størrelsesklasse (original) (raw)
Størrelsesklasse er i astronomi et mål for et himmellegemes lysstyrke.
Faktaboks
Det nuværende størrelsesklassesystem blev foreslået i 1856 af den britiske astronom Norman Pogson (1829-1891), og det blev almindeligt accepteret sidst i 1800-tallet.
Himmellegemers lysstyrke
Størrelsesklassesystemet bygger på den græske astronom Hipparchos' inddeling af stjernerne i seks klasser, hvor de klareste stjerner var af første klasse, og de svageste, som kunne ses med det blotte øje, var af sjette klasse. Derfor er en klar stjernes størrelsesklasse mindre end en lyssvag stjernes.
Logaritmisk skala
Skalaen er valgt logaritmisk, fordi det menneskelige øje opfatter forskelle i lysstyrke logaritmisk (Weber-Fechners lov): Hvis vi modtager ti gange så meget lys fra en stjerne som fra en anden, er forskellen i deres størrelsesklasser sat til præcis 2,5.
Forholdet mellem lysstyrkerne
Det betyder, at forholdet mellem lysstyrkerne af en stjerne med størrelsesklasse 1 og en med størrelsesklasse 6 er 100, og forholdet mellem lysstyrkerne af to stjerner med størrelsesklasseforskel 1 er 2,51.189. Skalaens nulpunkt er fastlagt ved, at Vega har visuel størrelsesklasse 0,03.
Tilsyneladende og absolut størrelsesklasse
Man skelner mellem tilsyneladende størrelsesklasse m, som beskriver lysstyrken set fra Jorden, og absolut størrelsesklasse M, som er den tilsyneladende størrelsesklasse, legemet ville have, hvis det befandt sig 10 parsec (32,6 lysår) fra Jorden.
Den absolutte størrelsesklasse kan derfor bruges til at beregne, hvor meget lys der faktisk udsendes fra stjernen, mens den tilsyneladende størrelsesklasse fortæller, hvordan stjernen ser ud for en iagttager på Jorden.
Solens tilsyneladende visuelle størrelsesklasse er −26,74, og dens absolutte visuelle størrelsesklasse er +4,83.
Bolometrisk størrelsesklasse
Bolometrisk størrelsesklasse er et mål for, hvor meget energi et himmellegeme udsender i alle bølgelængder. Oftest måler man dog størrelsesklassen i et begrænset bølgelængdeinterval, hvor fx visuel størrelsesklasse måles i det område, hvor øjet er mest følsomt (omkring 550 nm).
_UBV_-systemet
Det mest udbredte størrelsesklassesystem er _UBV_-systemet, som består af tre filtre:
- Et ultraviolet (U, bølgelængde 360 nm)
- Et blåt (B, 440 nm)
- Et visuelt (V, 550 nm).
Til _UBV_-systemet hører to farveindekser, U_−_B og B_−_V, som er differenserne mellem de tilsvarende størrelsesklasser.
Ud fra en stjernes farveindeks kan temperaturen på dens overflade bestemmes.