Obserwowana Wielkość Gwiazdowa: Miara widomej jasności ciała niebieskiego

Zależy od mocy promieniowania (jasności) gwiazdy i jej odległości od Ziemi.

Obserwowaną wielkość gwiazdową określa wzór:

${\displaystyle m=-2{,}5\log _{10}E+C,}$ 

gdzie:

• ${\displaystyle E}$  – natężenie oświetlenia powierzchni znajdującej się na Ziemi, prostopadłej do padającego promieniowania, pochodzącego z rozpatrywanego obiektu wyrażone w luksach (mierzone bolometrycznie, fotometrycznie lub oceniane wizualnie),
• ${\displaystyle C}$  – stała zależna od rodzaju wielkości obserwowanej.

Wzrost o 1 w skali magnitudo oznacza spadek jasności obiektu około 2,512 raza. Na podstawie własności logarytmów, wzór na różnicę jasności ${\displaystyle m_{1}-m_{2}=\Delta m}$  można przekształcić na wzór do obliczania stosunku jasności:

${\displaystyle E_{2}/E_{1}\approx 2{,}512^{\Delta m}.}$ 

Dla wielkości wizualnej, stałą ${\displaystyle C}$  dobiera się tak, by najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem miały jasność równą 6 magnitudo. Standardowo dla wielkości wizualnej: ${\displaystyle C=-14{,}05}$ .

Przykładowe obliczenia – Słońce i Księżyc

Jaki jest stosunek jasności Słońca do jasności Księżyca w pełni?

Obserwowana jasność Słońca wynosi −26,74, a średnia jasność Księżyca w pełni wynosi −12,74.

Różnica jasności:

${\displaystyle \Delta m=m_{1}-m_{2}=(-12{,}74)-(-26{,}74)=14{,}00}$ 

Stosunek jasności:

${\displaystyle v_{b}=2{,}512^{\Delta m}=2{,}512^{14}\approx 398\,400}$ 

Słońce jest ok. 400 000 razy jaśniejsze od Księżyca w pełni.

Wielkość obserwowana zależy także od długości fali, na jaką czuły jest odbiornik, dlatego zazwyczaj podaje się, w jakim zakresie prowadzono obserwacje:

• ${\displaystyle m_{V}}$  – wielkość wizualna – natężenie w zakresie widmowym odpowiadającym maksimum czułości ludzkiego oka;
• ${\displaystyle m_{bol}}$  – wielkość bolometryczna – określa natężenie światła wysyłanego przez obiekt we wszystkich długościach fali, pomijając pochłanianie przez atmosferę ziemską; ${\displaystyle m_{bol}=m_{wiz}+BC,}$  gdzie ${\displaystyle BC}$  to tak zwana poprawka bolometryczna;
• ${\displaystyle m_{ph}}$  – wielkość fotograficzna – odbiornikiem jest ortochromatyczna klisza fotograficzna (obecnie nieużywana);
• ${\displaystyle m_{pv}}$  – wielkość fotowizualna – odbiornikiem jest panchromatyczna klisza fotograficzna naświetlona przez odpowiednio dobrany filtr (umożliwia to uzyskanie charakterystyki czułości zbliżonej do ludzkiego oka).

Gołym okiem można w dobrych warunkach dostrzec maksymalnie gwiazdy do ok. 8^m gwiazdowej wielkości wizualnej. Jednak, w wyniku powszechnego zanieczyszczenia światłem w większości miejsc próg dostrzegalności jest obniżony – na niebie miejskim wynosi ok. 4^m. W dobrych warunkach przez lornetkę można dostrzec obiekty do ok. 10^m. Najsłabiej świecące obiekty obecnie obserwowane (przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a) mają jasność ok. 28^m.

Maksymalne wielkości widzialne Słońca, Księżyca i planet

• Słońce: –26,74^m
• Księżyc w pełni: –12,71^m
• Wenus (w pobliżu maksymalnej elongacji): –4,7^m
• Mars (podczas wielkiej opozycji): –2,7^m
• Jowisz: –2,5^m
• Merkury (w pobliżu maksymalnej elongacji): –1,8^m
• Saturn: ok. –0,2^m
• Uran: ok. 5,5^m
• Neptun: ok. 7,5^m

Najjaśniejsze gwiazdy i ich wielkości widzialne

• α CMa (Syriusz): –1,46^m
• α Car (Canopus): –0,72^m
• α Cen (Toliman): –0,27^m
• α Boo (Arktur): –0,04^m
• α Lyr (Wega): 0,03^m
• α Aur (Capella): 0,08^m
• β Ori (Rigel): 0,1^m
• α CMi (Procyon): 0,38^m
• α Eri (Achernar): 0,5^m
• α Aql (Altair): 0,77^m
• α Tau (Aldebaran): 0,9^m
• α Cru (Acrux): 0,9^m
• α Vir (Spica): 1^m

Nie uwzględniono α Ori (Betelgezy) – gwiazdy zmiennej o wielkości od 0,4^m do 1,3^m.

Większość wyników została obliczona na bazie wzorów, które opisano w artykule absolutna wielkość gwiazdowa. Do obliczeń przeważnie używana była jasność absolutna gwiazdy. Niektóre wyniki zostały zaokrąglone do 0,1 mag.

• absolutna wielkość gwiazdowa
• czynnik Pogsona
• moduł odległości
• wielkość gwiazdowa