ദൃശ്യകാന്തിമാനം

and two stars, with their magnitudes labeled]]
ഒരു ഖഗോളവസ്തുവിനെ അതിലേക്കുള്ള ദൂരം പരിഗണിക്കാതെ ഭൂമിയിൽ നിന്ന്‌ വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ അനുഭവപ്പെടുന്ന പ്രഭയുടെ അളവാണ് ദൃശ്യകാന്തിമാനം അഥവാ പ്രകാശമാനം (ഇംഗ്ലീഷ്: Apparent Magnitude). കാന്തിമാനം എന്ന വാക്കു കൊണ്ട്‌ സാധാരണ വിവക്ഷിക്കുന്നത്‌ ഈ അളവിനെയാണ്. ഹിപ്പാർക്കസ് ആണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രഭയളക്കുന്നതിനുള്ള ഈ രീതി ആദ്യമായി ഉപയോഗിക്കാനാരംഭിച്ചതെന്ന് കരുതുന്നു.

ഈ അളവുകോൽ പ്രകാരം ഏറ്റവും പ്രഭ കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങൾ (first-magnitude) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പകുതി മാത്രം പ്രഭയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ രണ്ടാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നും അതിന്റെ പകുതി പ്രഭ മാത്രം ഉള്ളവയെ മൂന്നാം കാന്തിമാനനക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നും വിളിക്കുന്നു. അങ്ങനെ പ്രഭ കുറയുന്നതിന് അനുസരിച്ച്‌ ആറാം കാന്തിമാനനക്ഷത്രങ്ങളെ വരെ മനുഷ്യർക്ക് നഗ്നനേത്രം കൊണ്ട്‌ കാനാനാകും. ദൃശ്യ കാന്തിമാനത്തെ m എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്‌.

പത്തൊൻപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആരംഭത്തോടെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രഭ കൃത്യമായി അളക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ പല സാങ്കേതങ്ങളും ഉപയോഗപ്പെടുത്തി. ആ സങ്കേതങ്ങളുടെ സഹായത്തോടെ പ്രഭയിലുള്ള ചെറിയ വ്യത്യാസങ്ങളും അളക്കാൻ സാധ്യമായി. അങ്ങനെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഈ ദൃശ്യകാന്തിമാന അളവുകോലിനെ സൂക്ഷ്മമായി നിർവചിച്ചു. അങ്ങനെ കാന്തിമാന സംഖ്യയിൽ ദശാംശസംഖ്യകൾ വന്നു ചേർന്നു. മാത്രമല്ല പ്രഭ കൂടിയ ഖഗോളവസ്തുക്കളുടെ കാന്തിമാന സംഖ്യ ഋണസംഖ്യകൾ (negative) കൊണ്ട്‌ സൂചിപ്പിക്കാനുമാരംഭിച്ചു.

ഈ അളവുകോൽ പ്രകാരം ഭൂമിയിൽ നിന്ന്‌ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ഏറ്റവും പ്രഭയുള്ള നക്ഷത്രമായ സിറിയസിന്റെ കാന്തിമാനം -1.37 ആണ്. അഭിജിത്ത്‌ (വേഗ) നക്ഷത്രത്തിന്റേത്‌ 0-ഉം തിരുവാതിര നക്ഷതത്തിന്റേത്‌ +0.41-ഉം ധ്രുവനക്ഷത്രത്തിന്റേത്‌ +2-ഉം ആണ്.
ചരിത്രം

നക്ഷത്രങ്ങളെ കാന്തിമാനം അനുസരിച്ച്‌ വിഭജിക്കുമ്പോൾ ഏറ്റവും കൂടുതൽ സമാനപ്രഭ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഏതിലാണോ അതിനെയാണ് ഹിപ്പാർക്കസ്‌ ഒന്നാം കാന്തിമാനം നക്ഷത്രമായി പരിഗണിച്ചത്‌. എന്നാൽ ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ കൂടുതൽ കാന്തിമാനമുള്ള സിറിയസ്, വേഗ തുടങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ ഇക്കൂട്ടത്തിൽ ഉൾപ്പെടുത്തിയുമില്ല. സിറിയസിന്റെ പ്രഭ ഒന്നാം കാന്തിമാനം ആയി പരിഗണിച്ചാൽ അതിന്റെ ഒപ്പം വേറെ നക്ഷത്രങ്ങളെ ഒന്നും ഒന്നാം കാന്തിമാനം ആയി കണക്കാക്കാൻ പറ്റില്ല എന്നതിനാലായിരിക്കണം, ഹിപ്പാർക്കസ്‌ സിറിയസിനെ ഒന്നാം കാന്തിമാനനക്ഷത്രം എന്നു വിളിക്കാതിരുന്നത്‌.
കാന്തിമാന അളവുകോൽ

പ്രഭകൂടുന്നതിനനുസരിച്ച്‌ ഖഗോളവസ്തുവിന്റെ കാന്തിമാന സംഖ്യ കുറയുന്ന രീതിയിലാണ് കാന്തിമാന അളവുകോൽ നിർവചിച്ചിരിക്കുന്നത്‌. കാലം പുരോഗമിച്ചപ്പോൾ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു പുറമേ, സൂര്യനേയും ചന്ദ്രനേയും എല്ലാം ഈ അളവുകോൽ ഉപയോഗിച്ച്‌ അളന്നു. അതിനുവേണ്ടി കാന്തിമാന അളവുകോൽ രണ്ടുവശത്തേകും വ്യാപിപ്പിച്ചു. ഇതനുസരിച്ച്‌ സൂര്യന്റെ കാന്തിമാന സംഖ്യ -26.73 ഉം, പൂർണ്ണചന്ദ്രന്റേത്‌ -12.6 ഉം, ശുക്രന്റേത്‌ -4.4 ഉം ആണ്. ദൃശ്യകാന്തിമാന സംഖ്യ +6 വരെയുള്ള ഖഗോളവസ്തുക്കളെ മാത്രമേ മനുഷ്യന് നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് കാണാനാകൂ. ദൂരദർശിനിയുടെ കണ്ടുപിടിത്തോടെ പിന്നേയും പ്രഭകുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളെ കണ്ടെത്തി. ഒരു സാധാരണ ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ചാൽ കാന്തിമാനം +9 വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാനാകും. ശക്തിയേറിയ ദൂരദർശിനിയുണ്ടെങ്കിൽ കാന്തിമാന സംഖ്യ +20 വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാനാകും. ഹബ്ബിൾ ശൂന്യാകാശ ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച്‌ കാന്തിമാനസംഖ്യ +29 വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാനാകും.
ചില ഖഗോളവസ്തുക്കളുടെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം

വിവിധ കാന്തിമാനങ്ങൾ - താരതമ്യം

ആധുനിക ഉപകരണങ്ങളുടെ സഹായത്തോടെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നടത്തിയ സൂക്ഷപഠനത്തിൽ ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന് ആറാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തേക്കാൾ നൂറിരട്ടി പ്രഭ അധികമുണ്ട്‌ എന്ന്‌ കണ്ടെത്തി. അതായത്‌ നൂറ്‌, ആറാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ ചേർന്നാൽ ഒരു ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ കിട്ടും. വേറൊരു വിധത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ കാന്തിമാനത്തിന്റെ വ്യത്യാസം 5 ആണെങ്കിൽ (6 -1) പ്രഭയുടെ വ്യത്യാസം 100 ഇരട്ടി ആകുന്നു.അങ്ങനെയാണെകിൽ ഒരു കാന്തിമാനം വ്യത്യാസം ഉണ്ടെങ്കിൽ 100(1/5)=2.512 പ്രഭയുടെ വ്യത്യാസം ഉണ്ടാകും. അതായത്‌ 2.512, ആറാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങൾ ചേർന്നാൽ അഞ്ചാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ കിട്ടും. (2.512)2 ആറാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങൾ ചേർന്നാൽ നാലാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ കിട്ടും.അതായത്‌ ഒരു കാന്തിമാനത്തിന്റെ വ്യത്യാസം ഉണ്ടെങ്കിൽ പ്രഭയുടെ വ്യത്യാസം 2.512 ഇരട്ടി ആകുന്നു. ഇങ്ങനെയുള്ള അളവുകോലിനെ ലോഗരിതമിക് അളവുകോൽ എന്നാണ് പറയുന്നത്‌.
ദൃശ്യകാന്തിമാനവും കേവലകാന്തിമാനവും

ഭൂമിയിൽ നിന്ന്‌ ഉള്ള നക്ഷത്ര നിരീക്ഷണത്തിന് ദൃശ്യ കാന്തിമാനം ആണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത്‌. അതായത് ഭൂമിയിൽ ഇന്ന്‌ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ എന്താണോ അതാണ് ദൃശ്യകാന്തിമാനം. ഇതിന് നക്ഷത്രത്തിന്റെ യഥാർത്ഥ പ്രഭയുമായി യാതൊരു ബന്ധവുമില്ല. ഭൂമിയിൽ നിന്നും നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ചും അതിന്റെ പ്രഭ കുറയും. അതുപോലെ സൂര്യൻ നമ്മളോട്‌ അടുത്തായതുകൊണ്ടാണ് അതിന്റെ പ്രഭ അധികമായിരിക്കുന്നതും. ഈ പ്രശ്നം പരിഹരിച്ച്‌ നക്ഷത്രം എത്ര ദൂരത്താണെങ്കിലും അതിന്റെ കേവലമായ പ്രഭ അളക്കുന്നതിനുള്ള അളവുകോലാണ് കേവലകാന്തിമാനം.
ഇതും കാണുക

* കേവലകാന്തിമാനം
* പ്രഭയേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പട്ടിക
* സമീപത്തുള്ള പ്രഭയേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പട്ടിക
* സമീപത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പട്ടിക
അവലംബം

വർഗ്ഗം:കാന്തിമാനം
വർഗ്ഗം:നിരീക്ഷണ ജ്യോതിശാസ്ത്രം