Tilsynelatande storleiksklasse

Tilsynelatande storleiksklasse vert nytta i astronomien og gir eit mål for kor sterkt lyset som når oss frå ei gitt stjerne er. Allereie i oldtida hadde Klaudios Ptolemaios klassifisert dei synlege stjernene i seks klassar, slik at dei 15 best synlege høyrte til klasse 1, medan dei svakaste stjernene, som så vidt kunne skimtast, høyrte til klasse 6. I det 19. århundre vart det så laga ein ny skala, som var basert på fotometrisk måling av lysintensitetar og som mest mogleg skulle avspeila den tradisjonelle skalaen frå ein til seks. Ein fann då ut at, sidan auget reagerte nokolunde logaritmisk på synsinntrykk av forskjellig styrke, kunne ein nytta ein logaritmisk skala til å definera storleiksklassane som funksjon av observert lysstyrke. Dersom lyset som blir motteke frå to stjerner har intensitetane I₁ og I₂, så definerte ein differansen mellom deira tilsynelatande storleiksklassar, m₁ og m₂, ved formelen

${\displaystyle m_{1}-m_{2}=-2,5\cdot \lg \left({I_{1} \over I_{2}}\right),}$

der ${\displaystyle \lg }$ er logaritmen med grunntal 10. Faktoren 2,5 blei vald fordi ein hadde slått fast at lyset frå ein svak stjerne (klasse 6) hadde ein intensitet som var omtrent hundrendeparten av intensiteten av lyset som når oss frå ein klar stjerne (klasse 1). Set ein inn i formelen I₁/I₂ = 100, så får ein at dei to stjernene ligg akkurat 5 storleiksklassar ifrå kvarandre. Denne definisjonen blei innført av N. G. Pogson i 1854. På fransk heiter det «magnitude apparente», på engelsk «apparent magnitude», eller berre «magnitude», då det der er underforstått at det meines «apparent». På nederlandsk heiter det «schijnbare helderheid» og på tysk «scheinbare Helligkeit».

Absolutt storleiksklasse bygger på Pogsons formel, idet ein tenkjer seg stjerna observert frå ein standard astronomisk avstand på 10 parsec. Den tenkte, derfrå observerte, storleiksklassen kallast stjernas absolutte storleiksklasse, symbol M. Idet ei stjernes lysintensitet minker omvendt proporsjonalt med kvadratet av avstanden, får ein då følgjande formel for samanhengen mellom absolutt og tilsynelatande storleiksklasse:

${\displaystyle \ M=m+5-5\cdot \lg(p),}$

der p er stjernas parallakse, som er stjernas avstand frå vårt solsystem målt i parsec.

Kjelde

• Denne artikkelen bygger på «Tilsynelatende størrelsesklasse» frå Wikipedia på bokmål, den 20. januar 2008.