Tilsynelatende størrelsesklasse

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk

Tilsynelatende størrelsesklasse brukes i astronomien og gir et mål for hvor sterkt lyset som når oss fra en gitt stjerne er. Allerede i oldtiden hadde Ptolemæus klassifisert de synlige stjernene i 6 klasser, slik at de 15 best synlige tilhørte klasse 1, mens de svakeste stjernene, som såvidt kunne skimtes, tilhørte klasse 6.

I det 19. århundre ble det så laget en ny skala, som var basert på fotometrisk måling av lysintensiteter, og som mest mulig skulle avspeile den tradisjonelle skalaen fra 1 til 6. Man fant da ut at, siden øyet reagerte noenlunde logaritmisk på synsinntrykk av forskjellig styrke, en kunne benytte en logaritmisk skala til å definere størelsesklassene som funksjon av observert lysstyrke. Dersom lyset som mottas fra to stjerner har intensitetene I1 og I2, så definerte man differensen mellom deres tilsynelatende størrelsesklasser, m1 og m2, ved formelen

m_1 - m_2 = -2,5*\lg\Big({I_1 \over I_2}\Big),

der \lg er logaritmen med grunntall 10. Faktoren 2,5 ble valgt, fordi man hadde slått fast at lyset fra en meget svak stjerne (klasse 6) hadde en intensitet som var omtrent hundrendeparten av intensiteten av lyset som når oss fra en meget klar stjerne (klasse 1). Setter man nemlig inn i formelen I1/I2 = 100, så får man at de to stjernene ligger akkurat 5 størrelsesklasser ifra hverandre. Denne definisjonen ble innført av N. G. Pogson i 1854.

På fransk heter det «magnitude apparente», på engelsk «apparent magnitude», eller også bare «magnitude», der det da er underforstått at det menes «apparent». På nederlandsk heter det «schijnbare helderheid» og på tysk «scheinbare Helligkeit».

absolutt størrelsesklasse bygger på Pogsons formel, idet man tenker seg stjernen observert fra en standard astronomisk avstand på 10 parsec. Den tenkte, derfra observerte, størrelsesklassen kalles stjernens absolutte størrelsesklasse, symbol M. Idet en stjernes lysintensiteten avtar omvendt proporsjonalt med kvadratet av avstanden, får en da følgende formel for sammenhengen mellom absolutt og tilsynelatende størrelsesklasse:

\ M = m + 5 - 5*\lg(p),

der p er stjernens parallakse, som er dens avstand fra vårt solsystem målt i parsec.