בהירות

באסטרונומיה, בהירות או בהירות נראית (באנגלית: Apparent Magnitude) היא סקאלה יחסית המציינת את שטף הקרינה האלקטרומגנטית של כוכבים ושל גרמי שמים אחרים, שהיה מגיע אל כדור הארץ, אלמלא הייתה קיימת האטמוספירה (אשר מקטינה את השטף עקב בליעת אור). הבהירות מצוינת על סקאלה לוגריתמית יורדת, בה ככל שהערך גבוה יותר - השטף נמוך יותר, כלומר גרם השמיים יותר "כהה". הבהירות מסומנת בדרך כלל על ידי האות m.
בעת מדידת בהירות משתמשים במסנן תדרים, שבורר תחום תדרים מסוים מספקטרום האור של הכוכב. לרוב מקורות האור יש בהירות שונה בתחומי תדרים שונים, ועל כן בציון בהירות של כוכב יש לציין גם את המסנן שבו נעשה שימוש בעת המדידה. אם לא מצוין מסנן, הכוונה לבהירות בתחום האור הנראה.

היסטוריה

האסטרונום תלמי, בספרו אלמגסט, מתאר נוהג המיוחס להיפרכוס, לסווג את הכוכבים לשש דרגות על פי מידת הבהירות שלהם. על פי נוהג זה, דרגה 1 ציינה את הכוכבים הבהירים ביותר, ודרגה 6 את הכוכבים העמומים ביותר. 
בשנת 1856 פרסם נורמן פוגסון (Norman Robert Pogson) את סקאלת הבהירות המוכרת כיום. היא מבוססת על הסקאלה הקדומה של היפרכוס ותלמי. פוגסון קבע יחס של 100 (ליניארי) בעוצמת שטף הקרינה בין דרגה 1 לבין דרגה 6, או במילים אחרות יחס של 
 
בין שתי דרגות עוקבות. פוגסון בחר בסולם לוגריתמי, בעקבות חוק ובר-פכנר שהיה מקובל אז, לפיו התפיסה האנושית יחסית ללוגריתם של העלייה בעוצמה של הגודל הפיזיקלי. היום מקובל שחוק החזקה של סטיבנס (Stevens' power law) הקובע שהתפיסה האנושית של הראייה יחסית לשורש ריבועי של עוצמת האור, מדויק יותר ועל כן סקאלת הבהירות לא מתארת בצורה מדויקת את תפיסת הבהירות האנושית. כך למשל, כוכב בדרגה 1 נראה לעין כבהיר יותר מכוכב מדרגה 2, אבל לא באותה מידה שבה כוכב מדרגה 2 נראה בהיר יותר מכוכב בדרגה 3. 
הסקאלה של פוגסון הורחבה לבהירויות חזקות מדרגה 1 (כלומר בהירות קטנה מ-1) ולבהירויות חלשות מדרגה 6 (כלומר בהירות גבוהה מ-6). בתחילה, נקודת הייחוס נקבעה בעזרת בהירותו של פולאריס כבהירות 2, אולם משהתברר כי פולאריס הוא כוכב משתנה, הוחלט שהכוכב וגה ישמש ככוכב ייחוס, ובהירותו נקבעה ל-0. תכונתו של וגה ככוכב שבהירותו כמעט שלא משתנה בטווח רחב של תדרים סייעה בבחירה בו ככוכב הייחוס. כיום, מסיבות טכניות ולאחר מדידות מדויקות יותר, מוגדרת בהירותו של וגה בתור‏ 0.03.

בהירות גבולית

בהירות גבולית היא הבהירות שמעבר לה עצם שמיימי חשוך מכדי להבחין בו. נהוג לומר שהבהירות הגבולית לעין בלתי מצוידת היא 6, אך מרבית האנשים שראייתם תקינה רואים מעל 6.5, וישנם שרואים יותר מכך.
שימוש בטלסקופ מעלה את ערך הבהירות הגבולית במידה ניכרת. לטלסקופ שרדיוס המראה/עדשה שלו הוא R (במילימטרים), הבהירות הגבולית ניתנת לחישוב על פי הנוסחה 
יש לזכור שזו נוסחה עבור רגישות עין ממוצעת, ובפועל ישנם הבדלים גדולים בין רגישות העיניים של אנשים שונים.

שיטות פוטומטריות

הבהירות של הגוף השמיימי נמדדת תוך שימוש במסנן המעביר אורכי גל מסוימים. הגדרת אוסף מסננים סטנדרטי נקראת שיטה פוטומטרית (Photometric system). השיטה הפוטומטרית הראשונה שהוגדרה הייתה שיטת UBV והיא משמשת עד היום לסיווג כוכבים. לפי שיטה זו מודדים את הבהירות בעזרת שלושה מסננים. המסנן הראשון מעביר את תחום האור הנראה (visual) והוא מדמה בקירוב את תגובת העין האנושית. הבהירות הנמדדת בעזרת מסנן זה, שאורך הגל המרכזי שלו נמצא ב-540 ננומטר, מסומנת כ-mV או כ-V. הבהירות הנמדדת בעזרת המסנן השני, שמרכזו ב-442 ננומטר, אורך גל המתאים לאור כחול (blue), מסומנת כ-mB או כ-B, והבהירות של המסנן השלישי שמרכזו ב-364 ננומטר, בתחום האור העל-סגול (UV), מסומנת כ-mU או כ-U. 
ניתן ללמוד פרטים רבים על אופיו של כוכב על ידי מדידה עם מספר מסננים. לווגה, למשל, יש בהירות כמעט שווה כשהיא נמדדת בשלושת המסננים של שיטת UBV, ותחילה היא הוגדרה כ-0 בשלושתם. אולם, מצב כזה אינו טיפוסי ולרוב הכוכבים יש בהירות שונה כשהמדידה מתבצעת עם מסננים שונים. הטמפרטורה של הכוכב יכולה להיקבע בדיוק גבוה בעזרת חישוב ההפרש בין הבהירות באורכי גל שונים. כך למשל, ההפרש B-V שנקרא אינדקס צבע נותן אינדיקציה ישירה לצבע של הכוכב. קביעת הצבע מאפשרת לחשב את הטמפרטורה של פני השטח שלו, בהתאם לתכונות של פליטת גוף שחור.
כיום משמשות מספר שיטות פוטומטריות, ובהן כאלו שיש בהן יותר מסננים, המכסים תחומי תדרים נוספים, כמו למשל אור תת-אדום. חלק מהמסננים מתאימים לאורכי גל שלא מסוגלים לחדור דרך אטמוספירת כדור הארץ, ולכן הם נמצאים בשימוש רק במדידות המתבצעות בעזרת לוויינים או כלי טיס אחרים שמגיעים לקצה האטמוספירה או יוצאים ממנה.