本征光度

　　天文学家使用本征光度来表示一颗恒星的明亮程度，不考虑因星际尘埃或气体引起的距离或吸收的影响。

　　简介

　　天文学家使用本征光度来表示一颗恒星的明亮程度，不考虑因星际尘埃或气体引起的距离或吸收的影响。

　　由平方反比定律，一颗明亮的遥远恒星的光度可能小于附近的一颗昏暗的恒星的光度，这意味着，恒星的固有亮度是通过其绝对星等来度量的。1

　　平方反比定律

　　反平方定律是一个物理学定律，又称平方反比定律、逆平方律、反平方律；如果任何一个物理定律中，某种物理量的分布或强度，会按照距离源的平方反比而下降，那么这个定律就可以称为是一个反平方定律。2

　　绝对星等

　　在天文学上，绝对星等（Absolute magnitude,M）是指把天体放在指定的距离时（10秒差距）天体所呈现出的视星等（Apparent magnitude,m）。此方法可把天体的光度在不受距离的影响下，作出客观的比较。

　　恒星与星系的绝对星等M

　　在测量恒星与星系的绝对星等，标准距离设为10秒差距，约32.6164光年或300兆公里，此时该天体的视差值为0.1"。

　　在定义其绝对星等时，必须指定要测量哪一类型的电磁辐射。如果按其释出的能量计算，其结果会称为辐射热强度。星等值越低，代表天体越亮。绝对星等和视星等，可以通过视差（距离）换算。

　　由于距离较远的原因，许多恒星的绝对星等要比其视星等低（亮）很多；而有些恒星由于距离我们较近的原因，其绝对星等会变大（暗）很多。3

　　视星等

　　视星等（英语：apparent magnitude，符号：m）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的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，织女星为0.03，除了太阳之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。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等星。

　　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。

　　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GRB 080319B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，例如银河系中心附近的手枪星。

　　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，例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。3

　　参见

　　星等

　　视星等

　　UBV星等系统

　　恒星光度列表

　　本词条内容贡献者为:

　　张磊 - 副教授 - 西南大学