Girish
V

# Magnitudes

2500 jaar geleden deelde de Griekse astronoom Hipparchos de helderheden van de zichtbare sterren in in een schaal van 1 tot en met 6. Volgens deze indeling was de helderste ster aan de hemel van de eerste magnitude, en de allerzwakste sterren die hij kon zien van de zesde magnitude. Het is verbazingwekkend dat twee en een halve millennia later dit schema van Hipparchos nog steeds door de astronomen wordt gebruikt, zij het in een gemoderniseerde en verder gekwantificeerde vorm.

De magnitudeschaal loopt net in de andere richting dan je misschien zou verwachten: heldere sterren hebben een lagere magnitude dan zwakke sterren.

De moderne magnitudeschaal is een kwantitatieve maat voor de flux van licht dat afkomstig is van de ster, met een logaritmische schaalverdeling:

m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)

Als u de wiskunde hiervan niet begrijpt: er staat alleen maar dat de magnitude van een bepaalde ster (m) verschilt met die van een of andere standaardster (m_0) met 2,5 keer de logaritme van de verhouding van hun fluxen. De term 2,5*log(F/F_0) betekent dat als de fluxverhouding 100 is, het verschil in magnitudes 2,5*2 = 5 is. Een ster met een magnitude 6 is dus 100 keer zwakker dan een met een magnitude 1. De reden dat de eenvoudige indeling van Hipparchos zich laat vertalen naar een tamelijk ingewikkelde functie, is dat het menselijke oog op een logaritmische manier op licht reageert.

Noot vertaler: log(100) = 2, omdat 10^2 = 100.

Er zijn verschillende magnitudeschalen in gebruik, ieder ervan met een eigen doel. De meest algemene is de schijnbare magnitudeschaal, deze is een maat voor de helderheid van een ster (en andere objecten) zoals die door het menselijk oog wordt gezien. In de schijnbare magnitudeschaal heeft de heldere ster Wega een helderheid 0,0, en worden de helderheden van alle andere objecten, met behulp van de bovenstaande vergelijking, en hun fluxverhouding met die van Wega, berekend.

Het is onmogelijk om sterren te begrijpen aan de hand van alleen maar hun schijnbare magnitude. Stel dat er twee sterren zijn met precies dezelfde schijnbare magnitude, dus die even helder lijken. Je kan dan niet weten of ze werkelijk even helder zijn (ze dezelfde intrinsieke helderheid hebben). Het is mogelijk dat een ervan intrinsiek helderder is, maar verder weg staat. Als we de afstanden tot die sterren zouden weten (zie het artikel over parallax), zouden we hiermee rekening kunnen houden, en die sterren een Absolute magnitude kunnen toekennen, een maat voor hun werkelijke, intrinsieke helderheid. De absolute magnitude van een ster is gedefinieerd als de schijnbare helderheid die de ster zou hebben voor een waarnemer op een afstand van 10 parsec (1 parsec is 3,26 lichtjaar, of 3,1 x 10^18 cm). Met behulp van de schijnbare magnitude (m) en de afstand in parsecs (d) kan de absolute magnitude (M) worden berekend met de formule:

M = m + 5 - 5 * log(d) (merk op dat M=m als d=10; log 10 = 1).

Het menselijke oog is niet langer de basis voor de moderne magnitudeschaal. Deze schaal is tegenwoordig gebaseerd op fotografische platen en fotoëlektrische lichtmeters. Met telescopen kunnen we objecten zien die veel zwakker zijn dan Hipparchos met het blote oog kon zien, en dus is de magnitudeschaal veel verder uitgebreid dan de 6e magnitude. De Hubble ruimtetelescoop kan sterren afbeelden van de 30e magnitude, wat een biljoen (10^12) keer zwakker is dan Wega!.

Noot vertaler: Ook naar de andere kant is de magnitudeschaal uitgebreid, zodat ook sterren helderder dan Wega (zie Sirius) en heldere planeten, en natuurlijk de maan en de zon, een magnitude hebben, die alle negatief zijn.

Een laatste opmerking: de magnitude wordt meestal gemeten door een of ander kleurfilter, en deze magnitudes worden voorzien van een aanduiding waarin wordt aangegeven welk filter is gebruikt (dit betekent m_V is de magnitude zoals wordt waargenomen door een visueel filter, wat een beetje groenachtig is; m_B is de magnitude door een blauw filter; m_pg is de magnitude op een fotografische plaat, &etc;).