HD 87816 c : Extrasolar planet

HD 87816 c

Is a star in the constellation Vela.

Vela with apparent brightness of 6.499 is close.

With the average criteria that can be seen with the naked eye and can be seen only from a dark enough sky, far from light pollution.

observation data

Era J2000 Equinox J2000

Constellation: Time

Right Ascension: 10 hrs 06 mins 07.21043 secs

Rejection : -52° 11' 16.5788"

Apparent size (V) 6.499 ± 0.009

Special characteristics:

Evolutionary stage: Red clump

Spectral type: K1 II

Color index B-V : 0.986

astronomy

Radial velocity 4.7 ± 0.4 km/s (Rv)

Optimum movement (μ)

Ra: -55.682 mas/year Dec.

+16.413 Mas/Year

Parallax (π) : 7.4825 ± 0.0196 ms

Distance436±1 light-years (133.6±0.4 pc)

Absolute magnitude : +0.876 ± 0.013 (Mv)

details

Mass: 2.41 ± 0.10 m

Radius: 9.0 ± 0.2 turns

Brightness: 45 ± 1 liter

Surface gravity (logg) : 2.860 ± 0.096 g

per gram

Temperature: 4,989 ± 46 kcal

Metallicity : -0.139 ± 0.035 Dex(Fe/H)

Other names:

R Vel (obsolete), CD-51°4471, HD 87816, HIP 49477, HR 3978, TYC 8194-294-1

The constellation Vela

Vela is a constellation in the southern sky containing the star cluster Vela. The name is Latin for sail and was originally part of a larger constellation, Argo Navis, which was later divided into three parts. The remaining

These are Carina and Puppis, with apparent magnitudes of 1.8. The brightest star is the hot blue asterism Gamma Velorum, one of which is the nearest and brightest Wolf-Rayet star in the sky. Delta and Kappa Velorum, together with Epsilon and lota Carinae, form a false cross. Delta, with magnitudes of 1.95, is actually a triple or quintet of stars.

History

The constellation Argo Navis is one of 48 Classical constellations described by the 2nd-century astronomer Ptolemy and represents the ship Argo, used by Jason and the Argonauts in their quest for the Golden Wool in Greek mythology. German cartographer Johann Bayer drew the constellation on his 1603 Yaranometria chart and assigned the stars alpha to omega. However, his chart is incorrect, as the constellation is not clearly visible from the northern hemisphere.

In 1752, the French astronomer Nicolas Laas-Louis de Lacaille mapped and divided the Argos more precisely, dividing them into two categories: Carina (keel), Vela (sail), and Puppis (deck). Despite this division, Lacaille continued to use the Bayer name for Argo, so Carina received the names Alpha, Beta, and Epsilon, which were originally assigned to Argo Na Vis, while the brightest stars of Vela were Gamma and Delta, and Puppis was given the name Zeta, the brightest star, and so on.

Characteristics

Vela Vela has a boundary With Antlia and Pyxis to the north, Puppis to the northwest, Carina to the south and southwest, and Centaurus to the east, it covers an area of 500 square degrees and ranks 32nd out of 88 total constellations. The three-letter abbreviation of this constellation, which was adopted by the International Astronomical Union in 1922, is "Vel"., The official boundaries of the constellations, whichDefined by Eugène Delporte in 1930, it is defined by a 14-part polygon in the equatorial coordinate system. The right-up coordinates of these boundaries lie between:

08 hours 13.3 meters to 11 hours

5.5 meters while the tilt coordinates are between -37.16° to -57.17°.

Appearance size

The apparent magnitude (m) is a measure of the brightness of a star, celestial object, or other celestial object, such as a satellite. It depends on the apparent luminosity, distance, and the apparent dimming of the object by interstellar dust or the atmosphere along the observer's line of sight, unless otherwise noted. In astronomy, the term magnitude usually refers to the apparent magnitude of a celestial object. The magnitude scale probably dates back to as early as 1856 by the ancient Roman astronomer Claudius Ptolemy, who catalogued the stars and popularized the system, ranking them from magnitude 1 (brightest) to magnitude 6 (dimest). The modern scale has been mathematically defined to closely match this historical system by Norman Pogson.

The scale is logarithmic, inverted: the brighter the object, the lower the brightness value.

A magnitude difference of 1.0 corresponds to a magnitude ratio of 100, or approximately 2.512. For example, a magnitude 2.0 star is 2.512 times brighter than a magnitude 3.0 star, 6.31 times brighter than a magnitude 4.0 star, and 100 times brighter than a magnitude 7.0 star. The brightest objects have negative apparent magnitudes, such as Venus at -4.2 or Sirius at -1.46. The faintest stars visible to the naked eye on the darkest nights have apparent magnitudes of approximately +6.5, which vary depending on human vision, altitude, and atmospheric conditions. Known apparent magnitudes range from -26.832 to the object in the image from

The Hubble Space Telescope's brightest

+31.5

Apparent size measurements are called photometry. Photometric measurements can be made in the ultraviolet, visible light, or infrared wavelengths using standard band pass filters of photometric systems such as UBV or

The Strömgren uvbyß systemThe measurement in the V band may be called the apparent visible magnitude.

Absolute magnitude

It is a related quantity that measures the luminosity emitted by a celestial object, rather than its apparent brightness, and is expressed on the same reverse logarithmic scale. Absolute magnitude is the apparent size that a star or object would have if observed from a distance of 10 parsecs (33 light-years; 3.1 × 10 14 km; 1.9 × 10 14 mi), and is therefore more useful in stellar astrophysics, as it refers to a property of a star no matter how close it is to Earth. However, in popular observational astronomy and stargazing, references to "magnitude" usually refer to apparent size.

Amateur astronomers often express the darkness of the sky in terms of limited magnitude, which is the apparent brightness of the faintest star visible to the naked eye, which can be useful in monitoring the spread of light pollution. Apparent magnitude is a technical measure of brightness, and can be expressed in photometric units such as lux.

The scale used to indicate magnitudes has its origins in the Hellenistic practice of dividing stars visible to the naked eye into six magnitudes. The brightest stars in the night sky are said to have one magnitude (m = 1), while the faintest stars have six magnitudes (m = 6), the limit of human visual perception (without the use of a telescope). Each magnitude is taken to be twice the brightness of the next magnitude (a logarithmic scale), although the ratio is subjective since no light detectors were available. This rather crude scale for star brightness was popularized by Ptolemy in his Almagest, and is generally believed to have originated with Hipparchus. This cannot be proven or disproved, as Hipparchus' original star catalogue has been lost. The only surviving text by Hipparchus himself (the commentary by Aratus) clearly shows that he had no system for describing numerical brightnesses. He always used terms such as "large" or "small", "bright" or "faint", or even descriptions such as "visible during the full moon".

In 1856, Norman Robert Pogson formalized the system by defining a star of magnitude one as one that is 100 times brighter than a star of magnitude six, a logarithmic scale still in use today, meaning that a star of magnitude one is approximately 2.512 times brighter than a star of magnitude m + 1. This number, which is the fifth root of 100 (sixth magnitude), is known as Pogson's ratio. The 1884 Harvard Photometry and the 1886 Potsdamer Durchmusterung popularized Pogson's ratio, and it eventually became the de facto standard in modern astronomy for describing brightness differences.

Defining and calibrating the meaning of values

Magnitude 0.0 is difficult and difficult to measure. Different types of sensors that detect different types of light (may be

Use filters) also have different center points. Article Pogson's 1856 manuscript sets the values Magnitude 6.0 is the faintest star visible to the naked eye, but the actual limit on the faintest star that can be seen varies depending on the atmosphere and the altitude of the star in the sky. Harvard Photometry used the average of 100 stars near Polaris to determine the magnitude of 5.0. Later, the Johnson UVB photometric system defined a variety of photometric measurements using different filters, with the magnitude of 0.0 of each filter being the average of six stars of the same spectral type as Vega. This gave a color index of 0 for these stars. Although this system is often referred to as "Vega normalized", Vega is slightly less bright than the average of the six stars used to determine the magnitude of 0.0.

This means that the magnitude of Vega is normalized to 0.03 by definition.

With modern magnitude systems, brightness is described using the Poxon ratio. In practice, magnitudes rarely exceed 30 before a star becomes too faint to detect. Although Vega is near magnitude 0, there are four brighter stars in the night sky at visible wavelengths (and even more at infrared wavelengths), as well as the brighter planets Venus, Mars, and Jupiter. Since brighter stars mean smaller magnitudes, they must be described in negative magnitudes. For example, Sirius, the brightest star in the globular, has a magnitude of -1.4 at the visible distance. The negative magnitudes of other very bright objects can be found in the table below.

Astronomers have developed alternatives to the standard Vega system. The most widely used is the AB magnitude system, in which the optical center is based on a hypothetical spectral reference with constant flux over a unit frequency range rather than using the stellar spectrum or blackbody curve as a reference. The AB magnitude is determined so that the AB and Vega magnitudes of the object are approximately equal in the V filter band. However, the AB magnitude system is defined as an ideal detector that measures only one wavelength of light, while a real detector will receive energy from a wide range of wavelengths.

Precise dimensional measurement (photometry)

It is necessary to calibrate photographic or (usually) electronic detectors, which generally involves observing a standard star simultaneously under the same conditions, with the magnitude of these stars known using precise spectral filters. In addition, since the amount of light the telescope actually receives is reduced by the transmission through the Earth's atmosphere, the air masses of the target and the target star must also be taken into account. Typically, we will observe a few different stars of known magnitude that are reasonably similar to each other. A calibrated target star in the sky near the target is preferred.

(To avoid large differences in atmospheric paths) if the stars have slightly different zenith

(altitude) angles, a correction factor can be derived as a function of air mass and applied to the air mass at the target location. Such a calibration, The apparent brightness will be obtained from above the atmosphere, which is the location where the apparent magnitude is determined.

The apparent brightness scale reflects the luminosity of a star, not its amplitude. Beginners should consider using relative brightness measurements in astrophotography to adjust exposure times between stars. The apparent brightness scale also extends across objects, regardless of focal point, and must be taken into account when adjusting exposure times for objects with apparent size, such as the Sun, Moon, and planets. For example, scaling the exposure time directly from the Moon to the Sun is effective because the two objects are approximately the same size in the sky. However, scaling the exposure time directly from the Moon to Saturn will result in overexposure if Saturn's image takes up less space on the sensor than the Moon (at the same magnification, or generally f/#).

Apparent bolometric size

Although magnitude is generally defined as a measurement over a specific filter band corresponding to a certain range of wavelengths, apparent or absolute bolometric magnitude (m bol ) is a measure of an object's apparent or absolute brightness across the entire range of wavelengths of the electromagnetic spectrum (also known as the object's radiant intensity or power, respectively). The zero point of the apparent bolometric magnitude scale is based on the definition that the apparent bolometric magnitude at 0 mag is equivalent to a received radiation intensity of 2.518×10 -8 watts per square meter (W-m-2).

Absolute size

While apparent magnitude is a measure of an object's brightness as seen by an observer, absolute magnitude is a measure of the object's true brightness. Flux decreases with distance according to the inverse square law, so the apparent size of a star depends both on its absolute brightness and on its distance (and any extinction). For example, a star at one distance will appear as large as a star four times brighter at two times the distance. In contrast, the true brightness of an astronomical object does not depend on the observer's distance or any extinction.

The absolute magnitude M of a star or celestial object is defined as its apparent magnitude as seen from a distance of 10 parsecs (33 light years). The Sun's absolute magnitude is 4.83 in the visible V band, 4.68 in the G band of Gaia (green), and 5.48 in the B band (blue). In the case of a planet or asteroid, the absolute magnitude H is the apparent magnitude that the planet or asteroid would have if it were 1 astronomical unit (150,000,000 km) away from both the observer and the Sun, and would be at its maximum luminosity at its maximum crossing point (a determination that could only be made theoretically with the observer on the Sun's surface).

According to parallax measurements, HD 87816 c is located 436 light-years away from our Solar System at a speed of 4.7 kilometers per second. Its spectrum matches that of a K1III star, with a Class III luminosity indicating that it is a giant star whose core has run out of hydrogen and is currently fusing helium, in a stage of evolution known as the horizontal branch. The star has a mass of 2.4 times that of the Sun and a radius of 9.0 times that of the Sun. It shines with a luminosity of 45 times that of the Sun at an effective temperature of 4,989 K. This temperature gives it an orange tint, characteristic of K-type stars. HD 87816 c was once believed to be a variable star, and was given the variable star designation R Velorum, but is now considered a fixed star.

Planetary system

HD 87816 c has two known exoplanets, discovered in 2025 using Doppler telescopes, both of which are gas giants, like Jupiter and Saturn. Planet b has the least mass at 6.7 Jupiter masses (MJ), takes 484 days (1.33 years) to orbit HD 87816 c, and has a very high orbital eccentricity of 0.818, making it one of the largest extrasolar planets orbiting a giant star. Planet C has the least mass, at 12.2 times the mass of Jupiter, takes 7,600 days (21 years) to orbit its star, and has a low eccentricity of just 0.11.

-

References

1. -a b "VSX: Details for R Vel"..A.V.S.O. Retrieved 2025-06-01.

2. -abcde Vallenari, A.; et al. (Gaia Collaboration) (2023)." Gaiae Data Release 3. Summary of the content and characteristics of the survey"..Astronomy and Physics.

Astronomy 674:A1.arXiv:2208.00211a

.Bibcode:2023A&A...674A...1G.doi:

10.1051/0004-6361/202243940 .S2CID244398875. Gaia DR3 record for this source at Vizier.

3. a b c d j fOttoni, G.; Udry, S.; Ségransan, D.; Buldgen, G.; Lovis, C.; Eggenberger, P.; Pezzotti, C.; Adibekyan, V.; Marmier, M.; Mayor, M.; Santos, NC; Sousa, SG; Lagarde, N.; Charbonnel, C. (2022-01-01). "The search for the radial velocity of CORALIE for companions around evolved stars (CASCADES). I. Example definitions and first results: three new planets orbiting a giant star". Astronomy and Astrophysics.657: A87.arXiv: 2201.015283

.Bibcode:2022A&A...657A..870. doi:10.1051/0 004-6361/202040078. ISSN0004-6361・Osebarise ...

HD Database List 87816 at VizieR

4. -a b Adelman, Saul J. (2001). "On the Photometric Variability of Red Clump

Giants". Baltic Astronomy. 10(4):593-

597. Bibcode:2001 BaltA..10..593A. doi: 10.1515/astro-2001-0404. ISSN1021-6766.

5. -a b Houk, Nancy (1978). "The Michigan Two-Dimensional Spectral Catalog for High-Resolution Stars". Ann Arbor Dept.

Astronomy Bibcode:1978mcts.book.....He.co HD database entry 87816 at VizieR

6. -a b Gontcharov, GA (2006-11-01). "Compilation of radial velocities of 35,495 Hipparcos stars in the Pulkovo system". Astronomy Letters.32(11):759-771.arXiv: 1606.08053.

.Bibcode:2006AstL... 32..759G. doi:10.1134/S1 063773706110065.ISSN1562-6873.ace

HD Database List 87816 at VizieR

7. ↑ "HD 87816". Simbad. Don Nays Astronomical Centre of Strasbourg. Retrieved 1 June 2024.

8. ^ "Limiting Magnitude | COSMOS". astronomy.swin.edu.au . Retrieved 2025-06-01.

9. ^ "The Colour of Stars". Australian Telescope, Publications and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 December 2004. Archived from the original on 3 December 2013. Retrieved 16 January 2012..

10. -a b c d Fontanet, E.; Udry, S.; Ségransan, D.;Figueira, P.; Barroso, J. A. Acevedo; Akinsanmi, B.; Attia, M.; Battley, M.; Bhatnagar, S. (2025-05-20). "The CORALIE Radial Velocity Search for Neighbors around Evolved Stars (CASCADES) IV: New Planetary Systems around HD 87816, HD 94890 and HD 102888 and an Update on HD 121056" arXiv: 2505.14317a [astro-ph.EP] a

Doctoral degree (Ph.D) 🇹🇭 /เกาะลันตา

Surveyor / Photographer

By: Ratcharinda Teachaprasarn🇹🇭

📍Survey coordinates: Kohlanta, Island

Saladan Subdistrict, Koh Lanta

District, Krabi Province Thailand 🇹🇭

Compiled in English, Thai 🇹🇭

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

KlearmillyInfinity8888🇹🇭

Klearmilly8888 🇹🇭

Thailand 2025 🇹🇭

July 20, 2025, 23 : 50 p.m🇹🇭

--------+++

HD 87816 c ดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ

HD 87816 c เป็นดาวฤกษ์ในกลุ่มดาว เวฬา Vela ด้วยความสว่างปรากฏ 6.499  มันใกล้เคียงกับเกณฑ์ เฉลี่ยที่สามารถมองเห็นได้ ด้วยตาเปล่าและสามารถมองเห็นได้ จากท้องฟ้าที่มืดเพียงพอเท่านั้น ห่างไกลจากมลภาวะทางแสง

ข้อมูลการสังเกต

ยุค J2000 วิษุวัต J2000

กลุ่มดาว : เวลา

ไรต์แอสเซนชัน : 10 ชม. 06น.07.21043 วินาที

การปัฎิเสธ : -52° 11' 16.5788"

ขนาดปรากฏ (V) 6.499 ± 0.009

ลักษณะเฉพาะ :

ระยะวิวัฒนาการ : กอสีแดง

ประเภทสเปกตรัม : K1 II

ดัชนีสี B-V : 0.986

ดาราศาสตร์

ความเร็วเชิงรัศมี 4.7 ± 0.4  กม./วินาที (Rv)

การเคลื่อนที่ที่ เหมาะสม (μ)

Ra: -55.682 มาส / ปี ธ.ค.

+16.413 มาส / ปี

พารัลแลกซ์ (π) : 7.4825 ± 0.0196 มิลลิวินาที

ระยะทาง436 ± 1 ปีแสง (133.6 ± 0.4 พีซี)

ขนาดสัมบูรณ์ : +0.876 ± 0.013 (Mv)

รายละเอียด

มวล : 2.41 ± 0.10 เมตร

รัศมี : 9.0 ± 0.2 รอบ

ความส่องสว่าง : 45 ± 1 ลิตร

แรงโน้มถ่วงพื้น ผิว (logg) : 2.860 ± 0.096 กรัมต่อกรัม

อุณหภูมิ : 4,989 ± 46 กิโลแคลอรี

ความเป็นโลหะ : -0.139 ± 0.035 เดกซ์(Fe/H)

ชื่อเรียกอื่นๆ :

R Vel (ล้าสมัย), CD-51°4471, HD 87816, HIP 49477, HR 3978, TYC 8194-294-1

กลุ่มดาวเวฟ้า  (Vela)

Velaเป็นกลุ่มดาวในท้องฟ้า ทางทิศใต้ ซึ่งมีกระจุกดาว Velaชื่อนี้เป็นภาษาละตินแปล ว่าใบเรือ และเดิมทีเป็นส่วน หนึ่งของกลุ่มดาวขนาดใหญ่ คือ กลุ่มดาวเรือArgo Navisซึ่ง ต่อมาถูกแบ่งออกเป็นสามส่วน ส่วนที่เหลือ

คือCarinaและ Puppisด้วยความสว่างปรากฏ 1.8 ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดคือดาวฤกษ์หลายดวงสีน้ำเงิน ร้อนGamma Velorumซึ่งองค์ ประกอบหนึ่งคือ ดาว Wolf- Rayet ที่อยู่ใกล้และสว่างที่สุด บนท้องฟ้า มากที่สุด Deltaและ Kappa Velorumร่วมกับ Epsilonและlota Carinaeก่อตัว เป็นดาวเรียงเด่นที่เรียกว่าFalse Cross Delta ที่มี ความสว่าง 1.95 แมกนิจูดนั้น จริงๆ แล้วเป็นระบบ ดาวสามดวงหรือห้าดวง.

ประวัติศาสตร์

กลุ่มดาว อาร์โก นาวิส เป็นหนึ่งในกลุ่มดาวคลาส สิก 48 กลุ่มที่ ปโตเลมี นักดาราศาสตร์ในศตวรรษ ที่ 2 ระบุเอาไว้และเป็นตัวแทนของเรืออาร์โก ซึ่ง เจสันและเหล่าอาร์โกนอตส์ใช้ในการแสวงหาขน แกะทองคำในตำนานเทพเจ้ากรีกโยฮันน์ ไบเออร์ นักทำแผนที่ชาวเยอรมันได้วาดภาพกลุ่มดาวนี้บน แผนภูมิยูราโนเมเทรีย ของเขา ในปี ค.ศ. 1603 และกำหนดชื่อดาวของไบเออร์ตั้งแต่อัลฟาไป จนถึงโอเมก้า อย่างไรก็ตาม แผนภูมิของเขาไม่ ถูกต้อง เนื่องจากกลุ่มดาวนี้ไม่สามารถมองเห็นได้ ชัดเจนจากซีกโลกเหนือ

ในปี ค.ศ. 1752 นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศสนิโก ลาส์ หลุยส์ เดอ ลากายล์ ได้จัดทำแผนที่และแบ่ง ดาวอาร์โกอย่างแม่นยำยิ่งขึ้น โดยแบ่งดาว ออก เป็น 2 ประเภท คือ คารินา (กระดูกงูเรือ) เวลา (ใบเรือ) และปุปปิส (ดาดฟ้าท้ายเรือ ) แม้จะมีการ แบ่งดาว แต่ลากายล์ก็ยังคงใช้ชื่อไบเออร์ ของอาร์โก อยู่ ดังนั้น คารินาจึงได้รับชื่ออัลฟา เบตา และเอปซิลอน ซึ่งเดิมทีถูกกำหนดให้กับอาร์โก นา วิส ขณะที่ดาวที่สว่างที่สุดของเวลาคือแกมมาและ เดลต้า ส่วนปุปปิสมีชื่อซีตาเป็นดาวที่สว่างที่สุด เป็นต้น

ลักษณะเฉพาะ

เวฬา Vela มีขอบเขตติด

กับ AntliaและPyxisทางทิศเหนือPuppis ทางทิศตะวันตกเฉียง เหนือ Carina ทางทิศใต้และทิศ ตะวันตกเฉียงใต้ และCentaurusทางทิศตะวัน ออก ครอบคลุมพื้นที่ 500 ตารางองศา จัดอยู่ใน อันดับที่ 32 จากกลุ่มดาวทั้งหมด 88 กลุ่มใน ปัจจุบันอักษรย่อสามตัวของกลุ่มดาวนี้ ซึ่งสหพันธ์ ดาราศาสตร์สากล ได้นำมาใช้ ในปี พ.ศ. 2465 คือ "Vel"

ขอบเขตอย่างเป็นทางการของกลุ่มดาว ซึ่ง กำหนดโดยเออแฌน เดลปอร์ตในปี ค.ศ. 1930 ถูกกำหนดโดยรูปหลายเหลี่ยม 14 ส่วน ในระบบ พิกัดศูนย์สูตรพิกัดการขึ้นขวาของขอบเขตเหล่า นี้อยู่ระหว่าง :

08 ชั่วโมง13.3เมตร ถึง11ชั่วโมง

5.5เมตรในขณะที่ พิกัด การเอียงอยู่ระหว่าง -37.16° ถึง-57.17°

ขนาดที่ปรากฏ

ขนาดปรากฏ (m) คือหน่วยวัดความสว่างของ ดาวฤกษ์วัตถุท้องฟ้าหรือวัตถุท้องฟ้าอื่นๆ เช่น ดาวเทียมค่านี้ขึ้นอยู่กับความส่องสว่าง ภายใน ระยะทาง และการดับของแสง ของวัตถุที่เกิดจากฝุ่นระหว่างดวงดาวหรือชั้น บรรยากาศตามแนวสายตาของผู้สังเกต เว้นแต่จะระบุไว้เป็นอย่างอื่น คำว่าmagnitudeใน ดาราศาสตร์มักหมายถึง magnitude ปรากฏของ วัตถุท้องฟ้า มาตราส่วน magnitude น่าจะมีมา ตั้งแต่ก่อนคริสตศักราช 1856 นักดาราศาสตร์ ชาวโรมัน โบราณ Claudius Ptolemyซึ่งได้จัดทำ บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์ ที่ ทำให้ระบบนี้เป็นที่นิยม โดยจัดกลุ่มดาวตั้งแต่magnitude 1 (สว่างที่สุด) ไปจนถึง magnitude 6 (สลัวที่สุด)

มาตราส่วน สมัยใหม่ได้รับการนิยามทางคณิตศาสตร์ให้ใกล้ เคียงกับระบบประวัติศาสตร์นี้โดย Norman Pogson

สเกลเป็นแบบลอการิทึม กลับด้าน ยิ่ง วัตถุสว่าง มากเท่าใด ค่า ความสว่าง ก็จะยิ่งต่ำลงเท่านั้น ความแตกต่างของค่าความสว่าง 1.0 สอดคล้อง กับอัตราส่วนความสว่างของ 100 หรือประมาณ 2.512 ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ขนาด 2.0 มีความ สว่างมากกว่าดาวฤกษ์ขนาด 3.0 ถึง 2.512 เท่า สว่างกว่าดาวฤกษ์ขนาด 4.0 ถึง 6.31 เท่า และ สว่างกว่าดาวฤกษ์ขนาด 7.0 ถึง 100 เท่า

วัตถุท้องฟ้าที่สว่างที่สุดมีค่าความสว่างปรากฏเป็น ลบ เช่นดาวศุกร์ที่ -4.2 หรือดาวซิริอุสที่ -1.46 ดาวฤกษ์ที่สลัวที่สุดที่มองเห็นด้วยตาเปล่า ในคืน ที่มืดที่สุดมีค่าความสว่างปรากฏประมาณ +6.5 แม้ว่าจะแตกต่างกันไปขึ้นอยู่กับ สายตาของ บุคคลระดับความสูง และ สภาพบรรยากาศค่า ความสว่างปรากฏของวัตถุที่รู้จักมีตั้งแต่ -26.832 ไปจนถึงวัตถุใน ภาพจาก กล้องโทรทรรศน์ อวกาศฮับเบิลที่มีความสว่าง +31.5

การวัดขนาดปรากฏเรียกว่า โฟโตเมทรี การวัดโฟ โตเมตริกทำได้ในช่วงคลื่นอัลตราไวโอเลต คลื่น แสงที่ มองเห็นได้หรือ คลื่น อินฟราเรด โดยใช้ฟิล เตอร์พาส แบนด์มาตรฐานของระบบโฟโตเมตริก เช่นระบบ UBVหรือระบบStrömgren uvbyẞการ วัดในแถบ V อาจเรียกว่าขนาดปรากฏที่มองเห็นได้

ขนาดสัมบูรณ์ (Absolute magnitude)

คือปริมาณที่เกี่ยวข้องซึ่งวัดความส่องสว่างที่วัตถุ ท้องฟ้าเปล่งออกมา แทนที่จะเป็นความสว่าง ปรากฏเมื่อสังเกต และแสดงบนสเกลลอการิทึม แบบย้อนกลับเดียวกัน ขนาดสัมบูรณ์หมายถึง ขนาดปรากฏที่ดาวฤกษ์หรือวัตถุจะมี หากสังเกต จากระยะห่าง 10 พาร์เซก (33 ปีแสง; 3.1 × 10 14กิโลเมตร; 1.9 × 10 14ไมล์) ดังนั้น จึงมี ประโยชน์มากกว่าในฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของ ดาวฤกษ์เนื่องจากหมายถึงคุณสมบัติของ ดาวฤกษ์ไม่ว่าจะอยู่ใกล้โลกมากเพียงใด แต่ใน ดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์และการดูดาว ที่ นิยมกัน การอ้างอิงถึง "ขนาด" มักหมายถึงขนาด ปรากฏ

นักดาราศาสตร์สมัครเล่นมักแสดงความมืดของ ท้องฟ้าในรูปของความสว่างจำกัด (Limited magnitude) ซึ่งก็คือความสว่างปรากฏของ ดาวฤกษ์ที่จางที่สุดที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตา เปล่า ซึ่งอาจเป็นประโยชน์ในการติดตามการแพร่ กระจายของมลภาวะ ทางแสง

ขนาดปรากฏเป็นการวัดความสว่าง ในทางเทคนิค ซึ่งสามารถวัดได้ในหน่วยโฟโตเมตริก เช่น ลักซ์

มาตราส่วนที่ใช้ระบุขนาดมีต้นกำเนิดมาจาก หลัก ปฏิบัติของชาว เฮลเลนิสติกในการแบ่งดาวที่มอง เห็นด้วยตาเปล่าออกเป็นหกขนาดดาวที่สว่างที่สุด ในท้องฟ้ายามค่ำคืนกล่าวกันว่ามีความสว่างระดับ หนึ่ง ( m = 1) ในขณะที่ดาวที่จางที่สุดมีความ สว่างระดับหก ( m = 6) ซึ่งเป็นขีดจำกัดของการ รับรู้ทางสายตาของมนุษย์ (โดยไม่ต้องใช้ กล้องโทรทรรศน์) แต่ละระดับความสว่างจะถือว่า เป็นความสว่างสองเท่าของระดับถัดไป ( มาตราส่วนลอการิทึม ) แม้ว่าอัตราส่วนนั้นจะเป็น อัตนัยเนื่องจากไม่มีเครื่องตรวจจับแสงอยู่ก็ตาม มาตราส่วนที่ค่อนข้างหยาบสำหรับความสว่างของ ดาวนี้ได้รับความนิยมโดยปโตเลมีในหนังสือAlmagest ของเขา และโดยทั่วไปเชื่อกันว่ามีต้น กำเนิดมาจากฮิปปาร์ คัส สิ่งนี้ไม่สามารถพิสูจน์ หรือหักล้างได้เนื่องจากแคตตาล็อกดาวดั้งเดิม ของฮิปปาร์คัสสูญหายไป ข้อความที่เก็บรักษาไว้ เพียงฉบับเดียวโดยฮิปปาร์คัสเอง (คำอธิบายของ อาราตัส) แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่าเขาไม่มี ระบบในการอธิบายความสว่างด้วยตัวเลข เขาใช้ คำศัพท์เช่น "ใหญ่" หรือ "เล็ก" "สว่าง" หรือ "จาง" หรือแม้แต่คำอธิบายเช่น "มองเห็นได้ในช่วง พระจันทร์เต็มดวง" เสมอ

ในปี ค.ศ. 1856 นอร์แมน โรเบิร์ต พอกสันได้ ทำให้ระบบนี้เป็นทางการโดยนิยามดาวฤกษ์ที่มี ขนาดแมกนิจูดหนึ่ง (first magnitude) ว่าเป็น ดาวฤกษ์ที่มีความสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ที่มีขนาดแมกนิจูดหก (six magnitude) ถึง 100 เท่า ซึ่ง เป็นการกำหนดมาตราส่วนลอการิทึมที่ยังคงใช้ อยู่ในปัจจุบัน ซึ่งหมายความว่าดาวฤกษ์ที่มี ขนาดมีความสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ที่มี ขนาดm + 1 ประมาณ 2.512 เท่า ตัวเลขนี้ ซึ่ง เป็น รากที่ห้าของ 100 (six magnitude) เป็นที่ รู้จักในชื่ออัตราส่วนของ Pogson วารสาร ภาพถ่ายดาราศาสตร์ของ Harvard Photometry ปี 1884 และ วารสารดาว Potsdamer Durchmusterung ปี 1886 ทำให้อัตราส่วนของ Pogson เป็นที่นิยม และในที่สุดก็กลายเป็น มาตรฐานโดยพฤตินัยในทางดาราศาสตร์สมัย ใหม่เพื่ออธิบายความแตกต่างของความสว่าง

การกำหนดและสอบเทียบความหมายของค่าแมก นิจูด 0.0 นั้นเป็นเรื่องยาก และการวัดประเภท ต่างๆ ที่ตรวจจับแสงประเภทต่างๆ (อาจใช้ฟิล เตอร์) ก็มีจุดศูนย์ที่ต่างกัน บทความต้นฉบับของ Pogson ในปี 1856 ได้กำหนดค่าแมกนิจูด 6.0 ให้เป็นดาวที่จางที่สุดที่ตาเปล่าสามารถมองเห็นได้แต่ขีดจำกัดที่แท้จริงของดาวที่จางที่สุดที่ สามารถมองเห็นได้นั้นแตกต่างกันไปขึ้นอยู่กับชั้น บรรยากาศและความสูงของดาวบนท้องฟ้า Harvard Photometry ใช้ดาวฤกษ์เฉลี่ย 100 ดวงใกล้กับดาวโพลาริสเพื่อกำหนดค่าแมกนิ จูด 5.0 ต่อมา ระบบโฟโตเมตริกของ Johnson UVB ได้กำหนดการวัดโฟโตเมตริก หลายประเภทโดยใช้ฟิลเตอร์ที่แตกต่างกัน โดย ค่าแมกนิจูด 0.0 ของแต่ละฟิลเตอร์ถูกกำหนดให้ เป็นค่าเฉลี่ยของดาวฤกษ์ 6 ดวงที่มีสเปกตรัม ประเภทเดียวกับดาวเวกา เราทำเช่นนี้เพื่อ ให้

ดัชนีสีของดาวเหล่านี้มีค่าเป็น 0 แม้ว่าระบบนี้ มักถูกเรียกว่า "Vega normalized" แต่ Vega ก็มี ความสว่างน้อยกว่าค่าเฉลี่ยของดาว 6 ดวงที่ใช้ใน การกำหนดขนาด 0.0 เล็กน้อย ซึ่งหมายความว่า ขนาดของ Vega ได้รับการทำให้เป็นมาตรฐานที่ 0.03 ตามคำจำกัดความ

ด้วยระบบแมกนิจูดสมัยใหม่ ความ สว่างจะถูกอธิบายโดยใช้ อัตราส่วนของพอกสัน ในทาง ปฏิบัติ ตัวเลขแมกนิจูดมักไม่เกิน 30 ก่อนที่ดาวฤกษ์จะจางเกินกว่า จะตรวจจับได้ แม้ว่าดาวเวกาจะมีแมกนิจูดใกล้ 0 แต่บนท้องฟ้ายามค่ำคืนยังมี ดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าอีกสี่ดวงที่ความยาวคลื่นที่ มองเห็น (และมีมากกว่านั้นที่ความยาวคลื่น อินฟราเรด) เช่นเดียวกับดาวเคราะห์ที่สว่างกว่า อย่างดาวศุกร์ ดาวอังคาร และดาวพฤหัสบดี และ เนื่องจากยิ่งสว่างยิ่งหมายถึงแมกนิจูดที่เล็กกว่า จึงต้องอธิบายด้วย แมกนิจู ดติดลบตัวอย่างเช่น ดาวซิริอุส ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดใน ทรง กลมฟ้ามีแมกนิจูดอยู่ที่ -1.4 ในระยะที่มองเห็น แมกนิจูดติดลบของวัตถุท้องฟ้าที่สว่างมากอื่นๆ สามารถดูได้ในตารางด้านล่าง

นักดาราศาสตร์ได้พัฒนาระบบจุดศูนย์เชิงแสง แบบอื่น ๆ เพื่อเป็นทางเลือกแทนระบบเวกาที่ปรับ มาตรฐานแล้ว ระบบที่ใช้กันอย่างแพร่หลายที่สุด คือระบบแมกนิจูด AB ซึ่งจุดศูนย์เชิงแสงจะ อิงตามสเปกตรัมอ้างอิงสมมติฐานที่มีฟลักซ์คงที่ ต่อช่วงความถี่หนึ่งหน่วยแทนที่จะใช้สเปกตรัม ของดาวฤกษ์หรือเส้นโค้งวัตถุดำเป็นข้อมูลอ้างอิง จุดศูนย์เชิงแสงของ AB ถูกกำหนดให้แมกนิจูด ของ AB และเวกาของวัตถุมีค่าใกล้เคียงกันใน แถบฟิลเตอร์ V อย่างไรก็ตาม ระบบแมกนิจูด AB ถูกกำหนดโดยสมมติว่ามีตัวตรวจจับในอุดมคติที่ วัดแสงได้เพียงความยาวคลื่นเดียว ในขณะที่ตัว ตรวจจับจริงจะรับพลังงานจากช่วงความยาวคลื่น ที่หลากหลาย

การวัดขนาดที่แม่นยำ (โฟโตเมทรี)

จำเป็นต้อง ปรับเทียบอุปกรณ์ตรวจจับทางภาพถ่ายหรือ(โดยปกติ) อิเล็กทรอนิกส์ ซึ่งโดยทั่วไปเกี่ยวข้อง กับการสังเกตการณ์ดาวฤกษ์มาตรฐานพร้อมกัน ภายใต้เงื่อนไขเดียวกัน โดยดาวฤกษ์เหล่านี้ทราบ ขนาดโดยใช้ตัวกรองสเปกตรัมได้อย่างแม่นยำ นอกจากนี้ เนื่องจากปริมาณแสงที่กล้องโทรทรรศน์ได้รับจริงลดลงเนื่องจากการส่ง ผ่านชั้นบรรยากาศของโลก จึงต้องคำนึงถึง มวลอากาศของดาวเป้าหมายและดาวเป้าหมาย ด้วยโดยทั่วไปแล้ว เราจะสังเกตเห็นดาวฤกษ์ที่ แตกต่างกันไม่กี่ดวงที่มีขนาดที่ทราบแล้วซึ่งมี ความคล้ายคลึงกันพอสมควร ดาวเป้าหมายที่ปรับ เทียบในท้องฟ้าใกล้เป้าหมายจะได้รับความนิยม

(เพื่อหลีกเลี่ยงความแตกต่างอย่างมากในเส้นทาง ของชั้นบรรยากาศ) หากดาวฤกษ์เหล่านั้นมีมุมเซ นิต (มุมสูง) แตกต่างกันเล็กน้อย ก็สามารถหา ค่าตัวประกอบการแก้ไขเป็นฟังก์ชันของมวลอากาศและนำไปใช้กับมวลอากาศ ณ ตำแหน่งของเป้าหมายได้ การปรับเทียบดังกล่าว

จะได้ความสว่างที่สังเกตได้จากเหนือชั้น บรรยากาศ ซึ่งเป็นตำแหน่งที่กำหนดขนาด

ปรากฏ.

มาตราส่วนความสว่างปรากฏทางดาราศาสตร์ สะท้อนถึงกำลังรับแสงของดาวฤกษ์ ไม่ใช่แอมพลิ จูด ผู้ที่เริ่มศึกษาใหม่ควรพิจารณาใช้การวัดความ สว่างสัมพัทธ์ในการถ่ายภาพดาราศาสตร์เพื่อปรับ เวลาเปิดรับแสงระหว่างดาวฤกษ์ มาตราส่วนความ สว่างปรากฏยังรวมอยู่ทั่วทั้งวัตถุ โดยไม่คำนึงถึง จุดโฟกัส และจำเป็นต้องคำนึงถึงเรื่องนี้เมื่อปรับ ขนาดเวลาเปิดรับแสงสำหรับวัตถุที่มีขนาดปรากฏ ชัดเจน เช่น ดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ และดาว เคราะห์ ตัวอย่างเช่น การปรับขนาดเวลาเปิดรับ แสงจากดวงจันทร์ถึงดวงอาทิตย์โดยตรงนั้นได้ ผล เนื่องจากวัตถุทั้งสองมีขนาดใกล้เคียงกันบน ท้องฟ้า อย่างไรก็ตาม การปรับขนาดเวลาเปิดรับ แสงจากดวงจันทร์ถึงดาวเสาร์จะส่งผลให้เกิดการ เปิดรับแสงมากเกินไป หากภาพของดาวเสาร์กิน พื้นที่บนเซ็นเซอร์น้อยกว่าดวงจันทร์ (ที่กำลัง ขยายเท่ากัน หรือโดยทั่วไปคือ f/#)

ขนาดโบโลเมตริกที่ปรากฏ

แม้ว่าโดยทั่วไปแล้ว แมกนิจูดจะหมายถึงการวัด ในแถบฟิลเตอร์เฉพาะที่สอดคล้องกับช่วง ความยาวคลื่นบางช่วง แต่แมกนิจูดโบโลเมตริก ปรากฏหรือสัมบูรณ์ (m bol ) คือการวัดความสว่าง ปรากฏหรือสัมบูรณ์ของวัตถุที่รวมอยู่ในช่วง ความยาวคลื่นทั้งหมดของสเปกตรัมแม่เหล็ก ไฟฟ้า (หรือที่เรียกว่าความเข้ม ของรังสี หรือกำลัง ของวัตถุ ตามลำดับ) จุดศูนย์ของสเกลแมกนิจูด โบโลเมตริกปรากฏนั้นอิงตามนิยามที่ว่า แมกนิจูด โบโลเมตริกปรากฏที่ 0 mag เทียบเท่ากับความ เข้มของรังสีที่ได้รับที่ 2.518×10 -8 วัตต์ต่อตาราง เมตร (W-m-2)

ขนาดสัมบูรณ์

ในขณะที่ขนาดปรากฏเป็นหน่วยวัดความสว่าง ของวัตถุตามที่ผู้สังเกตมองเห็น แต่ขนาดสัมบูรณ์ เป็นหน่วยวัด ความสว่าง ที่แท้จริงของวัตถุ ฟลักซ์ จะลดลงตามระยะทางตามกฎกำลังสองผกผันดัง นั้นขนาดปรากฏของดาวฤกษ์จึงขึ้นอยู่กับทั้ง ความสว่างสัมบูรณ์และระยะทาง (และการดับสูญ ใดๆ) ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ที่ระยะห่างหนึ่งจะมี ขนาดปรากฏเท่ากับดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าสี่เท่าที่ ระยะห่างสองเท่า ในทางตรงกันข้าม ความสว่าง ที่แท้จริงของวัตถุทางดาราศาสตร์ไม่ได้ขึ้นอยู่กับ ระยะทางของผู้สังเกตหรือการดับสูญใด ๆ

ค่าความสว่างสัมบูรณ์Mของดาวฤกษ์หรือวัตถุ ท้องฟ้าถูกกำหนดให้เป็นค่าความสว่างปรากฏที่ มองเห็นจากระยะห่าง 10 พาร์เซก (33 ปีแสง) ค่าความสว่างสัมบูรณ์ของดวงอาทิตย์คือ 4.83 ใน ย่าน V (มองเห็นได้), 4.68 ใน ย่าน G ของ ดาวเทียม Gaia (สีเขียว) และ 5.48 ในย่าน B (สีน้ำเงิน)ในกรณีของดาวเคราะห์หรือดาวเคราะห์น้อย ขนาดสัมบูรณ์Hจะหมายถึงขนาดปรากฏที่ดาว เคราะห์หรือดาวเคราะห์น้อยจะมีหากอยู่ห่างจาก ทั้งผู้สังเกตและดวงอาทิตย์ 1 หน่วยดาราศาสตร์ (150,000,000 กม.) และส่องสว่างเต็มที่ที่จุดตรง ข้ามสูงสุด (การกำหนดค่าที่สามารถทำได้ในทาง ทฤษฎีเท่านั้น โดยผู้สังเกตอยู่บนพื้นผิวของดวง อาทิตย์)

จากการวัดพารัลแลกซ์ HD 87816 c อยู่ที่ระยะทาง 436 ปีแสง กำลังเคลื่อนที่ออกจาก ระบบสุริยะด้วยความเร็ว 4.7 กิโลเมตรต่อวินาที

สเปกตรัมของดาวฤกษ์นี้ตรงกับ สเปกตรัมคลาส K1III  โดยที่ ระดับความส่องสว่างคลาส III บ่งชี้ว่ามันเป็นดาวฤกษ์ขนาด ยักษ์ที่ไฮโดรเจนที่แกนกลางหมดลงแล้ว ขณะนี้กำลังหลอมรวมฮีเลียมซึ่งอยู่ ในระยะวิวัฒนาการที่ เรียกว่าสาขาแนวนอน ดาวฤกษ์นี้มีมวล 2.4 เท่าของดวงอาทิตย์โดยมี รัศมี 9.0 เท่าของดวงอาทิตย์มันส่องสว่างด้วยความส่องสว่าง 45 เท่าของดวงอาทิตย์ที่อุณหภูมิจริง 4,989 K  อุณหภูมิทำให้มันมีโทนสีส้มซึ่ง เป็นลักษณะเฉพาะของดาวฤกษ์ประเภท K , HD 87816 c เคยเชื่อกันว่าเป็นดาวแปรแสงและได้ รับการกำหนดให้เป็นดาวแปรแสงว่า R Velorum แต่ปัจจุบันถือว่าเป็นดาวคงที่

ระบบดาวเคราะห์

HD 87816 c มีดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ ที่รู้จัก อยู่สองดวง ซึ่งค้นพบในปี พ.ศ. 2568

ผ่านกล้องโทรทรรศน์แบบดอปเปลอร์ทั้งสองดวงเป็น ดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์เช่นเดียวกับดาวพฤหัสบดี และดาวเสาร์

ดาวเคราะห์ b มีมวลน้อยที่สุดเท่ากับ 6.7 เท่าของ มวลดาวพฤหัสบดี (MJ) ใช้เวลา 484 วัน (1.33 ปี) ในการโคจรรอบ HD 87816 c และมีความเยื้อง ศูนย์กลางวงโคจร สูงมาก ที่ 0.818 ซึ่งจัดอยู่ใน กลุ่มดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่โคจรรอบ ดาวฤกษ์ขนาดยักษ์มากที่สุด

ดาวเคราะห์ C มีมวลน้อยที่สุดเท่ากับ 12.2 เท่า ของมวลดาวพฤหัสบดี ใช้เวลา 7,600 วัน (21 ปี) ในการโคจรรอบดาวฤกษ์ และมีความเยื้อง ศูนย์กลางต่ำเพียง 0.11

ปริญญาเอก 🇹🇭

ผู้ทำการสำรวจ / บันทึกภาพ

โดย : รัชรินทร์ดา เตชะประสาน🇹🇭

📍พิกัด : เกาะลันตา, กระบี่

ตำบลศาลาด่าน อำเภอเกาะลันตา จังหวัดกระบี่

ประเทศไทย🇹🇭

เรียบเรียงบทความ ภาษาอังกฤษ, ไทย 🇹🇭

โดย : รัชรินทร์ดา เตชะประสาน🇹🇭

เคลียร์มิลลี่8888🇹🇭

ประเทศไทย 2568🇹🇭

20 กรกฎาคม 2568, 23 : 50 น.🇹🇭

#StellariumThailand🇹🇭

#PhasesOfTheMoonThailand🇹🇭

#QueenOfTheUniverse👑🇹🇭

#ThailandBrandKingRama10👑🇹🇭

#Klearmilly8888🇹🇭

https://www.facebook.com/share/v/16rp8QQdZb/?mibextid=oFDknk