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星等系统
我们所知道的第⼀个按照亮度来对恒星进⾏描述和编⽬的⼈是⽣活在公元前2世纪的希腊天⽂学家喜帕恰斯。

他将所编⽬的⼤约850颗可见恒星划分了六个亮度级别，也就是星等。

最亮的被划分为⼀等星，最暗的为六等星。

他的系统被⼏乎不加改变地应⽤了1800年。

然后伽利略加⼊了进来。

在发现了⾦星的相位变化、⽊星的⼤卫星等的同时，他注意到，他的望远镜不只是简单的放⼤，还展现了许多之前看不见的东西。

1610年，在写作《星际信使》（Sidereus Nuncius）的时候，伽利略⽀出：“实际上，通过望远镜你会发现，在六等⼀下还有如此多超出⼈们⾃然视⼒的其他恒星，简直难以置信。

”然后，它创造出⼀个之前没有过的新词，它称那些地狱⾁眼可见程度的恒星中最亮的为“七等星”。

所以，在望远镜发明之后，⼈们确信必要扩展星等系统了。

⽐西帕恰斯所划分的六等性还暗的恒星，此时已经可见，此外，同为⼀等星的恒星的不同亮度也彼此很不相同。

⼤约在伟⼤的观测天⽂学家威廉·赫歇尔爵⼠的时代，⼈们接受了⼀个宽松的星等系统：定义亮度近似相差2.5倍的两个恒星的差别为⼀个星等。

其中，⼀个虽然奇怪但是必须永远记住的关键点就是，天体越亮，星等的数字越⼩。

在1851年，威廉·R·道斯提出了⼀个简单⽽有效的光的⽐较⽅法来解决性星等的固定标准问题，该⽅法主要依赖于通过限制光圈来进⾏平均化处理。

1856年，诺曼·R·伯格逊建议，所有的观测都可以⽤场数10^2/5来校准。

这样，星等之间的⽐率就近似为2.5118865。

其含义是，⼀颗指定星等的恒星⽐暗⼀个星等的恒星亮2.5118865倍。

在那时，等于0或者⼩于0的星等的概念也开始使⽤。

该原理保持了原来的系统的外在形式，仍⼤致将⼈类的⾁眼可见的最暗的极限星等化为六等。

通过这个限制再加上伯格逊的数学公式，我们可以发现，最亮的恒星⽐⼀等星要亮，更不⽤说亮⾏星、⽉亮，当然还有太阳了。

在那时，这些星等之间的等级是基于19世纪⼈们对⼈类眼睛对于亮度差别的知识来确定的。

⼈们⼈为眼睛以对数尺度感受亮度的差别。

这样，星等并不能直接按⽐例反映眼睛接收到的能量的多少。

今天，我们知道眼睛并不是⼀个对数探测系统。

我们眼睛的感觉，对于相同亮度间隔的光有着相同的强度⽐例。

着⼀位着五等星的亮度会与我们的眼睛并不是四等和六等星中间的亮的，相近，但不精确。

上⾯给出的数字——2.5118865——是100的5重根。

所以，5个星等的差异等于100被实际亮度的差异。

这样—1.46等的天狼星（⼤⽝座α）就⽐+3.53等的天樽⼆（双⼦座δ）亮了100倍。

下⾯是⼀个简单的计算星等的公式：
Mc=M2-2.5log(10^x+1)
其中，Mc是该系统的联合星等，
X=0.4（M2-M1）
其中M1和M2是恒星的星等。

在这⾥必须说明的是，当我们谈论在地球看到的天体的亮度时，使⽤的是⽬视星等（指定其为M）,它表征的是天体看起来的亮度。

但还有⼀个标准化的星等，它能够⽤来直接⽐较天体的实际的亮度，称为绝对星等（指定其为M）。

天体的绝对星等（与太阳系⽆关），是指假定天体距离我们为10秒差距（32.6光年）我们所看到的它的亮度。

换⼀种说法，绝对星等是对天体发光度的测量——由该天体发射出的可见光的能量的总和。

正如你所猜到的，绝对星等⽐⽬视星等能更真实地反映天体的属性。

注意：对于彗星和⼩⾏星，使⽤的是⼀套不同的“绝对性等”系统。

此时，绝对星等被定义为，⼀个假设的观测者站在太阳注意
上，⽽⼀个彗星或者⼩⾏星处在以天⽂单位的距离上，观测者所看到的他们的星等。

在⽬视星等和绝对星等这两种划分⽅式中，每种划分⽅式都含有⼤量与天体在不同光星等，其中⼼波长在光谱中的黄和绿区域附近，他能近似地给出⽤⾁眼看到的恒星或者其他天体亮度。

作为过去感蓝光摄影乳剂的残余，蓝⾊星等式另外⼀种星等，红⾊星等也⼀样。

即使从恒星传递来的不可见光也可以有它⾃⼰的星等。

例如，对恒星紫外和红外星等的测量就很普通。

⽤彩⾊滤光⽚遮住感光计来测量这些星等。

通过⽐较同⼀颗恒星的不同颜⾊的星等，天⽂学家们可以获得所谓的⾊指数。

应⽤最⼴泛的⾊指数，是⽤⼀颗恒星的蓝⾊星等就减去⽬视星等所获得的差值。

你会看到它被记作B-V。

简单地想⼀下就能得出这样的结论，这个值越⼤，这颗恒星就越红，⽽越⼩或者为负数时，这颗恒星就越蓝。

⾊指数的有效范围是近似从－0.5～2.5。

夜晚天空亮度
天空在夜晚到底有亮呢？天空的亮度⽤每平⽅弧秒的星等来衡量。

回顾20世纪80年代，作为国家光学天⽂台的⼀部分
的Cerro Tololo美洲天⽂太（CTIO）所担任的⼀项研究，这个研究发表在NOAO时事通讯的#10。

天⽂学家在整个⽉相周期对夜晚天空的亮度进⾏测量。

注意在最蓝的时候，差别是最⼤的。

这是因为我们的⼤⽓层对蓝⾊光的散射作⽤是最强的，因此被散射的光越多，天空背景就越亮、越蓝。

估计极限⽬视星等
在天⽂观测的时候，最好先对极限⽬视星等作出评估（也就是寻找最暗淡的星星）。

这不仅可以帮助你确定此时天空的好坏程度，也将使你的观测记录的质量做出判断，同样，坚持长时期的反复评估，极限星等虽然对实际的天空条件没有什么帮助，但可以使你成为⼀位更好的观测者，对很⼩的细节更敏感。

⼀些观测者通过眼睛来评估极限星等，⽽有些则通过望远镜来评估。

⼀般来说，评估望远镜极限星等是因为其观测⽬标中包括⾮常暗的天体，它们的亮度⼏乎接近了可探测的极限。

观测技巧：如果你要评估望远镜极限星等，⾸先要在你的观测⽇志上记录望远镜的⼝径和⽬镜（放⼤率）。

罗杰·N·克拉克，传奇般的《深空⽬视天⽂学》（Visual Astronomy of the Deep Sky）的作者说道：对最暗淡的星星的探测是放⼤率最有意义的功能。

越亮的天空对放⼤率的依赖就越⼤。

天空越暗，在达到最终极限的时候所需要的放⼤率就越低。

例如，在早晨黎明降临的时候，暗淡的星星慢慢消失，⽽使⽤更⾼的放⼤率就能将它们找回来（⾄少有⼀会⼉）。

这种对放⼤率的依赖性也可以解释为什么使⽤相同⼝径望远镜的不同观测者对最暗的恒星的观测报告彼此不同（当然，经验也是⼀个原因）。

⼤部分对极限星等的评估都在天顶附近进⾏，这⾥的天空条件通常是最好的。

此时，⽤眼睛估计极限⽬视星等得到的结果通常是正确的。

然⽽，如果你整研究⼀个遥远的星云，或者是星系团，⽽它们离天顶很远，此时，你可能需要在这些天体附近，寻找极限星等。

记住在相同的天顶距离（⾼度）进⾏评估。

经常⽤眼睛评估极限星等和测量视⼒有利于培养眼睛⽇常观测的能⼒。

通过这样的练习，你将能够看到更多以前你没有发现的东西，你也将从中享受到更多的乐趣。