Wielkość gwiazdowa – pozaukładowajednostka miary stosowana do oznaczania blaskugwiazd (nie mylić zjasnością) i innych podobnychciał niebieskich. Jednostką wielkości gwiazdowej jestmagnitudo (oznaczeniem lubmag). Wfizyce, do wyrażenia wartościnatężenia światła, zazwyczaj używa sięluksów, jednakże wastronomii, ze względów praktycznych i historycznych, nadal stosuje się magnitudo.
Różnica jasności (wyrażonej w magnitudo – i) ciał niebieskich odpowiada stosunkowi natężeń ich światła ( i):
Zależność ta nazywana jestwzorem Pogsona[1].
Magnitudo są jednostkami spopularyzowanymi przezPtolemeusza w jegoAlmageście ok.140 r. n.e., ale prawdopodobnie wynalezione przezHipparcha, który wszystkie gwiazdy sklasyfikował pod względem blasku na 6 grup. Najjaśniejsze gwiazdy miały wielkość 1, najsłabsze widoczne gołym okiem 6. Skala ta była w użyciu jeszcze na początkuXIX wieku. Była to skala odwrócona (i to się nie zmieniło do dziś), tzn. im jaśniejsza gwiazda tym niższa wielkość gwiazdowa była jej przypisana. W połowie XIX wieku skalę rozszerzono o dodatkowe wielkości: początkowo 7m, potem 8m itd., aby mieć możliwość uwzględnienia gwiazd niewidocznych gołym okiem. Najjaśniejsze obiekty mają ujemną wartość magnitudo (np.Syriusz: −1,47m).
W1856 rokuNorman Pogson zauważył, że tradycyjny system można uściślić, przyjmując, że różnica jasności równa 5 wielkości gwiazdowych odpowiada stosunkowi natężeń oświetlenia równemu 1:100. Dla gwiazd różniących się o jedną wielkość gwiazdową, czynnik ten równa się pierwiastkowi piątego stopnia ze 100. Liczba ta, zwanaczynnikiem Pogsona, równa się w przybliżeniu 2,51188643150958. Pogson jako punkt odniesienia swojej skali użyłGwiazdy Polarnej i przypisał jej wielkość 2m. Od tego czasu okazało się, że jest togwiazda zmienna, jednak zasada pozostała niezmieniona.
Osobny artykuł:Obserwowana wielkość gwiazdowa.Sprawa pomiaru wielkości gwiazdowej komplikuje się jednak, jeśli uświadomimy sobie, żeświatło ciał niebieskich nie jestmonochromatyczne. Czułość odbiornika światła różni się w zależności oddługości fali światła, a także od rodzaju samego odbiornika. Z tego powodu konieczne jest podawanie sposobu pomiaru wielkości, by miał on wartość naukową (i by był porównywalny z innymi pomiarami). W powszechnym użyciu jest system UBV, w którym wielkość mierzy się w trzech zakresach fal: U (jego środek przypada na długość fali ok. 350 nm, w pobliżuultrafioletu), B (środek około 435 nm, w pobliżu barwy niebieskiej) i V (około 555 nm, pośrodku zakresu widzialności ludzkiego oka). Ostatni zakres, V, w przybliżeniu odpowiada zakresowi ludzkiego oka, zwykle więc wielkość podana bez żadnego dodatkowego określenia jest wielkością V. Nieco mniej popularne, ale także często używane, są kolejne standardowe kolory, odpowiadające barwie czerwonej i obserwacjom w zakresie podczerwieni: R (około 700 nm), I (około 900 nm), J (około 1,25mikrometra), H (około 1,65 mikrometra) i K (około 2,2 mikrometra).
Niektóre chłodniejsze gwiazdy, takie jakczerwone olbrzymy iczerwone karły, emitują mało energii w zakresie barwy niebieskiej i w skaliUBV są „niedoszacowane”. Przykładowo, niektóre gwiazdy klas L czy T mają wielkość mierzoną w systemie UBV rzędu 100m. Dzieje się tak dlatego, że emitują znaczne ilości energii nie w zakresie światła widzialnego, ale wpodczerwieni.
Przy pomiarze wielkości gwiazd szczególnie ważne jest, aby mierzyć „podobne-podobnym”. Dobrym przykładem jest błona filmowa – bardziej czuła na światło czerwone, przez co wyniki pomiarów przy jej użyciu mogą być nawet odwrotne niż obserwacje realizowane za pomocą ludzkiego oka. PrzykładowoBetelgeza, o wielkości ok. 1m wygląda na filmie na jaśniejszą niżRigel (0m).
Po wytrenowaniu oraz przy zastosowaniu odpowiedniej metody, ludzkie oko może określić różnicę w wielkości między dwiema gwiazdami tak małą jak 0,1 magnitudo.
Osobny artykuł:Absolutna wielkość gwiazdowa.Oprócz widomej wielkości gwiazdowej (tzn. takiej jaka jest obserwowana zZiemi) określana też jest tak zwanaabsolutna wielkość gwiazdowa. Dla obiektów poza Układem Słonecznym jest definiowana jako wielkość, jaką miałoby dane ciało obserwowane z odległości 10parseków. Można ją obliczyć, jeśli znana jestwielkość obserwowana danego ciała oraz odległość do niego. Przy porównywaniu jasności gwiazd,absolutna wielkość gwiazdowa pozwala na wyeliminowanie czynnika związanego z miejscem obserwacji.
Dla ciałUkładu Słonecznego, takich jak planety, komety i planetoidy, stosuje się zupełnie inną skalę absolutnych wielkości gwiazdowych. Dla tych obiektów określa się ją jako hipotetyczną wielkość gwiazdową, gdy obserwator znajduje się w odległości 1jednostki astronomicznej od danego obiektu, a miejscem obserwacji jest powierzchnia Słońca (obserwujemy wtedy oświetloną stronę). Absolutna wielkość gwiazdowa tych ciał zależy od ich rozmiarów orazalbedo (zdolności odbijania światła).
