Wielkość gwiazdowa: Różnice pomiędzy wersjami

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 rozszerzono ją o wielkości początkowo 7^{<font size=-1>m</font>}, potem 8^{<font size=-1>m</font>}, itd., aby mieć możliwość uwzględnienia gwiazd niewidocznych gołym okiem.

W [[1856]] roku, [[Norman Robert Pogson|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 [[Gwiazda Polarna|Gwiazdy Polarnej]] i przypisał jej wielkość 2^m. Od tego czasu okazało się, że jest to [[gwiazda zmienna]], jednak zasada pozostała niezmieniona.

Oprócz widomej wielkości widomejgwiazdowej (tzn. takiej jaka jest obserwowana z [[Ziemia|Ziemi]]) określana też jest tak zwana '''absolutna wielkość absolutnagwiazdowa'''. Jest to wielkość, jaką miałoby dane ciało obserwowane z odległości 10 [[parsek]]ów. Można ją obliczyć, jeśli znamy wielkość obserwowaną danego ciała oraz odległość do niego. Pozwala ona na wyeliminowanie czynnika odległości przy porównywaniu wielkościjasności gwiazd.