lysmåling – lysmåling i astronomien

I astronomien angis den tilsynelatende eller apparente lysstyrke for et himmellegeme i størrelsesklasser. Allerede Hipparkhos (ca. 140 f.Kr.) og senere Ptolemaios i sin katalog Almagest fra ca. år 150 e.Kr. inndelte stjernene i seks størrelsesklasser. De sterkeste ble satt til første størrelse, de svakeste som så vidt kunne skimtes med det bare øyet, til 6. størrelse. Midt på 1800-tallet, da målenøyaktigheten ble større, ble det fastsatt at en differens på fem størrelsesklasser skulle tilsvare et intensitetsforhold på 100. Størrelsesklasser (m) kan da uttrykkes ved intensitetsforholdet ved formelen m = m0–2,5 logI/I0, i overensstemmelse med Fechners lov. Slik nullpunktet for størrelsesklasser er valgt, får noen av de lyssterkeste himmellegemer negativ størrelse.

Alt etter hvilket område i spekteret målingene refererer til, skiller man mellom forskjellige størrelsesklassesystemer. Visuelle størrelsesklasser (mv) svarer til øyets følsomhetsområde, fotografiske størrelsesklasser (mpg) er definert etter følsomhetsområdet for blåømfintlige fotografiske plater, radiometriske størrelsesklasser (mr) for målinger med termoelementer, og endelig er bolometriske størrelsesklasser (mbol) et mål for den totale stråling, integrert over alle bølgelengder, slik den vil observeres utenfor atmosfæren.

Differensen mellom størrelsesklassen for en stjerne angitt i forskjellige systemer er et mål for stjernens farge. Spesielt kalles differensen mellom fotografisk og visuell størrelsesklasse for fargeindeks.

Den mest nøyaktige bestemmelse av lysstyrke oppnås ved fotoelektriske fotometre i forbindelse med fargefiltre som gir det ønskede spektralområde. Som lysfølsomt element brukes gjerne en fotomultiplikator. Målenøyaktigheten er her bedre enn 0,01 størrelsesklasse, svarende til en feil i intensitet på under 1 %.

Mest benyttet er nå det fotoelektriske trefargesystem: U, B, V, der strålingen er målt henholdsvis i det ultrafiolette, det blå og det visuelle spektralområde.

Absolutt lysstyrke (tilsvarende størrelsesklasse M) er definert som den lysstyrke et himmellegeme ville ha i en avstand av 10 parsec (32,6 lysår), og er altså en karakteristisk egenskap ved stjernen uavhengig av avstanden. Mellom absolutt størrelsesklasse, tilsynelatende størrelsesklasse og parallakse p, består følgende sammenheng, M = m + 5 + 5 logp. For Solen er B = –26,09 og V = –26,74, dens fargeindeks altså B – V = +0,65. MV = +4,83. For fullmånen er V = –12,7, for Jupiter på det sterkeste er V = –2,4, og himmelens klareste stjerne Sirius har V = –1,44.

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål om artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.