<sect1 id="ai-magnitude">
<sect1info>
<author
><firstname
>Girish</firstname
> <surname
>V</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Wielkości gwiazdowe</title>
<indexterm
><primary
>Wielkości gwiazdowe</primary>
<seealso
>Strumień pola</seealso
> <seealso
>Kolory i temperatury gwiazd</seealso
> </indexterm>
<para
>2500 lat temu starożytny grecki astronom Hipparch sklasyfikował jasności widocznych na niebie gwiazd w skali od 1 do 6. Najjaśniejsze gwiazdy na niebie nazwał gwiazdami <quote
>pierwszej wielkości</quote
>, a gwiazdy najciemniejsze <quote
>szóstej wielkości</quote
>. Nieoczekiwanie, dwa i pół tysiąca lat później, schemat klasyfikacji Hipparcha jest w dalszym ciągu wykorzystywany przez astronomów, choć został zmodyfikowany.</para>
<note
><para
>Skala wialkości gwiazdowych biegnie w kierunku odwrotnym do tego, jakiego moglibyśmy się spodziewać: jaśniejsze gwiazdy mają <emphasis
>niższą</emphasis
> wartość wielkości gwiazdowej niż te ciemniejsze. </para>
</note>
<para
>Obecna skala wielkości gwiazdowych jest miarą ilościową <firstterm
>światła</firstterm
> pochodzącego z gwiazdy. Jest to skala logarytmiczna: </para
><para
>m = m_0 - 2,5 log (F / F_0) </para
><para
>Jasność danej gwiazdy (m) różni się od pewnego standardu gwiazdy (m_0) o 2,5 raza logarytm z ich stosunku współczynników strumienia. Współczynnik 2,5 *log oznacza, że jeżeli stosunek strumieni 100, różnica w wielkości gwiazdowej wynosi 5. Tak więc gwiazda o wielkości gwiazdowej 6 jest 100 razy ciemniejsza niż gwiazda o wielkości gwiazdowej 1. Powodem, dla którego proste oszacowanie Hipparcha opisane jest tak spomplikowanym wyrażeniem, jest logarytmiczne odbieranie bodźców świetlnych przez oko ludzkie. </para
><para
>W użyciu znajduje się kilka skal wielkości gwiazdowej, a każda służy innemu celowi. Najbardziej popularną jest skala obserwowalna, mierząca jak jasna gwiazda (lub inny obiekt) wydaje się oku ludzkiem. Skala obserwowalnej wielkości gwiazdowej definiuje wielkość Wegi na 0. Wielkość gwiazdową innych obiektów oblicza się przy pomocy powyższego wzoru, porównując strumień pola każdej gwiazdy do tego Wegi. </para
><para
>Trudno jest zrozumieć gwiazdy używając tylko tej jednej skali. Wyobraźmy sobie na niebie dwie gwiazdy o takiej samej widocznej wielkości gwiazdowej, czyli wydające się nam tak samo jasne. Oglądając je nie możemy stwierdzić, czy mają taką samą jasność <emphasis
>rzeczywistą</emphasis
> . Znając odległość do gwiazd (zobacz artykuł o <link linkend="ai-parallax"
>paralaksie</link
>), możemy wziąć pod uwagę tą odległość i wprowadzić <firstterm
>absolutną wielkość gwiazdową</firstterm
> opisującą rzeczywistą jasność gwiazdy. Absolutna wielkość gwiazdowa definiowana jest jako obserwowalna wielkość gwiazdowa obiektu z odległości 10 parseków (1 parsek to 3,26 roku świetlnego, lub 3.1 x 10^18 cm). Absolutna wielkość gwiazdowa (M) może być obliczona przy użyciu obserwowalnej wielkości gwiazdowej (m) i odległości w parsekach (d) przy użyciu wzoru: </para
><para
>M = m + 5 - 5 * log(d) (gdy d=10, M=m). </para
><para
>Nowoczesne skale wielkości gwiazdowej nie bazują na ludzkim oku; wykorzystywane są klisze fotograficzne i mierniki fotoelektryczne. Poprzez teleskop widzimy gwiazdy słabsze niż widział je Hipparchus, dlatego ich wielkość gwiazdowa wykracza poza 6 stopień skali. Teleskop Hubble'a może obserować gwiazdy o wielkości gwiazdowej 30, czyli <emphasis
>bilion</emphasis
> razy słabsze niż Vega. </para
><para
>Wielkość gwiazdowa jest zazwyczaj mierzona przez kolorowy filtr, a jej oznaczenie zawiera opis filtru (np. m_V jest wielkością zmierzoną przez filtr <quote
>wzrokowy</quote
>, zielonkawy; m_B jest wielkością zmierzoną przez filtr niebieski; m_pg jest wielkością zmierzoną przez kliszę fotograficzną, itd). </para>
</sect1>
