Φαινόμενο μέγεθος

Το φαινόμενο μέγεθος (m) είναι αριθμός που καθορίζει πόσο λαμπρό είναι ένα ουράνιο σώμα, όπως φαίνεται από τη Γη. Όσο πιο λαμπρό φαίνεται ένα ουράνιο αντικείμενο, τόσο μικρότερη είναι η αριθμητική τιμή του μεγέθους του.

Ιστορία της έννοιας
Πρώτος καθόρισε μια κλίμακα λαμπρότητας ο Έλληνας αστρονόμος και μαθηματικός Ίππαρχος το 129 π.Χ.. Καθόρισε να έχουν τον αριθμό 1 τα πιο λαμπρά αστέρια, και τον αριθμό 6 τα μόλις διακρινόμενα με γυμνό οφθαλμό. Έτσι, τα αστέρια χαρακτηρίστηκαν ως πρώτου μεγέθους, δεύτερου μεγέθους, τρίτου μεγέθους κτλ. Ο Κλαύδιος Πτολεμαίος, περί το 140, διατήρησε αυτή την κλίμακα φαινομένων μεγεθών. 

Πολλούς αιώνες αργότερα, το 1609, ο Γαλιλαίος κατασκεύασε αστρονομικό τηλεσκόπιο και μπόρεσε να δει με αυτό αστέρια με ασθενέστερη λαμπρότητα, οπότε χρησιμοποιήθηκαν φυσιολογικά οι επόμενοι αριθμοί, δηλαδή έβδομο μέγεθος, όγδοο μέγεθος, κλπ.

Σύγχρονη εποχή 
Οι οπτικές συσκευές της εποχής μας μάς προσφέρουν πολύ μεγαλύτερες δυνατότητες. Με κοινά κιάλια (με διάμετρο φακών 50mm) μπορούμε να δούμε αστέρια μέχρι φαινόμενο μέγεθος περίπου 10, ενώ με μικρό αστρονομικό τηλεσκόπιο (με διάμετρο φακού 7,5 εκατοστών) μέχρι φαινόμενο μέγεθος 11. Με το πανίσχυρο Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ, που βρίσκεται έξω από την ατμόσφαιρα της Γης και άρα δεν επηρεάζεται από τις οπτικές παραμορφώσεις που αυτή προκαλεί, μπορούμε να δούμε αστέρια μέχρι φαινόμενο μέγεθος 30.

Με τη βελτίωση των οπτικών συσκευών και τη μέτρηση με ακρίβεια της λαμπρότητας των ουρανίων σωμάτων, φάνηκαν και τα προβλήματα της πανάρχαιας κλίμακας, όπου τα ουράνια σώματα χωρίζονταν σε μόνο έξι μεγέθη. Υπήρχαν αστέρες με φαινόμενο μέγεθος 1 (π.χ. ο Βέγας (Vega), ο Ρίγκελ (Rigel)), που ήταν πιο λαμπροί από άλλους αστέρες με φαινόμενο μέγεθος 1.

Κλίμακα Πόγκσον 
Λίγο πριν το 1800, ο αστρονόμος Ουίλιαμ Χέρσελ έβαλε τις βάσεις της φωτομετρίας και τη μαθηματικοποίησης του φαινόμενου μεγέθους. Μελετώντας την φωτεινή ροή (luminus flux) των αστεριών, διαπίστωσε ότι η εισροή ενέργειας από αστέρια με φαινόμενο μέγεθος 1 ήταν περίπου 100 φορές μεγαλύτερη από την εισροή ενέργειας από αστέρια με φαινόμενο μέγεθος 6.

Το 1856, ο Άγγλος αστρονόμος Νόρμαν Ρόμπερτ Πόγκσον (Norman Robert Pogson), (23 Μαρτίου 1829 – 23 Ιουνίου 1891), που γεννήθηκε στο Νότιγχαμ και έζησε στην Οξφόρδη και στο Μαντράς των Ινδιών, κανονικοποίησε την κλίμακα των αστρικών φαινομένων μεγεθών, ορίζοντας ότι
 Οι φωτεινότητες δύο διαδοχικών μεγεθών έχουν λόγο περίπου 2,512 ().

Αν συμβολίσουμε με Α Β Γ Δ Ε Ζ την εισροή φωτεινής ενέργειας αντίστοιχα με τα φαινόμενα μεγέθη 1 2 3 4 5 6, θα ισχύει

 (Α / Β) = (Β / Γ) = (Γ / Δ) = (Δ / Ε) = (Ε / Ζ) = 2.512
 (Α / Γ) = (Β / Δ) = (Γ / Ε) = (Δ / Ζ) = 6.310
 (Α / Δ) = (Β / Ε) = (Γ / Ζ) = 15.849
 (Α / Ε) = (Β / Ζ) = 39.811
 (Α / Ζ) = 100

Με ακριβείς μετρήσεις των εισροών φωτεινής ενέργειας των αστεριών, και με εφαρμογή των αναλογιών του Πόγκσον που αποδέχτηκε όλη η αστρονομική κοινότητα, τα μεγέθη έπαψαν να είναι ακέραιοι αριθμοί και έγιναν δεκαδικοί αριθμοί, και τα πολύ φωτεινά ουράνια σώματα απέκτησαν αρνητικούς αριθμούς φαινόμενου μεγέθους (με τη λογική ότι οι αρνητικοί αριθμοί είναι μικρότεροι από τους θετικούς). Η Αφροδίτη (Αυγερινός και Αποσπερίτης) έχει –4,4, η Πανσέληνος έχει –12,5 και ο Ήλιος έχει –26,7.

Δείτε επίσης 
 Απόλυτο μέγεθος

Εξωτερικοί σύνδεσμοι 
 The astronomical magnitude scale (International Comet Quarterly)

Αστρονομικές μονάδες μέτρησης
Ουράνια σώματα
Παρατηρησιακή αστρονομία