Ero sivun ”Magnitudi (tähtitiede)” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
Rivi 170:
Vuonna 1856 [[Norman Pogson]] julkaisi pikkuplaneetta[[Efemeridi|efemeridin]] vuodelle 1857, jossa hän käytti kehittämäänsä standardoitua magnitudijärjestelmää. Hän oli tutkinut eri tähtitieteilijöiden silmämääräisiä kirkkausmäärityksiä ja todennut, että yhden magnitudin ero vastasi keskimäärin 2,4 kertaista eroa kirkkaudessa. Silmän havaintovasteen ajeteltiin tuolloin olevan logaritminen, joten hän teki magnitudisasteikostaan logaritmisen. Laskutoimitusten yksinkertaistamiseksi hän asetti kantaluvuksi viidennen juuren sadasta (likimäärin 2,5118…), joka on lähellä eri havaitsijoiden keskiarvoa. Lukua kutsutaan joskus ''Pogsonin suhteeksi''. Asteikon hän kalibroi [[Bonner_Durchmusterung|Bonner Durchmusterung]]-luettelon magnitudien perusteella.
Noin sata vuotta sitten tähtien kirkkauden määrittämisessä tuli käyttöön valokuvaus ja myöhemmin sähköiset fotometriset mittalaitteet, joiden herkkyyden aallonpituusalue poikkeaa silmästä. Uusien menetelmien magnitudiasteikot määriteltiin uudelleen tarkasti standarditähtien suhteen, mutta pyrkien sälyttämään vastaavuuden visuaalisiin magnitudeihin. Esim. UBV-järjestelmän V-magnitudit määritettiin vastaamaan valokuvaamalla saatuja fotovisuaalisia magnitudeja, jotka puolestaan vastaavat suunnilleen silmämääräisesti arvioituja visuaalimagnitudeja.
Alun perin valokuvauksellisten magnitudien referenssitähtenä oli Pohjantähti ja sen ympäristön tähdet. Pähjantähden kirkkaus oli tässä asetettu mahnitudiarvo tasan 2,0. Myöhemmin havaittiin , että Pohjantähti on [[kefeidi]]-muuttuja, ja uudeksi referenssitähdeksi vaihdettiin Vega (V-magnitudi=0, [[väri-indeksi]]=0).
| |||