Girish V

# Magnitudskalan

För 2500 år sedan, så klassificerade den klassiska grekiska astronomen Hipparkos ljusstyrkan för de synliga stjärnorna enligt en skala från 1 till 6. Han kallade de allra ljusstarkaste stjärnorna på himlen för första magnituden, och de allra svagaste han kunde se sjätte magnituden. Förvånansvärt nog, två och ett halvt tusen år senare, är användningen av Hipparkos klassifikationssystem fortfarande utbredd bland astronomer, även om det har moderniserats och kvantifierats sedan dess. (Observera att magnitudskalan är baklänges mot vad man kan förvänta sig: ljusstarkare stjärnor har lägre magnitud än svagare stjärnor).

Magnitudskalan går baklänges mot vad man kan förvänta sig: ljusstarkare stjärnor har lägre magnituder än svagare stjärnor.

Den moderna magnitudskalan är ett kvantitativt mått på ljusflödet som kommer från en stjärna, med en logaritmisk skala:

m = m0 - 2,5 log (F / F0)

Om du inte förstår matematiken, så säger det här bara att magnituden för en given stjärna (m) skiljer sig från en viss standardstjärna (m0) med 2,5 gånger logaritmen av förhållandet mellan deras ljusflöden. Faktorn 2,5 * log, betyder att om förhållandet mellan ljusflöden är 100, så är skillnaden 5 i magnitud. Så en 6:e magnitudens stjärna är 100 gånger svagare än en 1:a magnitudens. Orsaken att Hipparkos enkla klassificering översätts till en relativt komplicerad funktion är att det mänskliga ögat reagerar logaritmiskt på ljus.

Det finns flera olika magnitudskalor i användning, där var och en tjänar olika syften. Den vanligaste är skenbar magnitud. Detta är bara måttet på hur starka stjärnor (och andra objekt) ser ut för det mänskliga ögat. Skenbar magnitud definierar stjärnan Vega som magnitud 0,0, och tilldelar magnitud till alla andra objekt med ovanstående ekvation, och ett mått av förhållandet mellan ljusflödet för varje objekt och Vega.

Det är svårt att förstå stjärnor enbart med användning av skenbar magnitud. Tänk dig två stjärnor på himlen med samma skenbara magnitud, så att de ser lika ljusa ut. Bara genom att titta på dem kan du inte veta om båda har samma inneboende ljusstyrka. Det är möjligt att en stjärna har större inneboende styrka, men är längre bort. Om vi känner avståndet till en stjärna (se avsnittet om parallax), kan vi ta hänsyn till det och tilldela en absolut magnitud som motsvarar den verkliga, inneboende ljusstyrkan. Den absoluta magnituden definieras som den skenbara magnitud stjärnan skulle ha om den observerades från ett avstånd av 10 parsek (1 parsek är 3,26 ljusår, eller 3,1 x 1018 cm). Den absoluta magnituden (M), kan avgöras från den skenbara magnituden (m) och avståndet i parsek (d), med formeln:

M = m + 5 - 5 * log(d), observera att M = m när d = 10.

Den moderna magnitudskalan är inte längre baserad på det mänskliga ögat. Den är baserad på fotografiska plåtar och fotoelektriska fenomen. Vi kan se objekt med teleskop som är mycket svagare än vad Hipparkos kunde se med blotta ögat, så magnitudskalan har utökats bortom 6:e magnituden. I själva verket kan rymdteleskopet Hubble avbilda stjärnor som är nästan så svaga som 30:e magnituden, vilket är en biljon gånger svagare än Vega.

En sista anmärkning: magnituden mäts oftast genom någon form av färgfilter, och magnituderna anges med en beteckning som beskriver filtret (dvs. mV är magnituden genom ett synligt filter, som är grönaktigt, mB är magnituden genom ett blått filter, mpg är magnituden för en fotografisk plåt, etc.).