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''). Zazwyczaj wW [[fizyka|fizyce,]] do wyrażenia wartości [[Światłość|natężenia światła]], zazwyczaj używa się [[Luks (fotometria)|luksów]], jednakże w [[astronomia|astronomii]], ze względów praktycznych i historycznych, w [[astronomia|astronomii]]nadal stosuje się nadal 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 ją o dodatkowe wielkości: początkowo 7^{<font size=-1>m</font>}, 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>}).

W [[1856]] roku [[Norman Robert Pogson|Norman Pogson]] zauważył, że tradycyjny system można uściślić, przyjmując, że różnica jasności równa 5 wielkości gwiazdowych odpowiada stosunkowi natężeń oświetlenia równemu 1:100. Łatwo obliczyć, że dla gwiazd różniących się o jedną wielkość gwiazdową, czynnik ten równa się pierwiastkowi piątego stopnia ze 100. Liczba ta, zwana [[czynnik Pogsona|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.

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 "niedocenianeniedoszacowane". Dla przykładuPrzykładowo, 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 jest szczególnie ważne jest, aby mierzyć "podobne -podobnym". DlaDobrym przykładuprzykładem jest błona filmowa jest- bardziej czuła na światło czerwone, przez ico wyniki pomiarów przy jej użyciu mogą być nawet odwrotne niż obserwacje/pomiary realizowane za pomocą ludzkiego oka. Np./vide: [[Betelgeza|Betelgeza,]] o wielkości ok. 1^m wygląda na filmie na silniejszą od [[Rigel|Rigla]] (0^m) /.

Po wytrenowaniu ioraz stosującprzy odpowiedniązastosowaniu metodęodpowiedniej metody, ludzkie oko może określić różnicę w wielkości między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 magnitudo.

Oprócz widomej wielkości gwiazdowej (tzn. takiej jaka jest obserwowana z [[Ziemia|Ziemi]]) określana też jest tak zwana '''absolutna wielkość gwiazdowa'''. 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. PozwalaPrzy onaporównywaniu jasności gwiazd, absolutna wielkość gwiazdowa pozwala na wyeliminowanie czynnika odległości przy porównywaniu jasności gwiazd.

Dla ciał [[Układ Słoneczny|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 [[Jednostka astronomiczna|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).