Φαινόμενο μέγεθος
Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Το φαινόμενο μέγεθος (m) είναι ένας αριθμός που καθορίζει πόσο λαμπρό είναι ένα ουράνιο σώμα, όπως φαίνεται από την Γη. Όσο πιο λαμπρό φαίνεται ένα ουράνιο αντικείμενο, τόσο μικρότερη είναι η αριθμητική τιμή του μεγέθους του.
Πρώτος καθόρισε μια κλίμακα λαμπρότητας ο Έλληνας αστρονόμος και μαθηματικός Ίππαρχος το 129 π.Χ.. Καθόρισε να έχουν τον αριθμό 1 τα πιο λαμπρά αστέρια, και τον αριθμό 6 τα μόλις διακρινόμενα με γυμνό οφθαλμό. Έτσι, τα αστέρια χαρακτηρίστηκαν ως πρώτου μεγέθους, δεύτερου μεγέθους, τρίτου μεγέθους κτλ. Ο Κλαύδιος Πτολεμαίος, περί το 140 μ.Χ., διατήρησε αυτή την κλίμακα φαινομένων μεγεθών.
Πολλούς αιώνες αργότερα, το 1609, ο Γαλιλαίος κατασκεύασε αστρονομικό τηλεσκόπιο και μπόρεσε να δει με αυτό αστέρια με ασθενέστερη λαμπρότητα, οπότε χρησιμοποιήθηκαν φυσιολογικά οι επόμενοι αριθμοί, δηλαδή έβδομο μέγεθος, όγδοο μέγεθος, κλπ..
Οι οπτικές συσκευές της εποχής μας μάς προσφέρουν πολύ μεγαλύτερες δυνατότητες. Με κοινά κιάλια (με διάμετρο φακών 50mm) μπορούμε να δούμε αστέρια μέχρι φαινόμενο μέγεθος περίπου 10, ενώ με μικρό αστρονομικό τηλεσκόπιο (με διαμέτρο φακού 7,5 εκατοστών) μέχρι φαινόμενο μέγεθος 11. Με το πανίσχυρο Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ (Hubble Space Telescope), που βρίσκεται έξω από την ατμόσφαιρα, μπορούμε να δούμε αστέρια μέχρι φαινόμενο μέγεθος 30.
[Επεξεργασία] Παράλογη Κλίμακα;
Με τις καλύτερες οπτικές συσκευές φάνηκαν και τα προβλήματα της πανάρχαιας κλίμακας. Υπήρχαν αστέρες με φαινόμενο μέγεθος 1 (π.χ. ο Βέγας (Vega), ο Ρίγκελ (Rigel)), που ήσαν πιό λαμπροί από άλλους αστέρες με φαινόμενο μέγεθος 1. Αναγκαστικά τους έδωσαν φαινόμενο μέγεθος 0 (μηδέν), που με πρώτη ανάγνωση θα σήμαινε ότι δεν φαίνονται καθόλου! Στην συνέχεια μπήκαν στην ίδια κλίμακα τα πιό λαμπερά σώματα του ουρανού και η κατάσταση έγινε τελείως παράλογη με φαινόμενα μεγέθη αρνητικά. Η Αφροδίτη (Αυγερινός και Αποσπερίτης) έχει –4.4, η Πανσέληνος έχει –12.5 και ο Ήλιος έχει –26.7.
[Επεξεργασία] Κλίμακα Πόγκσον
Λίγο πριν το 1800, ο αστρονόμος Γουΐλλιαμ Χέρσελ (William Herschel) έβαλε τις βάσεις της φωτομετρίας. Μελετώντας την φωτεινή ροή (luminus flux) των αστεριών, διαπίστωσε ότι η εισροή ενέργειας από αστέρια με φαινόμενο μέγεθος 1 ήταν περίπου 100 φορές μεγαλύτερη από την εισροή ενέργειας από αστέρια με φαινόμενο μέγεθος 6.
Το 1856 ο Άγγλος αστρονόμος Νόρμαν Ρόμπερτ Πόγκσον (Norman Robert Pogson), (23 Μαρτίου 1829 – 23 Ιουνίου 1891), που γεννήθηκε στο Νότιγκαμ και έζησε στην Οξφόρδη και στο Μαντράς των Ινδιών, κανονικοποίησε την κλίμακα των αστρικών φαινομένων μεγεθών, ορίζοντας ότι
- οι φωτεινότητες δύο διαδοχικών μεγεθών έχουν λόγο περίπου 2.512 (που είναι η πέμπτη ρίζα του 100).
Αν συμβολίσουμε με Α Β Γ Δ Ε Ζ την εισροή φωτεινής ενέργειας αντίστοιχα με τα φαινόμενα μεγέθη 1 2 3 4 5 6, θα ισχύει
- (Α / Β) = (Β / Γ) = (Γ / Δ) = (Δ / Ε) = (Ε / Ζ) = 2.512
- (Α / Γ) = (Β / Δ) = (Γ / Ε) = (Δ / Ζ) = 6.310
- (Α / Δ) = (Β / Ε) = (Γ / Ζ) = 15.849
- (Α / Ε) = (Β / Ζ) = 39.811
- (Α / Ζ) = 100
Με ακριβείς μετρήσεις των εισροών φωτεινής ενέργειας των αστεριών, και με εφαρμογή των αναλογιών του Πόγκσον που αποδέχτηκε όλη η αστρονομική κοινότητα, τα μεγέθη έπαψαν να είναι ακέραιοι αριθμοί και τα πολύ φωτεινά ουράνια σώματα απέκτησαν αρνητικούς αριθμούς φαινόμενου μεγέθους.
