Magnituda

© Znanje je moč

Ptolomej in Almagest

Prvi poskus sestavljanja kataloga zvezd, ki je temeljil na principu njihove stopnje sijaja, je naredil grški astronom Hiparh iz Nikeje v 2. stoletju pr. Med njegovimi številnimi deli (žal so skoraj vsa izgubljena) se je pojavil "Katalog zvezd", ki vsebuje opis 850 zvezd, razvrščenih po koordinatah in siju. Podatke, ki jih je zbral Hiparh, ki je poleg tega odkril pojav precesije, je predelal in razvil po zaslugi Klavdija Ptolemaja iz Aleksandrije (Egipt) v 2. stoletju. AD Ustvaril je temeljni opus "Almagest" v trinajstih knjigah. Ptolomej je zbral vsa takratna astronomska znanja, jih razvrstil in predstavil v dostopni in razumljivi obliki. Almagest je vključeval tudi Star Catalog. Temeljil je na opazovanjih Hiparha pred štirimi stoletji. Toda Ptolemejev "Katalog zvezd" je že vseboval približno tisoč več zvezd.

Ptolemejev katalog so tisočletje uporabljali skoraj povsod. Zvezde je razdelil na šest razredov glede na stopnjo svetilnosti: najsvetlejše so bile dodeljene prvemu razredu, manj svetle - drugemu in tako naprej. Šesti razred vključuje zvezde, ki so komaj vidne s prostim očesom. Izraz »svetilnost nebesnih teles« ali »zvezdna magnituda« se še danes uporablja za določanje mere sijaja nebesnih teles, ne le zvezd, temveč tudi meglic, galaksij in drugih nebesnih pojavov.

Svetlost zvezd in vizualna magnituda

Če pogledate zvezdnato nebo, lahko opazite, da se zvezde razlikujejo po svetlosti ali navideznem sijaju. Najsvetlejše zvezde imenujemo zvezde 1. magnitude; tiste zvezde, ki so 2,5-krat manj svetle kot zvezde 1. magnitude, imajo 2. magnitudo. Te so razvrščene kot zvezde 3. magnitude. ki so 2,5-krat šibkejše od zvezd 2. magnitude itd. Najslabše zvezde, vidne s prostim očesom, so razvrščene kot zvezde 6. magnitude. Ne smemo pozabiti, da ime "zvezdna magnituda" ne označuje velikosti zvezd, temveč le njihovo navidezno svetlost.

Skupno je na nebu 20 najsvetlejših zvezd, za katere običajno pravimo, da so zvezde prve magnitude. Vendar to ne pomeni, da imajo enako svetlost. Pravzaprav so nekatere od njih nekoliko svetlejše od 1. magnitude, druge so nekoliko šibkejše in samo ena izmed njih je zvezda točno 1. magnitude. Enako velja za zvezde 2., 3. in naslednjih magnitud. Zato za natančnejšo označbo svetlosti določene zvezde uporabljajo delne količine. Tako se na primer tiste zvezde, ki so po svoji svetlosti na sredini med zvezdami 1. in 2. magnitude, štejejo za 1,5. Obstajajo zvezde z magnitudami 1,6; 2.3; 3,4; 5,5 itd. Na nebu je vidnih več posebej svetlih zvezd, ki po svojem sijaju presegajo sijaj zvezd 1. magnitude. Za te zvezde nič in negativne magnitude. Tako ima na primer najsvetlejša zvezda na severni polobli neba - Vega - magnitudo 0,03 (0,04) magnitude, najsvetlejša zvezda - Sirius - pa ima magnitudo minus 1,47 (1,46) magnitude na južni polobli najsvetlejša je zvezda Canopus(Canopus se nahaja v ozvezdju Carina. Z navidezno magnitudo minus 0,72 ima Canopus največjo svetilnost med vsemi zvezdami znotraj 700 svetlobnih let od Sonca. Za primerjavo, Sirius je le 22-krat svetlejši od našega Sonca, vendar je veliko bližje nam kot Canopus Za mnoge zvezde med najbližjimi sosedi Sonca je Canopus najsvetlejša zvezda na njihovem nebu.)

Magnituda v sodobni znanosti

Sredi 19. stol. angleški astronom Norman Pogson izboljšal metodo razvrščanja zvezd po principu sijaja, ki je obstajala že od Hiparhovih in Ptolemajevih časov. Pogson je upošteval, da je razlika v svetilnosti med obema razredoma 2,5 (na primer svetlobna jakost zvezde tretjega razreda je 2,5-krat večja od zvezde četrtega razreda). Pogson je predstavil novo lestvico, po kateri je razlika med zvezdami prvega in šestega razreda 100 proti 1 (razlika 5 magnitude ustreza spremembi svetlosti zvezd za faktor 100). Tako razlika v svetilnosti med posameznimi razredi ni 2,5, ampak 2,512 proti 1.

Sistem, ki ga je razvil angleški astronom, je omogočil ohranitev obstoječe lestvice (razdelitev na šest razredov), vendar ji je dal največjo matematično natančnost. Najprej je bila za ničelno točko magnitudnega sistema izbrana zvezda Polaris, njena magnituda pa je bila v skladu s Ptolemajevim sistemom določena na 2,12. Kasneje, ko je postalo jasno, da je Severnica spremenljiva zvezda, so bile zvezde s konstantnimi značilnostmi pogojno dodeljene vlogi ničelne točke. Ko sta se tehnologija in oprema izboljševali, so znanstveniki lahko določili zvezdne magnitude z večjo natančnostjo: na desetinke, pozneje pa na stotinke enot.

Razmerje med navideznimi zvezdnimi magnitudami je izraženo s Pogsonovo formulo: m 2 -m 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .

Število n zvezd z vizualno magnitudo večjo od L

Relativna in absolutna velikost

Zvezdna magnituda, izmerjena s posebnimi instrumenti, nameščenimi v teleskop (fotometri), kaže, koliko svetlobe od zvezde doseže opazovalca na Zemlji. Svetloba prepotuje razdaljo od zvezde do nas, zato bolj ko je zvezda oddaljena, tem šibkejša je. Z drugimi besedami, dejstvo, da se zvezde razlikujejo po svetlosti, še ne zagotavlja popolnih informacij o zvezdi. Zelo svetla zvezda ima lahko velik sij, vendar je zelo daleč in ima zato zelo veliko magnitudo. Za primerjavo svetlosti zvezd, ne glede na njihovo oddaljenost od Zemlje, je bil uveden koncept "absolutna velikost". Če želite določiti absolutno magnitudo, morate poznati razdaljo do zvezde. Absolutna magnituda M označuje svetlost zvezde na razdalji 10 parsecov od opazovalca. (1 parsek = 3,26 svetlobnih let.). Razmerje med absolutno magnitudo M, navidezno magnitudo m in razdaljo do zvezde R v parsekih: M = m + 5 – 5 log R.

Za relativno bližnje zvezde, oddaljene na razdalji, ki ne presega več deset parsekov, se razdalja določa s paralakso na način, ki je znan že dvesto let. V tem primeru se merijo zanemarljivi kotni premiki zvezd, ko jih opazujemo z različnih točk zemeljske orbite, to je v različnih obdobjih leta. Paralakse tudi najbližjih zvezd so manjše od 1". Pojem paralaksa je povezan z imenom ene od osnovnih enot v astronomiji - parsek. Parsek je razdalja do namišljene zvezde, katere letna paralaksa je enaka 1".

Dragi obiskovalci!

Tudi ljudje, ki so daleč od astronomije, vedo, da imajo zvezde različne svetlosti. Najsvetlejše zvezde so zlahka vidne na preosvetljenem mestnem nebu, medtem ko so najšibkejše zvezde komaj vidne v idealnih pogojih gledanja.

Za opredelitev svetlosti zvezd in drugih nebesnih teles (na primer planetov, meteorjev, Sonca in Lune) so znanstveniki razvili lestvico zvezdnih magnitud.

Navidezna velikost(m; pogosto imenovan preprosto "magnituda") označuje tok sevanja v bližini opazovalca, tj. opazovano svetlost nebesnega vira, ki ni odvisna le od dejanske moči sevanja predmeta, ampak tudi od razdalje do njega.

To je brezdimenzijska astronomska količina, ki označuje osvetlitev, ki jo ustvari nebesno telo v bližini opazovalca.

Osvetlitev- svetlobna količina, ki je enaka razmerju svetlobnega toka, ki vpada na majhno površino površine, in njene površine.
Enota za osvetlitev v mednarodnem sistemu enot (SI) je luks (1 luks = 1 lumen na kvadratni meter), v GHS (centimeter-gram-sekunda) je phot (en phot je enak 10.000 luksov).

Osvetlitev je premo sorazmerna z jakostjo svetlobe vira svetlobe. Ko se vir oddaljuje od osvetljene površine, se njegova osvetljenost zmanjšuje v obratnem sorazmerju s kvadratom razdalje (inverzni kvadratni zakon).

Subjektivno vidno zvezdno magnitudo zaznavamo kot svetlost (pri točkastih virih) ali svetlost (pri razširjenih virih).

V tem primeru je svetlost enega vira označena s primerjavo s svetlostjo drugega, vzetega kot standard. Takšni standardi običajno služijo kot posebej izbrane fiksne zvezde.

Magnituda je bila najprej uvedena kot pokazatelj vidne svetlosti zvezd v optičnem območju, kasneje pa se je razširila na druga območja sevanja: infrardeče, ultravijolično.

Tako je navidezna magnituda m ali svetlost merilo osvetlitve E, ki jo ustvari vir na površini pravokotno na njegove žarke na mestu opazovanja.

Zgodovinsko gledano se je vse začelo pred več kot 2000 leti, ko je starogrški astronom in matematik Hiparh(2. st. pr. n. št.) razdelil z očesom vidne zvezde na 6 magnitud.

Hiparh je najsvetlejšim zvezdam pripisal prvo magnitudo, najbolj temnim, očem komaj vidnim šesto, ostale so bile enakomerno razporejene med vmesne magnitude. Poleg tega je Hiparh naredil razdelitev na zvezdne magnitude, tako da so se zvezde 1. magnitude zdele toliko svetlejše od zvezd 2. magnitude, kot so se zdele svetlejše od zvezd 3. magnitude itd. zvezde, spremenjene za eno in isto velikost.

Kot se je kasneje izkazalo, je povezava med takšno lestvico in resničnimi fizikalnimi količinami logaritemska, saj sprememba svetlosti za enako število krat oko zazna kot sprememba za enako količino - empirični psihofiziološki zakon Weber-Fechner, po katerem je intenzivnost občutka premo sorazmerna z logaritmom jakosti dražljaja.

To je posledica posebnosti človeškega zaznavanja, na primer, če v lestencu zaporedno prižgejo 1, 2, 4, 8, 16 enakih žarnic, se nam zdi, da se osvetlitev v prostoru nenehno povečuje za enako. znesek. To pomeni, da bi se moralo število prižganih žarnic povečati za enako število krat (v primeru dvakrat), tako da se nam zdi, da je povečanje svetlosti konstantno.

Logaritemsko odvisnost moči občutka E od fizične intenzivnosti dražljaja P izrazimo s formulo:

E = k log P + a, (1)

kjer sta k in a določeni konstanti, ki ju določa dani senzorični sistem.

Sredi 19. stol. Angleški astronom Norman Pogson je formaliziral magnitudno lestvico, ki je upoštevala psihofiziološki zakon vida.

Na podlagi dejanskih rezultatov opazovanja je domneval, da

ZVEZDA PRVE MAGNITUDE JE TOČNO 100-KRAT SVETLEJŠA OD ZVEZDE ŠESTE MAGNITUDE.

V tem primeru je v skladu z izrazom (1) navidezna magnituda določena z enakostjo:

m = -2,5 log E + a, (2)

2,5 – Pogsonov koeficient, znak minus – poklon zgodovinski tradiciji (svetlejše zvezde imajo nižjo, tudi negativno magnitudo);
a je ničelna točka magnitudne lestvice, določena z mednarodnim sporazumom v zvezi z izbiro osnovne točke merilne lestvice.

Če E 1 in E 2 ustrezata velikosti m 1 in m 2, potem iz (2) sledi, da:

E 2 /E 1 = 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)

Zmanjšanje magnitude za en m1 - m2 = 1 vodi do povečanja osvetlitve E za približno 2,512-krat. Ko je m 1 - m 2 = 5, kar ustreza razponu od 1. do 6. magnitude, bo sprememba osvetlitve E 2 / E 1 = 100.

Pogsonova formula v klasični obliki vzpostavlja razmerje med navideznimi zvezdnimi magnitudami:

m 2 - m 1 = -2,5 (logE 2 - logE 1) (4)

Ta formula vam omogoča določitev razlike v zvezdnih magnitudah, ne pa samih magnitud.

Če ga želite uporabiti za izdelavo absolutne lestvice, morate nastaviti ničelna točka– svetlost, ki ustreza ničelni magnitudi (0 m). Sprva je bil sijaj Vege vzet za 0 m. Nato je bila ničelna točka na novo definirana, vendar za vizualna opazovanja lahko Vega še vedno služi kot standard ničelne vidne magnitude (po sodobnem sistemu je v pasu V sistema UBV njena magnituda +0,03 m, ki se ne razlikuje od nič). na oko).

Običajno se ničelna točka lestvice magnitude vzame pogojno na podlagi niza zvezd, katerih skrbna fotometrija je bila izvedena z različnimi metodami.

Prav tako je dobro definirana osvetlitev vzeta kot 0 m, kar je enako energijski vrednosti E = 2,48 * 10 -8 W/m². Pravzaprav je osvetlitev tista, ki jo astronomi določijo med opazovanjem in jo šele nato posebej pretvorijo v zvezdne magnitude.

To ne počnejo samo zato, ker je "to pogostejše", ampak tudi zato, ker se je magnituda izkazala za zelo priročen koncept.

magnituda se je izkazala za zelo priročen koncept

Merjenje osvetlitve v vatih na kvadratni meter je izjemno okorno: za Sonce je vrednost velika, za šibke teleskopske zvezde pa zelo majhna. Hkrati je veliko lažje operirati z zvezdnimi magnitudami, saj je logaritemska lestvica izjemno priročna za prikaz zelo velikih razponov vrednosti magnitude.

Pogsonova formalizacija je pozneje postala standardna metoda za ocenjevanje zvezdne magnitude.

Res je, sodobno merilo ni več omejeno na šest magnitud ali le na vidno svetlobo. Zelo svetli predmeti imajo lahko negativno magnitudo. Na primer, Sirius, najsvetlejša zvezda na nebesni sferi, ima magnitudo minus 1,47 m. Sodobna lestvica nam omogoča tudi pridobitev vrednosti za Luno in Sonce: polna luna ima magnitudo -12,6 m, Sonce pa -26,8 m. Orbitalni teleskop Hubble lahko opazuje predmete z magnitudami do približno 31,5 m.

Magnitudna lestvica
(lestvica je obrnjena: nižje vrednosti ustrezajo svetlejšim predmetom)

Navidezne magnitude nekaterih nebesnih teles

Ned: -26.73
Luna (polna luna): -12.74
Venera (pri največji svetlosti): -4,67
Jupiter (pri največji svetlosti): -2,91
Sirius: -1,44
Vega: 0,03
Najslabše zvezde, vidne s prostim očesom: približno 6,0
Sonce oddaljeno 100 svetlobnih let: 7.30
Proksima Kentavra: 11.05
Najsvetlejši kvazar: 12,9
Najšibkejši objekti, ki jih je fotografiral teleskop Hubble: 31,5

Neenaka svetlost (ali sijaj) različnih objektov na nebu je verjetno prva stvar, ki jo človek opazi pri opazovanju; zato se je v zvezi s tem že davno pojavila potreba po uvedbi priročne vrednosti, ki bi omogočila razvrščanje svetilk po svetlosti.

Zgodba

Prvič je takšno vrednost za svoja opazovanja s prostim očesom uporabil starogrški astronom, avtor prvega evropskega zvezdnega kataloga, Hiparh. Vse zvezde v svojem katalogu je razvrstil po svetlosti, pri čemer je najsvetlejše označil za zvezde 1. magnitude, najbolj zatemnjene pa za zvezde 6. magnitude. Ta sistem se je uveljavil in sredi 19. stoletja izboljšal svojo moderno obliko angleški astronom Norman Pogson.

Tako smo dobili brezdimenzionalno fizikalno količino, logaritemsko povezano z osvetlitvijo, ki jo ustvarijo svetila (dejanska zvezdna magnituda):

m1-m2 =-2,5*lg(L1/L2)

kjer sta m1 in m2 velikosti svetilk, L1 in L2 pa sta osvetlitev v luksih (lx je enota SI za osvetlitev), ki jo ustvarijo ti predmeti. Če nadomestite vrednost m1-m2 = 5 na levi strani te enačbe, boste po preprostem izračunu ugotovili, da je osvetljenost v tem primeru povezana kot 1/100, tako da razlika v svetlosti 5 magnitude ustreza razliki v osvetlitvi od predmetov 100 enkrat.

Nadaljujemo z reševanjem tega problema, izvlečemo 5. koren iz 100 in dobimo spremembo osvetlitve z razliko v svetlosti ene magnitude, sprememba osvetlitve bo 2,512-krat.

To je ves osnovni matematični aparat, potreben za orientacijo v dani lestvici svetlosti.

Magnitudna lestvica

Z uvedbo tega sistema je bilo treba določiti tudi izhodišče za magnitudno lestvico. V ta namen je bila svetlost zvezde Vega (alfa Lyrae) sprva vzeta za ničelno magnitudo (0m). Trenutno je najbolj natančna referenčna točka svetlost zvezde, ki je 0,03 m svetlejša od Vege. Vendar oko ne bo opazilo takšne razlike, tako da za vizualna opazovanja lahko svetlost, ki ustreza ničelni magnitudi, še vedno vzamemo za Vega.

Druga pomembna stvar, ki si jo morate zapomniti v zvezi s to lestvico, je, da nižja kot je magnituda, svetlejši je predmet. Na primer, ista Vega z magnitudo +0,03m bo skoraj 100-krat svetlejša od zvezde z magnitudo +5m. Jupiter bo s svojo največjo svetlostjo -2,94 m svetlejši od Vege pri:

2,94-0,03 = -2,5*lg(L1/L2)
L1/L2 = 15,42-krat

To težavo lahko rešite na drug način - preprosto tako, da 2,512 dvignete na moč, ki je enaka razliki v velikostih predmetov:

2,512^(-2,94-0,03) = 15,42

Klasifikacija velikosti

Zdaj, ko smo se končno ukvarjali s strojno opremo, razmislimo o klasifikaciji zvezdnih magnitud, ki se uporablja v astronomiji.

Prva razvrstitev temelji na spektralni občutljivosti sprejemnika sevanja. V zvezi s tem je lahko zvezdna magnituda: vizualna (svetlost se upošteva le v območju spektra, vidnega očesu); bolometrična (svetlost se upošteva v celotnem obsegu spektra, ne le v vidni svetlobi, temveč tudi v ultravijoličnem, infrardečem in drugih spektrih skupaj); fotografski (svetlost ob upoštevanju občutljivosti na spekter fotocelic).

To vključuje tudi zvezdne magnitude v določenem delu spektra (na primer v območju modre svetlobe, rumenega, rdečega ali ultravijoličnega sevanja).

V skladu s tem je vizualna magnituda namenjena oceni svetlosti svetil med vizualnim opazovanjem; bolometrični - za oceno skupnega toka vsega sevanja zvezde; ter fotografske in ozkopasovne količine - za ocenjevanje barvnih indikatorjev svetilk v katerem koli fotometričnem sistemu.

Navidezne in absolutne magnitude

Druga vrsta klasifikacije zvezdnih magnitud temelji na številu odvisnih fizičnih parametrov. V zvezi s tem je lahko zvezdna magnituda vidna in absolutna. Navidezna magnituda je svetlost predmeta, ki ga oko (ali drug sprejemnik sevanja) zazna neposredno z njegovega trenutnega položaja v prostoru.

Ta svetlost je odvisna od dveh parametrov hkrati - moči sevanja svetilke in razdalje do njega. Absolutna magnituda je odvisna samo od moči sevanja in ni odvisna od razdalje do objekta, saj se slednja predpostavlja kot splošna za določen razred objektov.

Absolutna magnituda zvezd je opredeljena kot njihova navidezna magnituda, če je razdalja do zvezde 10 parsekov (32,616 svetlobnih let). Absolutna magnituda za objekte Osončja je opredeljena kot njihova navidezna magnituda, če se nahajajo na razdalji 1 AU. od Sonca in bi opazovalcu pokazal svojo polno fazo, opazovalec sam pa bi bil tudi na 1 AU. (149,6 milijona km) od objekta (tj. v središču Sonca).

Absolutna magnituda meteorjev je opredeljena kot njihova navidezna magnituda, če so se nahajali na razdalji 100 km od opazovalca in v točki zenita.

Uporaba velikosti

Te klasifikacije se lahko uporabljajo skupaj. Na primer, absolutna vidna magnituda Sonca je M(v) = +4,83. in absolutna bolometrija M(bol) = +4,75, saj Sonce ne sije samo v vidnem območju spektra. Odvisno od temperature fotosfere (vidne površine) zvezde, pa tudi od njenega razreda svetilnosti (glavno zaporedje, velikan, supergiant itd.).

Obstajajo razlike med vizualno in bolometrično absolutno magnitudo zvezde. Na primer, vroče zvezde (spektralni razredi B in O) sijejo predvsem v ultravijoličnem območju, ki je očesu nevidno. Tako je njihov bolometrični sijaj veliko močnejši od vizualnega. Enako velja za hladne zvezde (spektralna razreda K in M), ki sijejo pretežno v infrardečem območju.

Absolutna vizualna magnituda najmočnejših zvezd (hipergigantov in Wolf-Rayetovih zvezd) je reda -8, -9. Absolutna bolometrija lahko doseže -11, -12 (kar ustreza navidezni magnitudi polne Lune).

Moč sevanja (luminoznost) je milijonkrat večja od moči sevanja Sonca. Navidezna vizualna magnituda Sonca iz Zemljine orbite je -26,74 m; v območju Neptunove orbite bo -19,36m. Navidezna vizualna magnituda najsvetlejše zvezde Sirius je -1,5m, absolutna vizualna magnituda te zvezde pa +1,44, tj. Sirius je v vidnem spektru skoraj 23-krat svetlejši od Sonca.

Planet Venera na nebu je vedno svetlejši od vseh zvezd (njegova vidna svetlost se giblje od -3,8m do -4,9m); Jupiter je nekoliko manj svetel (od -1,6m do -2,94m); Med opozicijami ima Mars navidezno magnitudo približno -2m ali več. Na splošno je večina planetov najsvetlejši predmeti na nebu večino časa za Soncem in Luno. Ker v bližini Sonca ni zvezd z velikim sijem.

Predstavljajte si, da nekje na morju v temi noči tiho utripa luč. Če vam izkušen mornar ne pojasni, kaj je to, pogosto ne boste vedeli: ali je svetilka na premcu mimovozečega čolna ali močan reflektor oddaljenega svetilnika.

V temni noči smo v istem položaju in gledamo utripajoče zvezde. Njihov navidezni sijaj je odvisen tudi od njihove prave svetlobne jakosti, imenovane svetilnost, in od njihove oddaljenosti do nas. Samo poznavanje razdalje do zvezde omogoča izračun njenega sijaja v primerjavi s Soncem. Na primer, svetilnost zvezde, ki je v resnici desetkrat manj svetla od Sonca, bo izražena kot 0,1.

Pravo jakost svetlobe zvezde lahko izrazimo še drugače, če izračunamo, kakšna magnituda bi se nam zdela, če bi bila od nas na standardni razdalji 32,6 svetlobnih let, torej na taki razdalji, da potuje svetloba s hitrostjo 300.000. km/s, bi ga pretekel v tem času.

Sprejetje takšne standardne razdalje se je izkazalo za priročno za različne izračune. Svetlost zvezde, tako kot katerega koli vira svetlobe, se spreminja obratno s kvadratom oddaljenosti od nje. Ta zakon nam omogoča, da izračunamo absolutne magnitude ali svetilnosti zvezd, če poznamo razdaljo do njih.

Ko so postale znane razdalje do zvezd, smo lahko izračunali njihov sij, torej smo jih lahko nekako postavili v vrsto in primerjali med seboj pod enakimi pogoji. Priznati je treba, da so bili rezultati osupljivi, saj se je prej domnevalo, da so vse zvezde »podobne našemu Soncu«. Izkazalo se je, da je svetilnost zvezd presenetljivo raznolika in v naši liniji jih ni mogoče primerjati z nobeno linijo pionirjev.

Navedli bomo le ekstremne primere sijaja v svetu zvezd.

Najšibkejša že dolgo znana zvezda je bila 50 tisočkrat šibkejša od Sonca, njena absolutna vrednost sijaja pa je +16,6. Kasneje pa so odkrili še šibkejše zvezde, katerih sijaj je v primerjavi s soncem milijonkrat manjši!

Razsežnosti v vesolju so varljive: Deneb z Zemlje sveti močneje kot Antares, Pištola pa sploh ni videti. Vendar se opazovalcu z našega planeta zdita tako Deneb kot Antares preprosto nepomembni točki v primerjavi s Soncem. Kako narobe je to, lahko ocenimo po preprostem dejstvu: pištola odda toliko svetlobe na sekundo kot Sonce v enem letu!

Na drugem robu črte zvezd stoji "S" zlata ribica, viden le v državah južne Zemljine poloble kot zvezdica (torej brez teleskopa niti ni viden!). Pravzaprav je 400 tisočkrat svetlejši od Sonca, njegova absolutna vrednost sijaja pa je -8,9.

Absolutno Vrednost svetilnosti našega Sonca je +5. Ne preveč! Z razdalje 32,6 svetlobnih let bi ga težko videli brez daljnogleda.

Če sij navadne sveče vzamemo za sij Sonca, potem bo v primerjavi z njim "S" Dorada močan reflektor in najšibkejša zvezda je šibkejša od najbolj usmiljene kresničke.

Zvezde so torej oddaljena sonca, vendar je njihova jakost svetlobe lahko popolnoma drugačna od svetlobe naše zvezde. Figurativno povedano bi bilo treba naše Sonce zamenjati z drugim previdno. Od luči enega bi oslepeli, v soju drugega bi tavali kot v mraku.

Magnitude

Ker so oči prvo merilno orodje, moramo poznati preprosta pravila, ki urejajo naše ocene svetlosti svetlobnih virov. Naša ocena razlik v svetlosti je relativna in ne absolutna. Če primerjamo dve šibki zvezdi, vidimo, da se opazno razlikujeta med seboj, pri dveh svetlih zvezdah pa enake razlike v svetlosti ne opazimo, saj je nepomembna v primerjavi s skupno količino oddane svetlobe. Z drugimi besedami, naše oči ocenjujejo relativno, vendar ne absolutno razlika v sijaju.

Hiparh je prvi razdelil s prostim očesom vidne zvezde v šest razredov glede na njihov sijaj. Kasneje je bilo to pravilo nekoliko izboljšano brez spreminjanja samega sistema. Razredi magnitude so bili razporejeni tako, da bi zvezda 1. magnitude (povprečje 20) proizvedla stokrat več svetlobe kot zvezda 6. magnitude, ki je za večino ljudi na meji vidnosti.

Razlika ene magnitude je enaka kvadratu 2,512. Razlika dveh magnitud ustreza 6,31 (2,512 na kvadrat), razlika treh magnitud ustreza 15,85 (2,512 na tretjo potenco), razlika štirih magnitud ustreza 39,82 (2,512 na četrto potenco) in razlika pet velikosti ustreza 100 (2,512 na kvadrat).

Zvezda 6. magnitude nam daje stokrat manj svetlobe kot zvezda 1. magnitude, zvezda 11. magnitude pa desettisočkrat manj. Če vzamemo zvezdo 21. magnitude, bo njen sijaj manjši od 100.000.000-krat.

Kot je že jasno - absolutna in relativna vozna vrednost,
stvari so popolnoma neprimerljive. Za »relativnega« opazovalca z našega planeta je Deneb v ozvezdju Labod videti nekako takole. Toda v resnici bi celotna orbita Zemlje komaj zadostovala, da bi popolnoma zajela obseg te zvezde.

Če želite pravilno razvrstiti zvezde (in vse se med seboj razlikujejo), morate skrbno zagotoviti, da se vzdolž celotnega intervala med sosednjimi zvezdnimi magnitudami ohrani razmerje svetlosti 2,512. Takšnega dela je nemogoče opraviti s prostim očesom, potrebujete posebna orodja, npr fotometri Pickering, z uporabo Severnice ali celo "povprečne" umetne zvezde kot standarda.

Prav tako je za udobje meritev potrebno oslabiti svetlobo zelo svetlih zvezd; to lahko dosežemo s polarizacijsko napravo ali s pomočjo fotometrični klin.

Povsem vizualne metode, tudi s pomočjo velikih teleskopov, ne morejo razširiti naše lestvice magnitude na šibke zvezde. Poleg tega se vizualne merilne metode smejo (in lahko) izvajajo samo neposredno na teleskopu. Zato je v našem času povsem vizualna klasifikacija že opuščena in se uporablja metoda fotoanalize.

Kako lahko primerjate količino svetlobe, ki jo sprejme fotografska plošča od dveh zvezd različnih sijajev? Da bi bili videti enaki, je treba svetlobo svetlejše zvezde oslabiti za znano količino. To najlažje storimo tako, da zaslonko postavimo pred lečo teleskopa. Količina svetlobe, ki vstopa v teleskop, se razlikuje glede na območje leče, tako da je mogoče natančno izmeriti oslabitev svetlobe katere koli zvezde.

Izberimo neko zvezdo kot standardno in jo fotografirajmo s polno zaslonko teleskopa. Nato bomo določili, katero zaslonko je treba uporabiti pri določeni osvetlitvi, da bi pri fotografiranju svetlejše zvezde dobili enako sliko kot v prvem primeru. Razmerje med površinami pomanjšanih in polnih lukenj daje razmerje svetlosti obeh predmetov.

Ta metoda merjenja daje napako le 0,1 magnitude za katero koli zvezdo v območju od 1. do 18. magnitude. Tako dobljene velikosti imenujemo fotovizualno.