Tilsynelatende størrelsesklasse

Tilsynelatende størrelsesklasse brukes i astronomien og gir
et mål for hvor sterkt lyset som når oss fra en gitt stjerne er.
Allerede i oldtiden hadde Klaudios Ptolemaios klassifisert de synlige
stjernene i 6 klasser, slik at de 15 best synlige tilhørte klasse 1,
mens de svakeste stjernene, som såvidt kunne skimtes, tilhørte
klasse 6.

I det 19. århundret ble det så laget en ny skala, som var basert
på fotometrisk måling av lysintensiteter, og som mest mulig
skulle avspeile den tradisjonelle skalaen fra 1 til 6. Man fant
da ut at, siden øyet reagerte noenlunde logaritmisk på synsinntrykk
av forskjellig styrke, en kunne benytte en logaritmisk skala
til å definere størelsesklassene som funksjon av observert lysstyrke.
Dersom lyset som mottas fra to stjerner har intensitetene I1
og I2, så definerte man differensen mellom deres tilsynelatende
størrelsesklasser, m1 og m2, ved formelen

der  er logaritmen med grunntall 10.
Faktoren 2,5 ble valgt, fordi man hadde slått fast at lyset
fra en meget svak stjerne (klasse 6) hadde en intensitet
som var omtrent hundrendeparten av intensiteten av lyset
som når oss fra en meget klar stjerne (klasse 1).
Setter man nemlig inn i formelen
I1/I2 = 100, så får man at
de to stjernene ligger akkurat 5 størrelsesklasser ifra hverandre.
Denne definisjonen ble innført av N. G. Pogson i 1854.

På fransk heter det «magnitude apparente», på engelsk
«apparent magnitude», eller også bare «magnitude», der
det da er underforstått at det menes «apparent».
På nederlandsk heter det «schijnbare helderheid» og på
tysk «scheinbare Helligkeit».

absolutt størrelsesklasse bygger på Pogsons formel,
idet man tenker seg stjernen observert fra en standard
astronomisk avstand på 10 parsec. Den tenkte, derfra observerte,
størrelsesklassen kalles stjernens absolutte størrelsesklasse,
symbol M. Idet en stjernes lysintensiteten avtar omvendt proporsjonalt
med kvadratet av avstanden, får en da følgende formel for sammenhengen
mellom absolutt og tilsynelatende størrelsesklasse:

der p er stjernens parallakse, som er dens avstand
fra solsystemet målt i parsec.

Astronomiske måleenheter