Wielkość gwiazdowa – pozaukładowa
jednostka miary
stosowana do oznaczania blasku
gwiazd
(nie mylić z
jasnością
) i innych podobnych
ciał niebieskich
. Jednostką wielkości gwiazdowej jest magnitudo (oznaczenie m lub mag). Zazwyczaj w
fizyce
do wyrażenia wartości
natężenia światła
używa się
luksów
, jednakże ze względów praktycznych i historycznych w
astronomii
stosuje się nadal magnitudo.
Historia
Magnitudo są jednostkami spopularyzowanymi przez
Ptolemeusza
w jego
Almageście
ok.
140 r. n.e.
, ale prawdopodobnie wynalezione przez
Hipparcha
, który wszystkie gwiazdy sklasyfikował pod względem blasku na 6 grup. Najjaśniejsze gwiazdy miały wielkość 1, najsłabsze widoczne gołym okiem 6. Skala ta była w użyciu jeszcze na początku
XIX wieku
. Była to skala odwrócona (i to się nie zmieniło do dziś), tzn. im jaśniejsza gwiazda tym niższa wielkość gwiazdowa była jej przypisana. W połowie XIX wieku rozszerzono ją o wielkości początkowo 7m, potem 8m, itd., aby mieć możliwość uwzględnienia gwiazd niewidocznych gołym okiem.
W
1856
roku
Norman Pogson
zauważył, że tradycyjny system można uściślić przyjmując, że ilość światła dochodząca od gwiazd różniących się o 5 wielkości gwiazdowych różni się o czynnik 100. Łatwo obliczyć, że dla gwiazd różniących się o jedną wielkość gwiazdową czynnik ten równa się pierwiastkowi piątego stopnia ze 100. Liczba ta, zwana czynnikiem Pogsona równa się w przybliżeniu 2,51188643150958. Pogson jako punkt odniesienia swojej skali użył
Gwiazdy Polarnej
i przypisał jej wielkość 2m. Od tego czasu okazało się, że jest to
gwiazda zmienna
, jednak zasada pozostała niezmieniona.
Wielkość obserwowana
Sprawa pomiaru wielkości gwiazdowej komplikuje się jednak, jeśli uświadomimy sobie, że
światło
ciał niebieskich nigdy nie jest
monochromatyczne
. Czułość odbiornika światła różni się w zależności od
długości fali
światła, a także od rodzaju samego odbiornika. Z tego powodu konieczne jest podawanie sposobu pomiaru wielkości, by miał on wartość naukową (i by był porównywalny z innymi pomiarami). W powszechnym użyciu jest system UBV, w którym wielkość mierzy się w trzech zakresach fal: U (jego środek przypada na długość fali ok. 350 nm, w pobliżu
ultrafioletu
), B (środek około 435 nm, w pobliżu barwy niebieskiej) i V (około 555 nm, pośrodku zakresu widzialności ludzkiego oka). Ostatni zakres, V, w przybliżeniu odpowiada zakresowi ludzkiego oka, zwykle więc wielkość podana bez żadnego dodatkowego określenia jest wielkością V. Nieco mniej popularne, ale także często używane, są kolejne standardowe kolory odpowiadające barwie czerwonej i obserwacjom w zakresie podczerwieni: R (około 700 nm), I (około 900 nm), J (około 1,25
mikrometra
), H (około 1,65 mikrometra) i K (około 2,2 mikrometra).
Niektóre chłodniejsze gwiazdy, takie jak
czerwone olbrzymy
i
czerwone karły
, emitują mało energii w zakresie barwy niebieskiej i w skali UBV są "niedoceniane". Dla przykładu niektóre gwiazdy klas L czy T mają wielkość mierzoną w systemie UBV rzędu 100m. Dzieje się tak dlatego, że emitują znaczne ilości energii nie w zakresie światła widzialnego, ale w
podczerwieni
.
Przy pomiarze wielkości gwiazd jest szczególnie ważne, aby mierzyć podobne podobnym. Dla przykładu błona filmowa jest bardziej czuła na światło czerwone i wyniki pomiarów przy jej użyciu mogą być nawet odwrotne niż za pomocą oka. Np.
Betelgeza
o wielkości ok. 1m wygląda na filmie na silniejszą od
Rigla
(0m).
Po wytrenowaniu i stosując odpowiednią metodę, ludzkie oko może określić różnicę w wielkości między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 magnitudo.
Wielkość absolutna
Oprócz widomej wielkości gwiazdowej (tzn. takiej jaka jest obserwowana z
Ziemi
) określana też jest tak zwana absolutna wielkość gwiazdowa. Jest to wielkość, jaką miałoby dane ciało obserwowane z odległości 10
parseków
. Można ją obliczyć, jeśli znamy wielkość obserwowaną danego ciała oraz odległość do niego. Pozwala ona na wyeliminowanie czynnika odległości przy porównywaniu jasności gwiazd.
Dla ciał
Układu Słonecznego
takich, jak planety, komety i planetoidy, stosuje się zupełnie inną skalę absolutnych wielkości gwiazdowych. Dla tych obiektów określa się ją jako hipotetyczną wielkość gwiazdową, gdy obserwator znajduje się w odległości 1
jednostki astronomicznej
od danego obiektu, a miejscem obserwacji jest powierzchnia Słońca (obserwujemy wtedy oświetloną stronę). Absolutna wielkość gwiazdowa tych ciał zależy od ich rozmiarów oraz
albedo
(zdolności odbijania światła).
Zobacz też