1<sect1 id="ai-magnitude"> 2<sect1info> 3<author 4><firstname 5>Girish</firstname 6> <surname 7>V</surname 8> </author> 9</sect1info> 10<title 11>Wielkości gwiazdowe</title> 12<indexterm 13><primary 14>Wielkości gwiazdowe</primary> 15<seealso 16>Strumień pola</seealso 17> <seealso 18>Kolory i temperatury gwiazd</seealso 19> </indexterm> 20<para 21>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 22>pierwszej wielkości</quote 23>, a gwiazdy najciemniejsze <quote 24>szóstej wielkości</quote 25>. Nieoczekiwanie, dwa i pół tysiąca lat później, schemat klasyfikacji Hipparcha jest w dalszym ciągu wykorzystywany przez astronomów, choć został zmodyfikowany.</para> 26<note 27><para 28>Skala wielkości gwiazdowych biegnie w kierunku odwrotnym do tego, jakiego moglibyśmy się spodziewać: jaśniejsze gwiazdy mają <emphasis 29>niższą</emphasis 30> wartość wielkości gwiazdowej niż te ciemniejsze. </para> 31</note> 32<para 33>Obecna skala wielkości gwiazdowych jest miarą ilościową <firstterm 34>światła</firstterm 35> pochodzącego z gwiazdy. Jest to skala logarytmiczna: </para 36><para 37>m = m_0 - 2,5 log (F / F_0) </para 38><para 39>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 40><para 41>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 42><para 43>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 44>rzeczywistą</emphasis 45> . Znając odległość do gwiazd (zobacz artykuł o <link linkend="ai-parallax" 46>paralaksie</link 47>), możemy wziąć pod uwagę tą odległość i wprowadzić <firstterm 48>absolutną wielkość gwiazdową</firstterm 49> 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 50><para 51>M = m + 5 - 5 * log(d) (gdy d=10, M=m). </para 52><para 53>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 54>bilion</emphasis 55> razy słabsze niż Vega. </para 56><para 57>Wielkość gwiazdowa jest zazwyczaj mierzona przez kolorowy filtr, a jej oznaczenie zawiera opis filtru (np. m_V jest wielkością zmierzoną przez filtr <quote 58>wzrokowy</quote 59>, zielonkawy; m_B jest wielkością zmierzoną przez filtr niebieski; m_pg jest wielkością zmierzoną przez kliszę fotograficzną, itd). </para> 60</sect1> 61