星等
光度和绝对星等
光度和绝对星等
光度指的是恒星的总辐射能力，也就是其发出的光的总功率。
光度通常用太阳光度为基准进行比较，太阳光度被定义为1。
因此，一颗光度为10的恒星比太阳要亮10倍。
绝对星等是指一颗恒星在10秒差距（一种距离单位）处的表面亮度，即如果这颗星离我们更近或更远，其亮度会发生变化。
绝对星等也是一个标准化的值，它表示了恒星的真实亮度，而不受距离的影响。
因此，两颗绝对星等相同的恒星，在10秒差距处看起来是一样亮的。
绝对星等和光度之间存在一定的关系，因为一颗恒星的光度和距离都是已知的，可以用它们计算出这颗星的绝对星等。
反过来，如果已知某颗恒星的绝对星等和距离，就可以计算出它的光度。
绝对星等和光度是天文学中非常重要的概念，它们帮助天文学家研究恒星的性质和演化，以及测量宇宙中的距离和大小。
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星等
星等magnitude度量天体相对亮度的数值。
公元前2世纪，希腊天文学家依巴谷把人眼可见的恒星的亮度分为6个等级。
最亮的为1等，肉眼刚能看到的星为6等。
亮度越大，星等越小。
后经改进和精确化，英国的N.R.普森于1857年用公式把两个星的星等m1、m2同它们的亮度 E1、E2联系起来。
按照普森公式，1等星比6等星亮100倍；星等增加1等，亮度减小2.512倍。
普森的这个星等关系沿用至今。
其零点由规定某颗星的星等值来确定。
星等值可以为零或负。
例如，满月的星等为－12.7等。
直接由光度测量得到的星等称为视星等，它反映天体的亮度。
视星等用符号m表示。
由于辐射探测器的灵敏度与波长有关，而天体辐射的能量在不同波长也不相同，因此，用不同的探测器测得的星等也不相同。
视星等就有许多种，取决于所用的探测器。
用人眼测定的视星等称为目视星等，用mV表示。
用照相底片测得的星等称为照相星等，记为mP。
用正色底片加黄色滤光片测得的星等称仿视星等，记为mPV。
它同目视星等很接近，实际上已取代了目视星等。
用光电倍增管测定的称为光电星等。
最常用的光电星等系统是UBV系统，U为紫外星等，B为蓝星等，V为黄星等(接近目视星等)。
此外，还有表征天体在整个电磁波段辐射总量的星等，称为热星等，记为mbol热星等的测量比较困难。
天体的亮度与天体的发光强度成正比，与天体到观测者（地球）的距离的平方成反比。
因此，单由视星等不能比较天体的发光强度。
如果天体的距离都相同，视星等才可作为天体发光强度的量度。
为了比较天体的发光强度，天文上采用绝对星等。
绝对星等（记为M）定义为天体假想地被置于10秒差距处所得到的视星等。
绝对星等M和视星等m之间有如下关系：M＝m＋5＋5lgπ或M＝m＋5－5lgr式中π为天体的视差，以角秒为单位；r为天体的距离，以秒差距为单位。
同视星等一样，绝对星等也可分为绝对目视星等、绝对照相星等、绝对仿视星等、绝对光电星等、绝对热星等。
视星等是什么意思
视星等是什么意思视星等是什么意思？“视”为看，“星等”指的就是光的强弱。
所以我们经常可以听到这样一句话：天空真美啊！其实天空并不是一片漆黑，而是由许多明暗相间的物质组合在一起形成的图像，而每种物质又会发出特定颜色的光线。
因此即使没有肉眼也能看见天空中闪烁着点点繁星。
那么在夜晚如何才能清楚地观察到星星呢？科学家们提供了两种方法——“目视法”和“照相机法”。
其中，用眼睛直接看可谓最原始、简单的办法。
然而事实上想要正确无误地认识星空却并非易事。
比如从南半球的阿根廷或者北美洲的加拿大看去，你很难找到一颗高度接近30等的恒星；但从欧洲向东或者朝西方向望去，则容易发现高度较低、数量更多的30等恒星。
而且即便同一个位置，随着时间变化，同样一个方向上，你会发现越往西方向上可见星星越少，而越靠近赤道附近，人造灯光则显得越密集……总而言之，越是空旷的区域，天空越容易被观测到，而越是热闹的街市或城镇，越容易找不到星星。
天文学中把恒星分成若干个星等，光度是它的重要参数。
视星等（ Visualstarquale），即肉眼能够看到的星星的最暗的星等。
我国古代把黄道坐标划分为二十八宿，即把南天极周围的二十八个星座称作二十八宿。
古希腊人继承了这种传统，他们将南天极周围的三十六个星座称作三十六宿。
中世纪的天主教徒则沿袭了古罗马的传统，将天球赤道带上的七个星座称作七曜。
七曜即日、月、火、水、木、金、土七个星座。
月亮的光度只有太阳的八十万分之一，所以月亮看上去是银白色的，它本身的亮度还不足以让人们用肉眼看到它，必须借助望远镜。
月亮上没有云，可以用望远镜看到它的全貌，甚至连细节都看得一清二楚。
所以，月亮的光度虽然很弱，但仍然是个令人惊叹的目标。
但是，月亮离地球实在太远了，即使是望远镜也需要足够的长度才能将月面放大到足够的尺寸。
而当你在地球上仰望月亮时，实际上月亮离你有38万公里远，以致月亮上的一些环形山在你的望远镜中看上去几乎消失了。
极限星等
极限星等极限星等(M)：望远镜所能看到最暗的星等称为极限星等。
正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可以看到六等星，而口径70mm的望远镜的集光力是肉眼的100倍，它就能看到比六等星再暗五个星等的11等星。
望远镜的口径远大於肉眼，自然能看到更暗的星等。
极限星等的计算公式是M=1.77+5 例如：口径70mm的望远镜，极限星等是M=1.77+5㏒70=11.0（等）。
目录1名词解释2决定因素3估算式1名词解释limiting magnitude用附有辐射探测器的望远镜所能观测到最暗的恒星星等。
2决定因素它主要由下列三个因素决定。
①望远镜系统在单位像面上能收集到的辐射流量,这和望远镜的口径D、焦距f 以及大气吸收有关。
②辐射探测器将这些辐射流转换成可测量的信号，其大小和探测器的量子效率q、信息容量、时间常数（或曝光时间）t 等因素有关。
③噪声，包括信号噪声、背景噪声和仪器噪声。
信号噪声是由被测辐射的量子特性决定的；后两项噪声则与夜天背景（见夜天光）的表面亮度、天文宁静度、照相底片的化学灰雾、光电倍增管、光阴极的热发射以及读数仪表的噪声等有关。
在一定精度要求下，只有当信噪比等于某一定值k时，该信号才能被检测出来。
3估算式当探测器未达饱和状态时，极限星等m0可用下式估算：m0=常数+0.5M－2.5lgd－2.5lgk +1.25lg(D2qt)－1.25lg(1+R)[式中M为单位面积夜天背景的星等，d为恒星视影圆面直径，R为仪器背景和夜天背景的比值。
一般说来,望远镜口径愈大，探测器量子效率愈高；观测时间愈长，极限星等也愈高，但最高极限星等受夜天背景和探测器本身性能的限制] 目视观测的极限星等较简单的估计式：mb=6.9+5lgD[式中D用cm作单位，对于照相观测，极限星等还跟露光时间及底片特性等有关]有一个常用的经验公式：mb=4+5lgD+2.15lgt[式中t 为极限露光时间，不考虑底片的互易律失效，也没有考虑城市灯光的影响。
星等的名词解释
星等的名词解释星等是衡量天体亮度的一种指标，用来描述天体在地球上看到的亮度大小。
它是天文学中最基本的量化观测指标之一，对于研究和了解宇宙中的天体非常重要。
一、什么是星等？星等是由古希腊天文学家休谟提出的天体亮度分级系统。
根据这个系统，天空中最明亮的星星被定义为一等星，而较暗一些的是二等星。
接下来是三等星、四等星，以此类推。
星等越小，天体的亮度越大。
实际上，这种亮度分级系统是对天体亮度的对数表示，每相差一级的星等在亮度上相差约2.512倍。
二、为什么需要星等？星等的存在和使用是为了方便天文学家研究天体亮度的变化。
观测天体的亮度并不容易，因为天空的条件常常复杂且不可控。
而星等的引入使得天文学家能够通过简单地记录星等的变化来推测天体的性质和行为。
比如，当一个天体的星等发生变化时，我们可以推测它可能经历了爆发、耀变、或者被其他的天体遮挡等。
同时，星等还有助于天文学家进行天体分类和观测数据的比较。
通过测量不同天体的星等，研究人员能够更好地了解宇宙中的物质分布、星系结构和恒星演化等基本问题。
三、星等的具体测量方法在现代天文学中，星等的测量可以通过使用照相、光度计等设备来进行。
而在早期，人们只能依赖肉眼对天体的亮度进行估计。
因此，为了保持测量的一致性，国际天文学联合会（IAU）制定了标准星等系统，明确了不同星等的定义和测量方法。
测量星等的过程中，天文学家会利用一些已知亮度的参考天体作为标准，然后通过比较未知天体和标准天体的亮度差异来计算星等。
这些参考天体通常会分布在天空不同的位置，以覆盖整个天空，并以一定的间隔进行分类。
四、星等的应用星等的概念和测量方法在天文学中得到广泛应用。
除了用于观测天体亮度的变化之外，星等也被用于描述行星、彗星、恒星和星系等天体的亮度。
比如，我们常常会听到“明亮的一等星”、“夜空的星星分布在五、六等星的范围内”等表述。
这些描述都是基于星等系统的。
此外，星等还被用于天文导航和定位。
在星空中，我们可以通过观察特定星体的星等来确定自己的位置和朝向。
星等
星等的提出
• 最早希腊天文学家依巴谷把 Fra bibliotek上最亮的二十颗星定为1等星 再依光度不同分为2等星、3等星 如此类推到6等星。 • 直到1850年英国天文学家扑逊（Pogson） • 订定其标准，他以光学仪器测定出星球的光度， 制定每一星等间的亮度差为 2.512倍 （基本上是定义1等星的亮度为6等星的100倍， 而其五次方根为2.512，即是(2.512)5=100）。 而比一等星还亮的星是0等； 再亮的则用负数表示，如-1，-2，-3等。
星等的分类
• 星等是分为两种的： 目视星等(visual magnitude)及绝对星等 (absolute visual magnitude)。
• 目视星等
• 指我们用肉眼所看到的星等。看来不突出的、不 明亮的恒星，并不一定代表他 星等们的发光本领 差。道理十分简单：我们所看到恒星视亮度，除 了与恒星本生所辐射光度有关外，距离的远近也 十分重要。同样亮度的星球距离我们比较近的， 看起来自然比较光亮。所以晦暗的星并不代表他 比较光亮的星细小。人眼对黄色最敏感，因此目 视星等也可称为黄星等。
• • • • • • • •
其他星等
热星等是测量恒星整个辐射，而不是只测 量一部分可见光所得到的星等； 单色星等是只测量电磁波谱中某些范围很 窄的辐射而得的星等； 窄频带星等是测量略宽一点的频段所得的星等； 宽频带星等的测量范围更宽；
星体
太阳
月亮
（满月时）
目视星等
-26.70 -13.00
绝对星 等 4.80 不适用 不适用 1.43 0.50 2.19
• 绝对星等
• 由于目视星等并没有实际的物理学意义，于是天 文学家制定了绝对星等来描述星体的实际发光本 领。假想把星体放在距离10秒差距（即32.62光年， 秒差距亦是天文学上常用的距离单位，1秒差距 =3.26光年）远的地方，所观测到的视星等，就是 绝对星等了。通常绝对星等以大写英文字母M表 示。
星等计算公式
星等计算公式
星等计算公式可以分为绝对星等和视星等两种。
绝对星等是指天体在10秒差距处的亮度，而视星等则是指天体在地球上的亮度。
视星等是通过观测者在特定观测条件下所观测到的星体亮度，而绝对星等则是通过将星体的视星等插值到标准距离上来计算得到的。
视星等计算公式如下：
m = M + 5log(d/10)
其中，m为视星等，M为绝对星等，d为天体与地球的距离。
该公式表明，视星等与绝对星等之间的关系是线性的，而与天体距离的关系是对数的。
绝对星等计算公式如下：
M = m - 5log(d/10)
绝对星等的计算公式则是视星等计算公式的逆运算。
通过已知的视星等和天体与地球的距离，我们可以计算出天体的绝对星等。
在实际观测中，我们常常需要将星等与亮度进行转换。
亮度是指天体单位面积上的辐射功率，通常使用瓦特/平方米来表示。
星等与亮度之间的转换可以通过以下公式得到：
L = 2.5119^(-0.4m)
其中，L为天体的亮度，m为视星等。
该公式表明，亮度与视星等之间的关系是指数的。
除了以上的基本公式，还有一些修正项需要考虑。
例如，大气的吸收和散射会影响到天体的亮度。
因此，在实际计算中，我们需要根据观测条件和大气状况进行修正。
星等计算公式还有一些应用。
例如，通过观测天体的星等变化，我们可以了解天体的光度周期和变化规律，从而推断出天体的性质和演化过程。
星等计算公式是天体物理学中的重要工具，它可以帮助我们估算天体的亮度和性质。
通过研究和应用这些公式，我们可以更深入地了解宇宙中的星体和它们的特征。
绝对星等和目视星等的区别的定义
绝对星等和目视星等的区别的定义好嘞，咱们今天聊聊绝对星等和目视星等这两位“星星大咖”的区别。
这俩名字听起来高大上，其实简单得很，就像是小孩子过家家，玩得不亦乐乎。
先说目视星等吧，这个就像你晚上抬头看星星的时候，看到的亮度。
想象一下，你在外面和朋友们一起看星星，突然一个星星闪闪发光，哇，简直是亮得跟新买的LED灯一样！这就是目视星等，它就是告诉你一个星星在夜空中有多亮。
可是这可不是那么简单的事情，因为影响它亮度的因素可多了去了，比如说天气好不好，星星离我们有多远，还有大气层的影响。
想象一下，如果你正好在一个满天繁星的夜晚，真的是千星闪烁，目不暇接，那可真是心情大好。
再来谈谈绝对星等，这可就有点意思了。
这就像是一个星星在宇宙中的真实亮度，是不受任何干扰的。
你可以把绝对星等想象成一个星星的“本色”，不管你是在北京还是在乡下，放在10秒的距离来看，它的亮度都不变。
这就像是一个人无论在哪儿，都永远是一米八的身高，没什么好隐藏的。
绝对星等给我们一个标准，让我们能够真正比较不同星星的亮度。
可以说，绝对星等是那种“素颜”的状态，没化妆，没打光，纯粹就是它自己。
为什么要搞清楚这两者的区别呢？就像是你吃饭的时候，得知道食物的原材料和做法，才能真正品尝到美味。
目视星等和绝对星等就像是那道菜的摆盘和味道，摆盘好看固然重要，但最后还是得看味道。
这样才能让你在星空下，跟朋友们讨论的时候，显得高深莫测，甚至可以吓到那些只会看电视剧的小伙伴。
想象一下，你说：“这个星星的绝对星等比那个星星亮多了”，结果朋友们都瞪大眼睛，目瞪口呆，心里想着：“这家伙真是个天文学家！”而且呀，搞懂这两者也能帮助我们更好地了解宇宙。
就像是读书，不仅要看书名，还得看看内容。
科学家们用绝对星等来研究星星的演变和形成，它让我们知道星星的真实特性，仿佛给了星星一个身份证。
想想，如果没有绝对星等，咱们就只能在黑暗中摸索，根本看不清楚宇宙的真面目。
每当看到星星，心里总会觉得它们在对我们眨眼，这种感觉太美好了，仿佛它们在和我们分享宇宙的秘密。
星等
衡量天体光度的量
01 简介
03 计算公式 05 光度表
目录
02 起源发展 04 分类
基本信息
星等（magnitude）是衡量天体光度的量。为了衡量星星的明暗程度，古希腊天文学家喜帕恰斯 （Hipparchus，又名依巴谷）在公元前二世纪首先提出了星等这个概念。星等值越小，星星就越亮；星等的数值 越大，它的光就越暗。在不明确说明的情况下，星等一般指目视星等。
谢谢观看
光度表
光度表
注：水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星、月球及彗星等太阳系内的天体，并不会自 己发光的，他们是靠反射太阳的光线。
为了比较不同恒星的真实发光能力，应该把它们放在距离相同的地方进行比较，就像赛跑必须站在同一起跑 线上一样。恒星的这条“起跑线”定为 10秒差距（10 pc），即 32.616光年。规定恒星在这个标准距离处的亮 度为它的绝对亮度，用绝对星等来表示。一个恒星的绝对星等是通过计算得出来的。太阳的视亮度是无与伦比的， 但如果把它放到比当前远 206万倍远的 10秒差距处，它的绝对星等只有 4.75等，是一颗很暗的星星了 。
我们把肉眼能够看到的最暗的星设定是 6等星（6m星）。天空中亮度在 6等以上（即星等数小于 6）也就 是可以看到的星有 6000多颗。当然，同一时刻我们只能看到半个天球上的星星，即 3000多颗。而当今世界上最 大的天文望远镜能看到暗至 24m的天体，而哈勃望远镜能拍摄得到的最暗星等达 30m。
星等恒星的真正亮度还可用光度表示。光度就是恒星每秒钟辐射的总能量。恒星的光度由它的温度和表面积 决定。温度愈高光度愈大；恒星的表面积愈大光度也愈大。恒星的大小和温度是决定恒星光度的两个重要物理量。 恒星的光度与绝对星等之间存在着密切的关系。绝对星等相差 1等，光度相差 2.512倍。例如绝对星等 1等星的 光度是绝对星等 2等星的光度的 2.512倍，是绝对星等 6等星的 100倍。这和星等与视亮度之间的关系是类似的。
绝对星等
绝对星等绝对星等（Absolute magnitude，M）是假定把恒星放在距地球10秒差距（32.6光年）的地方测得的恒星的亮度，用以区别于视星等[1]（Apparent magnitude，m）。
它反映天体的真实发光本领。
如果绝对星等用M表示，视星等用m表示，恒星的距离化成秒差距数为r，那么M=m+5-5lgr。
目录1类别2计算例子3排行榜1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, = 3476/2 km = 1738 km2计算例子如果已知天体的视星等m和距离d，那么你可以根据下式得出天体的绝对星等M：绝对星等M或绝对星等M其中，d0为10秒差，即32.616光年，是天体的视差，是0.1弧秒。
如果已知天体的绝对星等M，和距离d，那么你可以根据下式得出天体的视星等m：天体的视星等m或天体的视星等m【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 + 5*log10(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 + 5*(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 - 5*(1 + log10(0.750)) = -0.013排行榜名次星座名称绝对星等01 天鹅座天津四 -6.9502 大犬座弧矢一 -6.903 猎户座参宿七 -6.7204 猎户座参宿二 -6.4205 船底座老人 -5.5606 半人马座马腹一 -5.4807 船帆座天社一 -5.3108天蝎座心宿二 -5.2909 猎户座参宿一 -5.1510猎户座参宿四 -5.1411 天蝎座尾宿八 -5.0712 猎户座参宿三 -4.8413 猎户座参宿六 -4.6714 英仙座天船三 -4.5415 大犬座弧矢七 -4.4116 船底座海石一 -4.2917 大犬座军市一 -3.9818 南十字座十字架三 -3.9219 南十字座十字架二 -3.7120 小熊座勾陈一 -3.6621 室女座角宿一 -3.5822 宝瓶座虚宿一 -3.4723 波江座水委一 -2.7724 猎户座参宿五 -2.7625 人马座箕宿二 -2.1626 人马座斗宿四 -2.1427 人马座箕宿三 -1.4828大熊座摇光 -0.629 长蛇座星宿一 -1.7330 飞马座室宿二 -1.5331 御夫座五车五 -1.3732 船底座南船二 -1.0133 大熊座天枢 -0.8934 狮子座轩辕十二-0.7335 飞马座室宿一 -0.7136金牛座毕宿五 -0.6537 南十字座十字架一 -0.6 38狮子座轩辕十四-0.5339 御夫座五车二 -0.5140 鲸鱼座土司空 -0.3441 仙女座壁宿二 -0.3242 英仙座大陵五 -0.2243 大熊座玉衡-0.2244 牧夫座大角 -0.1145 御夫座五车三 -0.146白羊座娄宿三0.4747 摩羯座垒壁阵三 0.5048 天琴座织女一 0.5549 双子座北河二 0.9150双子座北河三 1.08太阳 4.83。
恒星发光等级
恒星发光的强度有几个等级？
恒星发光的强度是各不相同的，即使是发光强度大体相同的星星，由于它们与我们的距离有远有近，其亮度也不同。
人们根据恒星的视觉亮度，把恒星分为六个等级，这就是天文学上的目视"星等"。
最亮的星称为一等星，其次是二等星，再次是等、四等、五等星，肉眼能看到的最暗的星为六等星。
自望远镜问世后，人们已能看到许多比六等星更暗的星星。
还有一种"星等"称为绝对星等。
绝对星等的大小，反映的是恒星本身的光度或总发光量，这与目视星等的意义不同。
星等计算公式范文
星等计算公式范文星等的计算公式有很多种，具体的计算方法取决于所考虑的因素和应用的领域。
下面简要介绍几种常见的星等计算公式：1.绝对星等公式绝对星等是指一个天体在10秒差距（pc）距离上的视星等。
绝对星等与视星等之间的关系可以通过以下公式计算：m-M=5log（d/10）其中，m为视星等，M为绝对星等，d为天体距离。
2.真实星等公式真实星等是指一个天体在地球大气影响下的视星等。
真实星等与绝对星等之间的关系可以通过以下公式计算：m-M=5log（d/10）+ A其中，A为大气消光系数，考虑大气的吸收和散射等效应。
3.距离模数公式距离模数是指一个天体的视星等与其距离的对数的差别。
距离模数与距离之间的关系可以通过以下公式计算：m-M=5log（d/10）其中，m为视星等，M为绝对星等，d为天体距离。
4.偏红移公式偏红移是指一个天体的光谱中的谱线向长波段移动的现象。
偏红移与星等之间的关系可以通过以下公式计算：m-M=5log（d/10）+ z其中，m为视星等，M为绝对星等，d为天体距离，z为红移值。
5.其他公式除了以上常见的公式之外，还有很多其他的星等计算公式，根据应用的需要可以选择不同的公式。
例如，天体的表面亮度和角直径可以用千秒差距（kpc）来计算星等，天体的温度和半径可以通过色温和绝对星等之间的关系计算。
总之，星等的计算公式是根据天体的视星等、绝对星等、距离、红移等因素通过数学关系得出的。
不同的公式适用于不同场景和领域的应用，需要根据实际情况来选择合适的公式进行计算。
在实际应用中，还需要考虑到测量误差、数据精度等因素，以获得更准确的结果。
亮度amp星等
The Stellar Parallax
周年视差
annual parallax 以地球轨道半长
径作为基线测量恒星 的距离。
周年视差是恒星 相对于地球轨道半长 径所张的夹角。通过 测量天体在天球上(相 对于遥远的背景星)相 隔半年位置的变化而 测得。
恒星的距离 Stellar Distance
• 19世纪30年代，有几个人差不多在同时候取得了 成功：
The Apparent Brightness of a source is inversely proportional to the square of its distance:
B d12
2-times Closer = 4-times Brighter 2-times Farther = 4-times Fainter
• Magnitudes are conveniently ‘low numbers’ – Difference in brightness from Sun – HST limit is a factor of ~1026 !
绝对星等
视差&恒星距离
视差 Parallax
• 视差指的是观察者在运动时 所看到的远处物体方位的变 化。
英国物理学家、数学家牛顿(1642-1727)
1668年，牛顿创制第一 架反射式面镜望远镜，清 楚地观看出木星的8个较大 卫星。消除了透镜望远镜 产生色差的缺点，且有镜 筒短、便宜、易维护等优 点
牛顿发明的反射式望远镜
牛顿式
1668年诞生了第一架反射式望远镜。经过多次磨制非球面 的透镜失败后，牛顿另辟思路发明了反射望远镜。用反射镜代 替折射镜是一个巨大的成功。它有许多优点，而且相对于折射 望远镜比较容易制作，虽然它也存在固有的不足。
星等
目视星等和绝对星等可用公式转换，公式如下：
M＝m＋5－5 log d
M为绝对星等; m为目视星等; d为距离
照相星等
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。
M=-2.5 log10 E -5log10 r + 常数
E=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=4.8恒星整个辐射，而不是只测量一部分可见光所得到的星等；
绝对星等
由于目视星等并没有实际的物理学意义，于是天文学家制定了绝对星等来描述星体的实际发光本领。假想把星体放在距离10秒差距（即32.6光年，秒差距亦是天文学上常用的距离单位，1秒差距=3.26光年）远的地方，所观测到的视星等，就是绝对星等了。通常绝对星等以大写英文字母M表示。
单色星等是只测量电磁波谱中某些范围很窄的辐射而得的星等；
窄频带星等是测量略宽一点的频段所得的星等；
宽频带星等的测量范围更宽；
人眼对黄色最敏感，因此目视星等也可称为黄星等。
现在对天体光度的测量非常精确，星等自然也分得很精细,由于星等范围太小,又引入了负星等,来衡量极亮的天体，把比一等星还亮的定为零等星，比零等星还亮的定为-1等星，依此类推，同时，星等也用小数表示。
在晴朗而又没有月亮的夜晚，出现在我们面前的恒星天空中，眼睛能直接看到的恒星约3000颗，整个天球能被眼睛直接看到的恒星约6000颗。当然，通过天文望远镜就会看到更多的恒星。中国目前最大的光学望远镜，物镜直径2.4米，装上特殊接收器，它可以观测到23-25等星。美国1990年4月24日发射的绕地球运行的哈勃太空望远镜，可以观测到28等星。
望远镜目视星等口径公式
望远镜目视星等口径公式望远镜目视星等口径公式是天文学中的重要工具，它能够帮助天文学家观测并测量天体的亮度。
在这个公式中，口径是一个关键参数，它决定了望远镜的视野和光收集能力。
望远镜的口径可以理解为望远镜的镜片或镜面的直径。
通常来说，口径越大，望远镜的光收集能力越强，能够观测到更暗淡的天体。
望远镜的光收集能力与口径的平方成正比，所以口径的增加会显著提高望远镜的性能。
在观测天体时，我们经常使用星等来描述它们的亮度。
星等是一个用于衡量天体亮度的系统，星等越小，天体越亮。
望远镜的口径与能够观测到的星等有直接关系。
根据经验公式，可以通过口径和观测到的星等来估算望远镜的性能。
具体来说，望远镜的性能可以用以下公式表示：m = m0 + 2.5log10(A/A0)其中，m是观测到的星等，m0是参考星等（通常为6等星），A是望远镜的口径，A0是参考口径（通常为1英寸）。
这个公式可以帮助我们估算在不同口径的望远镜下能够观测到的星等。
通过这个公式，我们可以看出，口径对于望远镜的性能影响非常大。
一台口径更大的望远镜能够观测到更暗淡的天体，带来更多的科学发现和观测乐趣。
而口径较小的望远镜则适合观测较亮的天体，如行星、月球等。
除了口径，望远镜的其他参数，如焦距和放大倍率，也会对观测性能产生影响。
因此，在选择望远镜时，需要综合考虑口径、焦距和放大倍率等因素，以满足不同观测需求。
望远镜目视星等口径公式是天文学中重要的工具，它能够帮助我们估算望远镜的性能。
通过选择合适的口径，我们可以观测到更暗淡的天体，丰富我们的天文观测体验。
望远镜的口径和性能密切相关，是选择望远镜时需要考虑的重要因素之一。
星星亮度等级是怎样划分的
星星亮度等级是怎样划分的在夜晚，天空中会出现很多星星，不同的星星亮度都不一样。
你知道星星的亮度等级是怎样划分的吗?一起来了解一下吧!星星的亮度等级划分为了考察星体的目视亮度，把最亮的星做为1等星，肉眼刚能看见的做为6等星，这就是视星等。
视星等最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。
1850年，英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。
根据这个关系，星等被量化。
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，天文学家引入了负星等的概念。
这样，整个视星等体系一直沿用至今。
例如，牛郎星为0.77等，织女星为0.03等，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-4.6等。
现在地上最大的望远镜可以看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到28等。
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。
星星亮度的表示方法星星越亮，星等就越小。
在地球上测出的星等叫视星等;归算到离地球10秒差距处的星等叫绝对星等。
使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。
目前最通用的星等系统之一是U(紫外)、B(蓝)、V(黄)三色系统(见测光系统“class=link>测光系统”)，B和V分别接近照相星等和目视星等。
二者之差就是常用的色指数。
太阳的V=-26.74等，绝对目视星等M=+4.83等，色指数B-V=0.63，U-B=0.12。
由色指数可以确定色温度。
离人们距离近的星星它的发光能力强，因此人们看到它就很亮。
可是，即使发光能力相当强的星星，假如离人们十分遥远，那么它的亮度可能还比不上比它的发光能力差好几万倍的星星呢。
星等学习资料(奥赛)
一、关于星等的再探讨。
★例题一：假设观测者位于某球状星团的中心，球状星团内恒星的空间分布是完全均匀的（可以认为各处恒星密度相同），且恒星光度都一样。
请问若观测者的极限星等提高一等，即原来能看到m 等的恒星，现在能看到m+1等的恒星，请估算现在看到恒星数目是原来的多少倍？（给出比值即可，不必考虑星际消光） （2007年全国奥赛决赛第14题）☆解答：题目向我们展示了一个理想的球状星团模型——正球形的星团，星团内的恒星密度处处相等，各恒星的光度（发光能力）也都一样。
观测者的极限星等越高，所见的天体必然越多。
由于此球状星团中各恒星的发光能力一致，所以星团内部靠近观测者的恒星一定要比远处的亮。
随着观测者能够看到的恒星的增多，他所见到的球状星团的体积也会随之增大。
而球体体积的大小是由半径的大小所决定，因此我们决定先求出极限星等为m+1等时，球状星团的半径。
我们知道，假设在距离地球r 光年处有一颗亮度为E 的恒星。
如果此恒星被移动到2r 光年处，其亮度下降为E/4。
设天体原有的光度为E 1，距离为r 1，后来的光度为E 2，距离为r 2，则有公式：21221⎪⎪⎭⎫ ⎝⎛=r r E E ……① 设极限星等为m 等时星团的总光度是E 1，所见的球状星团的半径为r 1，m+1等时星团的总光度为E 2，所见的球状星团的半径为r 2。
根据星等的概念，m 等星的光度是m+1等星的2.512倍，代入①式可得：r 2：r 1=1.585。
球状星团可被观测部分的半径增大了，所能看到的恒星数目也会增大。
具体的比例应该是半径的立方比，即体积比：（1.585）3=3.981。
★例题二：超新星。
有一星等为21.04等的星系，在其中发现了一颗超新星，超新星爆发后，星系的总星等（现在包括那颗超新星）为20.64等。
问超新星极亮时的试星等为多少？（2007年第3届亚太奥赛低年组第1题）☆解答：本题是复合星等计算的经典题目。
（1）求出超新星爆发后，星系的光度比原来的增大的倍数： 2.512(21.04-20.64)=2.5120.4=1.445 （2）超新星出现后，使星系的光度增大了1.445倍，也就是说超新星的光度相当于星系光度的0.445倍。
星等
天体的亮度与星等星等是神马，星等好吃吗？星等（Apparent magnitude），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。
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星等是天文学上对星星明暗程度的一种表示方法，记为m。
通俗的说法是星星的等级。
天文学上规定，星的明暗一律用星等来表示，星等数越小，说明星越亮，星等数每相差1，星的亮度大约相差2.5倍。
天空中有一等星21颗，二等星有46颗，三等星134颗，四等星共458颗，五等星有1476颗，六等星共4840颗，共计6974颗。
整个天空肉眼能见到的6000多颗恒星。
将肉眼可见的星分为6等。
肉眼刚能看到的定为6等星，比6等亮一些的为5等，依次类推，亮星为1等，更亮的为0等以至负的星等。
例如，太阳是－26.7等，满月的亮度是－12.6等，金星最亮时可达－4.4等。
星等差1等，其亮度差2.512倍。
1等星的亮度恰好是6等星的100倍。
因为1等星比6等星亮约100倍。
于是可以用公式
联系两个天体的星等m1、m2和它们的亮度E1、E2。
这个星等尺度的定义一直沿用至今
肉眼能够看到的最暗的星是6等星(6m星)。
天空中亮度在6等以上(即星等数小于6)，也就是可以看到的星有6000多颗。
当然，同一时刻我们只能看到半个天球上的星星，即3000多颗。
满月时月亮的亮度相当于-12.6等(在天文学上写作 -12.6m)；太阳是看到的最亮的天体，它的亮度可达-26.7m；而当今世界上最大的天文望远镜能看到暗至24m的天体，而哈勃望远镜能拍摄得到的最暗星等达30m。
恒星的真正亮度还用光度表示。
光度就是恒星每秒钟辐射的总能量。
由它的温度和表面积决定。
温度愈高光度愈大；恒星的表面积愈大光度也愈大。
恒星的大小和温度是决定恒星光度的两个重要物理量。
恒星的光度与绝对星等之间存在着密切的关系。
绝对星等相差1等，光度相差2.512倍。
例如绝对星等1等星的光度是绝对星等2等星的光度的2.512倍，是绝对星等6等星的100倍。
这和星等与视亮度之间的关系是类似的。
恒星之间的光度差别非常大。
以太阳为标准来比较。
织女星的绝对星等是0.5等，它的光度是太阳的50倍。
超巨星“天津四”的绝对星等大约是-7.2等，其光度比太阳强五万多倍。
还有一颗在星空中极不起眼的天蝎座，视星等只有3.8等，但它的绝对星等是－9.4等，它的光度几乎是太阳光度的50万倍。
光度最强的恒星甚至有太阳的100万倍。
天文学家把光度大的恒星叫做巨星，光度小的称为矮星。
光度比巨星更强的叫超巨星。
从表面积愈大光度也愈大的规律可以知道，光度大的巨星，体积也大，光度小的矮星，体积也小。
太阳是一颗黄色的矮星，相比之下光度比较弱。
但还有比它更弱的矮星。
光度用每秒辐射多少尔格（尔格/秒）来表示。
不仅适用于光学波段，也适用于其它波段，如红外、紫外、射电、X射线及射线波段。
它是恒星本身所固有的，表征其辐射本领的量。