Wielkość gwiazdowa: Różnice pomiędzy wersjami

'''Wielkość gwiazdowa''' – pozaukładowa [[jednostka miary]] stosowana do oznaczania blasku [[gwiazda|gwiazd]] (nie mylić z [[jasność (astronomia)|jasnością]]) i innych podobnych [[ciało niebieskie|ciał niebieskich]]. Jednostką wielkości gwiazdowej jest '''magnitudo''' (oznaczenie ^m lub ''mag''). W [[fizyka|fizyce,]], do wyrażenia wartości [[Światłość|natężenia światła]], zazwyczaj używa się [[Luks (fotometria)|luksów]], jednakże w [[astronomia|astronomii]], ze względów praktycznych i historycznych, nadal stosuje się magnitudo.

Magnitudo są jednostkami spopularyzowanymi przez [[Klaudiusz Ptolemeusz|Ptolemeusza]] w jego ''[[Almagest|Almageście]]'' ok. [[140|140]] r. n.e.]], ale prawdopodobnie wynalezione przez [[Hipparchos z Nikei|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 wiek]]u. 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 skalę rozszerzono o dodatkowe wielkości: początkowo 7^{<font size=-1>m</font>}{{magnitudo}}, potem 8^{<font size=-1>m</font>}, itd., aby mieć możliwość uwzględnienia gwiazd niewidocznych gołym okiem. Najjaśniejsze obiekty mają ujemną wartość magnitudo (np. [[Syriusz]]: −1,47^{<font size=-1>m</font>}).

Sprawa pomiaru wielkości gwiazdowej komplikuje się jednak, jeśli uświadomimy sobie, że [[światło]] ciał niebieskich nigdy nie jest [[monochromatyczność|monochromatyczne]]. Czułość odbiornika światła różni się w zależności od [[długość fali|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&nbsp;nm, w pobliżu [[ultrafiolet]]u), B ('środek' około 435&nbsp;nm, w pobliżu barwy niebieskiej) i V (około 555&nbsp;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&nbsp;nm), I (około 900&nbsp;nm), J (około 1,25 [[mikrometr]]a), H (około 1,65 mikrometra) i K (około 2,2 mikrometra).

Niektóre chłodniejsze gwiazdy, takie jak [[czerwony olbrzym|czerwone olbrzymy]] i [[Czerwony karzeł|czerwone karły]], emitują mało energii w zakresie barwy niebieskiej i w skali [[UBV]] są "niedoszacowane"„niedoszacowane”. Przykładowo, niektóre gwiazdy klas L czy T mają wielkość mierzoną w systemie UBV rzędu 100^m. Dzieje się tak dlatego, że emitują znaczne ilości energii nie w zakresie światła widzialnego, ale w [[podczerwień|podczerwieni]].

Przy pomiarze wielkości gwiazd szczególnie ważne jest, aby mierzyć "podobne„podobne-podobnym"podobnym”. Dobrym przykładem jest błona filmowa - bardziej czuła na światło czerwone, przez co wyniki pomiarów przy jej użyciu mogą być nawet odwrotne niż obserwacje/pomiary realizowane za pomocą ludzkiego oka. /vide:Przykładowo [[Betelgeza|Betelgeza,]], o wielkości ok. 1^m wygląda na filmie na silniejsząjaśniejszą odniż [[Rigel|Rigla]] (0^m) /.

Oprócz widomej wielkości gwiazdowej (tzn. takiej jaka jest obserwowana z [[Ziemia|Ziemi]]) określana też jest tak zwana '''absolutna wielkość gwiazdowa'''. JestDla toobiektów poza Układem Słonecznym jest definiowana jako wielkość, jaką miałoby dane ciało obserwowane z odległości 10 [[parsek]]ów. Można ją obliczyć, jeśli znamyznana jest wielkość obserwowanąobserwowana danego ciała oraz odległość do niego. Przy porównywaniu jasności gwiazd, absolutna wielkość gwiazdowa pozwala na wyeliminowanie czynnika odległościzwiązanego z miejscem obserwacji.