,如果高度低,还是很难看到。
为何高度低很难看到,我们在下面的消光一部分还会继续提到。
大气消光,会影响极限星等的。
消光
消光(Extinction)是天文学中观测者用来描述被观测的天体发射的光线被路途中的物质(气体和尘埃)吸收和散射的状态。
对地面的观测者而言,消光来自于星际物质(ISM)和地球大气层,他也可能来自于被观测天体周围的星周尘。
大气层的消光在一些波段(X射线、紫外线和红外线)上非常强烈,必须进入太空才能观测。
在可见光的波段上,蓝色远比红色被稀释的强烈,结果是天体会比预期的偏红,星际消光也会使天体红化(不要后面的与红移混淆了)。
打开晴天钟(下图)(一个天气预报的app或网站),你会看到有一栏叫做大气透明度,英文叫做Transparency,单位是星等/大气质量,专业一点,叫做消光因子。
(不要吐槽我们这里的透明度…只是恰逢这几天空气不好而已…)
有这个式子:
按照消光理论可以推得用星等表示的消光公式为:
m(z)=
+kF(z)
F(z)就是大气质量,k就是消光因子,也就是透明度。
如果同时知道k和F(z)的话,我们就可以用天体的视星等计算出消光后的星等。
注意这个视星等,是消光修正之后的,可以看做
月出照片,可以看到月亮的亮度随着它的地平高度的增加而增加。
而且它在地平高度低时更加红。
最后那里是为了地景正确曝光而使得月亮过曝的。
是在大气之外你所看到的星等,不是你看到的星等,恒星的视星等只与距离、绝对星等有关(不考虑星际消光等等)。
所以,天狼星有-1.44等,但是你看到它,经过了大气消光之后,是达不到这个数的,其余推理。
不过,F(z)是能算的,k大多数情况下需要你测。
所以,测消光因子是很有意义的,能帮你算很多东西的,很多社团都在搞这个的测量,来当研究性学习报告,比如贵族学校福州一中、杭高,我们星研屌丝天协弄不起那CCD,弄不起尖峰滤镜,所以玩不转。
(当然,欢迎土豪们给我们捐哈~)
我听过有个观测老手说过这样一件事情:
某年某月中连续三天都是大晴天,而且没有月光干扰,于是他天天晚上下楼去观测,观测地点都一样,每天晚上都看同一个星系,但是有几天成功了,有几天没成功。
这个的原因,就是大气透明度,因为很多自然因素人为因素,它总在变的,大气消光有三种主要的成分:
气体分子的瑞利散射、悬浮微粒的散射和分子的吸收,具体可以参考喂鸡百科。
我的经验,湿度大,透明度指定不能好到哪去。
我要表达的意思是什么呢?
如果你要看星星、看星系、看星云,不要只注重星等,还要注意透明度这个值。
好的情况下,可以达到0.2个星等/大气质量,差的时候,可能会爆表到1左右,比如雾天;另外,消光还会影响这样两个事情:
第一,高度较低的天体的观测。
像我们广州海南的童鞋,即使是理论上能看到大小麦,在这里看到过的人也是寥寥无几(好像是没有...)。
为啥?
高度角太低,大气消光,而且,目视星系受透明度的影响特别敏感。
同理,中原看老人星也是很费劲,一个道理。
所以,高度低的天体一般不去观测,因为消光大,效果差。
第二,高度低的天体发红。
看过落月么?
看过月出么?
红光波长长,受大气消光的影响小,而蓝光紫光受消光影响大,于是会发红。
很多的时候,蓝白色的星星刚升起来看起来是红色的。
同理,星际红化也是这个原理。
探究大气消光的时候,得U-B-V三色来测消光系数,。
不过,作为一个入门教材,咱们不讲实验操作的。
透明度我要说的就这些。
对于目视党而言,这是个极其关键的数据,直接决定了很多你的观测效果。
对于一些二三线城市的观测者,其实在市区没灯的地方能看到银河(例如在我们一中),一年有那么几天是可以的,不过你需要遇到一个透明度很好的天气。
这里也说说星际消光:
星际消光
星际消光是指遥远天体(恒星、星系)发出的电磁波被星际弥漫物质部分吸收、散射,造成光度减弱的现象。
星际消光也叫星际红化。
因为相对于蓝光,红光更加容易穿透星际介质而不被散射。
所以遥远的的星系总是显得偏红。
图中显示的是银河系(MW)、大麦哲伦星系(LMC2、LMC)、和小麦哲伦(SMC)的平均消光曲线。
曲线的绘制对比于波长的倒数以强调紫外线的部分。
我们的宇宙也叫太空,不过太空里面可不是什么都没有,除了有我们熟悉的恒星行星卫星等等之外,还有星际中各种弥漫星云、行星状星云、尘埃气体等,而他们都是消光物质。
1930年,瑞士天文学家特朗普勒首次证明星际消光现象的存在。
由于星系里富含这些消光物质(星系间也有,不过密度比较低),因为我们的银河系也是一个普通星系,所以对于低银纬的天体(即靠近银河的天体),其星际红化现象较严重。
对遥远星体的观测必须扣除星际红化的影响,才能得到正确的天体分布信息。
星际消光定义
我们不妨首先来了解一下在波长λ处的消光
的定义:
其中,
是假若没有消光时恒星辐射到达观测者的流量,
是观测者观测到的辐射流量。
从这个公式来看,我们可以发现消光
其实相当于由于消光造成的天体星等的变化量。
然而实际研究中要想获观测源的内禀能谱分布,即,
是十分困难的,这就使得想要获得各个波长上的星际消光的绝对值
有一定的困难。
为此,研究者们根据其研究的侧重点(消光曲线还是消光分布图),分别发展出了一系列用于测量消光的方法。
常用的测量消光曲线的方法包括单纯利用光谱测量消光的“比对方法”(pairmethod),利用光谱中氢的复合线的强度变化测量消光的复合线法,以及利用测光数据测量消光的色指数法。
测量消光分布图的方法主要有恒星计数法和一系列统计化的色余方法。
另外,我们补充一下,有人总想用望远镜来看银河,其实不太靠谱。
望远镜是来望远的,他通过这样的方法达到望远的目的:
第一是放大,让你需要看的物体对于你的张角变大;第二,增加进光量。
但是如果你实现了第一条,必然会导致你的视野变小,能看到的区域小了。
对于银河这种大视面积天体,正常人很少选择用望远镜来观测,除非你要看银河中的星团星云双星变星。
否则你看到的只是菊部,不是那种横跨天穹的感觉。
另外,银河就是银河系,银河系里面有好多好多星星。
当你用肉眼看银河的时候,你看到的是一条带子,MilkyWay。
但是当你做到了第二条,你会发现原来的一些你看不到的暗星被你看到了,一些观测者管这种现象叫做分解。
你想想,朦胧美让你分解了……那银河还有个看吗……不过,可以看到密密麻麻的星星,如果你没有密集恐惧症,其实这种感觉还是可以的。
结论就是这个。
如果你在城市,想看银河,那么,我们最推荐你买的器材就是:
汽车,如果你足够NB,也可以去买个驾照(开玩笑的!
这是违法行为!
千万不能这样!
)。
找一个安全的光污染较小的地方,比如郊区,比如深山,在一个晴朗的天气看银河就不难了。
那里极限星等更小一些。
现在,我们要来进阶了,绝对星等。
你懂的,在不同的距离上看天体的亮度、星等是不一样的,举个例子,火星大冲,星等可以达到亮瞎狗眼的-2.9等,但是,小冲的时候只有-1等左右。
距离与亮度的二次方成反比,这也是一个平方反比定律,和万有引力定律、库仑定律差不多。
所以,有这个:
我们定义,当D取10秒差距的时候,得到的恒星的星等M为绝对星等。
同时后面就变成了5lgD-5,M-m这个东西叫做距离模数。
这个公式也叫做距离模数公式。
怎么推倒它?
因为亮度与距离的平方成反比:
所以又有:
两边取对数,并整理,得:
换算
如果已知天体的视星等m和距离d,那么可以根据下式得出天体的绝对星等M:
或
其中,
为10秒差,即32.616光年,
是天体的视差,单位是弧秒。
如果已知天体的绝对星等M,和距离d,那么可以根据下式得出天体的视星等m:
或
例子
参宿七的视星等+0.18,距离773光年,则其绝对星等为:
M参宿七=0.18+5xlog10(32.616/773)=-6.7
织女星的视差为0.133",视星等+0.03,则其绝对星等为:
M织女星=0.03+5x(1+log10(0.133))=+0.65
南门二的视差0.750",绝对星等+4.37,则其视星等为:
m南门二=4.37-5x(1+log10(0.750))=-0.01
当然,这个定义不适合太阳系除太阳以外的天体,比如行星、小行星、彗星。
小行星彗星神马的不是自发光天体,反光的和恒星什么的不一样。
行星的绝对星等H
对于行星,彗星,小行星等非恒星天体来说,它们的绝对星等定义是完全不同的。
恒星的绝对星等定义对其不适用。
此时,绝对星等被定义成天体在距离太阳和地球的距离都为一个天文单位(au),且相位角为0°时,呈现的视星等。
这实际上是不可能的,只是为了计算方便
计算
绝对星等H:
其中
是太阳的视星等(-26.73),
是天体表面的几何反照率(0和1之间),
是天体半径,
是一个天文单位。
例子:
月亮:
=0.12,
=1738km
另一个跟星等有关的东西:
表面亮度。
表面亮度,顾名思义,就是表面的亮度(这句貌似是废话)。
在天文学中(尤其是星系天文学),我们经常用星等每平方角秒来描述表面亮度。
表面亮度可以直接应用在观测上。
比如,我们要拍金星星合月,但是你会发现,金星总是过度曝光。
其原因就在于,金星的表面亮度远高于娥眉月。
另外,在目视观测的时候,得知了要观测目标的表面亮度,我们也可以大概了解观测的难易程度,如三角座大星系M33总体星等比M38要亮(或者差不多),但M33表面亮度低,其实更不好观测。
所以,很多七等的星团,你用镜子轻松就能看到,但M101这样的星系,就够你喝一壶的了,因为表面亮度低。
有一个很好玩的东西,我们来推导一下:
同一个星系,在不同的距离进行观测,它的平均表面亮度相同。
如上,两个东西相等了,所以表面亮度是不变的。
这个东西告诉了我们,两个天体,如果它的绝对亮度相同,如果不考虑相位角等等其他问题,单从距离的变化来看,表面亮度是不变的。
所以说很好玩嘛……
表面亮度的一个很强大的用处就是Tully-Fisherrelation塔里-费舍尔关系。
这个关系可以测定旋涡星系的距离,只需要知道旋转速度,以及表面亮度、星系视大小等等比较容易测定的参数。
这个是哈勃定律之外的另一把远距离量天尺。
另外,对于巡天而言,表面亮度也有意义。
这个可以表示巡天深度的,也是观测能力的体现。
然后,我们再来看看天文学中的另一个重要概念:
光度
在天文学中,光度(luminosity)是物体每单位时间内辐射出的总能量,即辐射通量,在国际单位是瓦特(Watt),在厘米克秒制中是“尔格/秒”,天文学常以太阳光度来表示:
;也就是以太阳的辐射通量为一个单位来表示。
太阳的光度是
瓦特。
光度以可指辐射通量的谱分布(spectralluminosity),单位为瓦特/赫兹(W/Hz)或瓦特/纳米(W/nm)。
光度是与距离无关的物理量,而人眼观看到的天体的亮度(实际上是照度)则明显的与距离有关,而且是与距离的平方成反比,通常会以视星等来量度。
点光源S向所有的方向辐射光线。
穿越面积A的总量会随着与光源的距离改变而改变。
在测量恒星的亮度时,光度、视星等和距离是相关的参数。
如果你已经知道其中的两项,就可以算出第三项。
因为太阳的光度是一个标准值,以太阳的视星等和距离做为这些参数的比较标准,就很容易完成彼此之间的转换。
光度和亮度之间的计算
我们之前多次提到过:
一颗恒星的亮度与距离的平方成反比。
但同学们有没有想过为什么呢?
假设
是一个点光源的光度(即辐射通量),它向四周辐射的能量是均等的。
这个点光源被安置在一个中空球壳的中心,则辐射的所有能量都将穿过这个球壳。
当半径增加时,球壳的表面积也将增加,但通过球壳的光度是恒定不变的,所以将导致在球壳上观察到的亮度
下降。
此处
是被照亮的球壳表面积。
对恒星和一个点光源而言,
所以
此处
是点光源与观测者的距离。
曾经说明过恒星的光度
(假设恒星是一个黑体,这仅是一个良好的近似值)与温度
和半径
的关联,以方程式表示为:
此处σ是斯特凡-波兹曼常数
除以太阳光度
和消除常数之后,我们得到如下的关系:
.
对一颗主序星,光度也与质量相关:
这就很容易知道恒星的光度、温度、半径和质量之间都是有关联的。
恒星的星等与亮间是对数的关系,视星等是从地球上观察到的亮度,绝对星等是在10秒差距上的视星等。
只要知道光度,我们就可以计算在任一给定距离上的视星等:
此处
是恒星的视星等(一个纯数字)
是太阳的视星等(也是一个纯数字)
是恒星的光度
是太阳的光度
是到恒星的距离
是到太阳的距离
一颗热星等为−10的明亮恒星的光度是
,而热星等+17等星的暗星光度是
。
注意绝对星等可以直接与光度对应,但视星等则是距离的函数。
因为只有视星等可以经由观测直接测量,而有了估计的距离才能确定目标的光度。
最后我们来说一下光电星等:
最常用的光电星等系统是UBV系统。
UBV系统包括对天体在三个波长段的辐射测量,传统上通过在检测系统前放置标准滤光片实现:
U:
波长360纳米(nm)左右,测量近紫外线成份,所得为紫外星等。
B:
波长440nm左右,测量蓝色成分,所得为蓝色星等(蓝等,英文Bluemagnitude)。
V:
波长550nm左右,测量黄、绿色成分,和人眼所见亮度接近,所得为可见星等。
天文文献中,不特别说明的星等一般是可见星等。
它们之间的换算可以表示为
M=-2.5lgE-5lgr+常数
其中M为绝对星等,E为照度,在国际单位制中的单位是坎德拉/米2;r为天体距离,常数的定义目前为太阳的可见绝对星等MU=5.61,MB=5.84,MV=4.83。
其它波段也可以测量星等。
例如SDSS可以测量五种波段的星等:
紫外(u),绿色(g),红色(r),近红外(i)和红外(z)。
各个测出的数值都不相同。
在某些有特殊需求的场合(例如穿透尘埃云),这些波段将大有作用。
扩展阅读:
消光曲线的研究方法(资料来自中科院国家天文台网站)
星际消光在不同视线方向是有所变化的,而对于同一视线方向,不同波长处对应的星际消光也是不同的。
”消光曲线”即指星际消光随波长的分布,又被称为”消光规律”或”消光律”。
在消光曲线的研究中,常见的方法有:
比对方法(pairmethod),复合线法以及色余方法等。
比对方法:
比对方法是最传统的一种星际消光律测定方法。
1936年,Rundnick用比对方法首次测得了光学波段的星际消光律。
比对方法利用与目标源具有相同光谱型、没有受到消光的恒星的
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- 星等