Magnitudskalan

Det är lätt att tänka sig att alla stjärnor borde vara lika ljusstarka. En snabb titt på himlen visar att så inte är fallet. Vissa stjärnor (och andra objekt) är ljusstarka i sig själva, medan andra är ljussvaga men väldigt avlägsna. Vi behöver alltså ett systematiskt sätt att mäta hur ljusstarka objekt är på himlen jämfört med ett standardljus.

Detta är precis vad de antika grekiska astronomerna, som Hipparchos och Ptolemaios, försökte göra. Hipparchos delade in stjärnorna i sex ljushetsklasser, där stjärnor av 1:a magnituden var de allra ljusaste och stjärnor av 6:e magnituden de svagaste som gick att se med blotta ögat.

Systemet lever kvar än i dag, men har gjorts matematiskt exakt. I den moderna skalan utgår man från en standardstjärna, oftast Vega, och kalibrerar alla andra stjärnor jämfört med den. Det görs med instrument som kan mäta hur många fotoner per sekund och per ytenhet som når jorden från varje stjärna.

Denna skala kallas den skenbara magnituden, eftersom den beskriver hur ljusstarkt ett objekt ser ut från jorden. För att beräkna den absoluta magnituden, som anger hur ljust objektet faktiskt är, krävs kunskap om avstånd och stjärnors fysik. Det kommer vi att fördjupa oss i i en senare modul.