Skenbar magnitud: hur ljusstyrka för himlakroppar mäts

Definition och matematisk form

Skenbar magnitud är ett logaritmiskt mått. Skillnaden i magnitud mellan två objekt m1 och m2 relateras till deras observerade fluxer F1 och F2 genom relationen m1 − m2 = −2.5 log10(F1/F2). En skillnad på 5 magnitudenheter motsvarar därför ungefär en faktor 100 i flux, vilket ger en faktor cirka 2,512 per magnitudsteg. Formeln används i fotometri för att omvandla mätbara strömmar till ett skalförfarande som rymmer mycket ljusstarka och mycket svaga källor. För mer om logaritmiska skalor, se logaritmiska mått.

Fotometriska system och filter

Magnituden anges alltid i ett bestämt våglängdsområde eller passband. Vanliga fotometriska system som används är till exempel UBVRI och moderna bredare system som SDSS-filter; dessa anger i vilket spektralområde mätningen gjorts. Ett magnitudvärde kan därför skrivas med en indexbokstav, till exempel V eller B, för att ange V‑bandet (visuellt) eller B‑bandet (blått). Kalibrering mot standardstjärnor och bestämning av nollpunkter är nödvändigt för jämförbarhet mellan instrument. Läs mer om våglängder och filteregenskaper i resurser om våglängder, optiska och nära infraröda mätningar.

Atmosfär, extinktion och observerade felkällor

Observerade magnituder påverkas av atmosfärisk extinktion (dämpning) som beror på luftmassan och observationens zenitvinkel. Ljusföroreningar, moln, instrumentens känslighet och mätosäkerheter ger ytterligare felkällor. För noggrann fotometri korrigerar man för atmosfärisk absorption och använder flatfältning, mörkerkalibrering och standardstjärnor för att sätta nollpunkten. Praktiska råd för amatörer och professionella finns i introduktioner till fotometri och instrumentering.

Exempel på vanliga magnituder

• Solen: mycket ljusstark, ofta angiven runt −27 (ungefärligt värde beroende på definition av nollpunkt).
• Fullmånen: omkring −13.
• Venus (synligt starkast bland planeterna): ofta runt −4 till −5.
• Internationella rymdstationen (ISS): kan nå cirka −6 vid ljusstarka passager.
• Reflexer från vissa satelliter eller Iridium‑flares: i extrema fall upp till omkring −9.
• Gränsen för blotta ögat under riktigt mörk himmel: ungefär magnitud 6.

För diskussion och observationsexempel av artificiella satelliter, se information om Iridium‑fenomen och ISS‑observationer.

Absolut magnitud och andra relaterade storheter

För att jämföra intrinsik ljusstyrka oberoende av avstånd används begreppet absolut magnitud: den magnitud ett objekt skulle ha om det placerades på ett standardavstånd (10 parsec för stjärnor). Skillnaden mellan skenbar och absolut magnitud ger avståndsinformation via avståndsmodulen. Andra besläktade storheter är ytluminans (surface brightness), som beskriver hur ljuset fördelas över ett utsträckt objekt.

Historia och terminologi

Indelningen av stjärnor efter ljusstyrka har sina rötter i antika astronomers system med första till sjätte storleksklassen. Den moderna kvantitativa skalan definierades av Norman Pogson på 1800‑talet och har sedan utvecklats med fotometriska system och elektroniska detektorer.

Användning och betydelse

Skenbar magnitud är central för observationsplanering, för att beräkna signal‑till‑brusförhållanden i instrument och för att bestämma vilka mål som är synliga för olika teleskop. För astronomer, både amatörer och professionella, är korrekt fotometrisk kalibrering viktig för att mätningar ska vara jämförbara över tid och mellan instrument.