Størrelsesklasse: Forskelle mellem versioner

Den moderne størrelsesklasseinddeling bygger på målinger af den mængde lys pr. tidsenhed ([[flux]]), der kommer fra en stjerne, angivet på en [[logaritmisk skala]]:

 

 

Hvis du ikke forstår matematikken, betyder det bare, at størrelsesklassen af en given stjerne (m) er forskellig fra en standardstjerne (<math>m_0</math>) med 2,5 gange logaritmen af deres lysmængde (flux ratio). Faktoren 2,5 *log betyder, at hvis forskellen i lysmængden fra to stjerner er 100, er forskellen i størrelsesklasser 5 klasser (mag). Lyset fra en stjerne i størrelsesklasse 1 er derfor 100 gange så stærkt som lyset fra en stjerne i størrelsesklasse 6. Årsagen til, at Hipparchus simple klassifikation svarer til så indviklet en formel, er, at det menneskelige [[øje]] opfatter lyset [[logaritme|logaritmisk]].

Hvis vi kender afstanden til stjernerne (se artiklen om [[parallakse]]), kan vi kompensere for afstanden og finde deres '''[[Absolut størrelsesklasse|absolutte størrelsesklasse]]''', som viser, hvor meget lys de faktisk udsender. De absolutte størrelsesklasser er defineret som den tilsyneladende størrelsesklasse en stjerne ville have, hvis den blev observeret fra en afstand på 10 [[parsec]] (1 parsec er 3.26 lysår, eller 3.1 x 10^18 cm). Den absolutte størrelsesklasse (M) kan beregnes ud fra den tilsyneladende størrelsesklasse (m) og afstanden i parsec (d) med følgende formel:

 

 

Den moderne størrelsesklasseskala er ikke længere baseret på det menneskelige øje, den bygger på fotografiske plader og fotoelektriske fotometre. Med [[teleskop]]er kan man se meget lyssvagere objekter, end Hipparchus kunne med det blotte øje, så størrelsesklasseskalaen er blevet udvidet under størrelsesklasse 6. Faktisk kan [[rumteleskopet Hubble]] se stjerner ned i nærheden af 30. størrelsesklasse. Hvilket er en trillion gange svagere end Vega.

Den absolutte størrelsesklasse er ikke afstandsbestemt, ider den benytter standardafstanden 10 [[parsec|pc (parsec)]] (ca. 32 [[lysår]]). Man kan derfor ikke måle den absolutte størrelsesklasse, men man måler derimod den tilsyneladende størrelsesklasse og korrigerer for afstanden vha. det såkaldte afstandsmodul:

 

 

Dette kræver selvfølgelig, at man kender afstanden til stjernen i forvejen. Hvis det er denne, man ønsker at finde ud fra de to størrelsesklasser, kan man nemt indse, at formlen bliver: