בהירות נראית

בהירות נראית (Apparent Magnitude) היא סקאלה יחסית שמודדת כמה אור מהשמיים מגיע לכדור הארץ.

הסקאלה היא לוגריתמית והפוכה: ערך גדול יותר אומר מקור בהיר פחות. זה אומר שכל עלייה של יחידה אחת בסקאלה מקטינה את השטף בכמה מונים. פוגסון קבע ב-1856 יחס קבוע בין דרגות הסקאלה, והתוצאה היא שכל הפרש של 5 יחידות בהירות שווה לפרש של פי 100 בשטף האור. את הערך מסמנים ב-m. במדידות משתמשים במסננים, פילטרים, שמאפשרים למדוד רק טווח צבע מסוים של האור. אם לא מזכירים פילטר, הכוונה היא לאור הנראה.

תלמי ותלמי-עתיק מתארים שיטת סיווג לתשעה וכמעט לשש דרגות לפי הבהירות. פוגסון בניסוחו ב-1856 שלח סקאלה מדויקת יותר המבוססת על יחס קבוע בין דרגות. בתחילה נקודת הייחוס הייתה פולאריס, אבל מכיוון שהיא משתנה היא הוחלפה בווגה. וגה נבחרה ככוכב ייחוס מכיוון שבהירותה יציבה יחסית בכל תחומי התדרים. כיום מוגדרת בהירותו של וגה כ-0.03.

הסקאלה היא לוגריתמית והפוכה: כוכב בהיר יקבל ערך נמוך יותר. הפרש של 5 יחידות מייצג שינוי של פי 100 בשטף האור. הנוסחה המקשרת בין שטף לבהירות כוללת קבוע שנקרא נקודת האפס (Zero Point). בעת מדידות משווים עצמים לכוכבי ייחוס כדי להימנע מכיול מחדש של הסקאלה.

בהירות גבולית היא ההבהירות הכי חלשה שאפשר לראות. לעין בלתי מצוידת מקובל לומר שהגבול הוא סביב 6, אך חלק מהאנשים רואים עד 6.5 ואף יותר. טלסקופים מגדילים את הגבול הזה משמעותית. טלסקופ החלל האבל מגיע לבהירות של כ-31, אך להשיג זאת צריך חשיפה ארוכה של הצילום.

שיטה פוטומטרית היא אוסף פילטרים סטנדרטי למדידת בהירות. השיטה UBV משתמשת בשלושה פילטרים: V (אור נראה, מרכזי ~540 ננומטר), B (כחול, ~442 ננומטר) ו-U (אולטרה-סגול, ~364 ננומטר). מדידות במסננים שונים מגלה תכונות של הכוכב. ההפרש B−V נקרא אינדקס צבע והוא נותן אינדיקציה לטמפרטורת פני השטח של הכוכב. יש מערכות מודרניות עם מסננים נוספים, כולל תת-אדום, וחלק מהפילטרים זמינים רק במצנחי חלל בגלל אטמוספירת כדור הארץ.

בהירות נראית תלויה במרחק מהמקור ובבהירות המוחלטת (M), הבהירות האמיתית של הכוכב. בהירות נראית יורדת ככל שהמרחק גדל. ישנה נוסחה המקשרת בין M ל-m תוך שימוש במרחק בפרסק.

הסקאלה מאפשרת להשוות בין כוכבים שונים בקלות. לדוגמה, סיריוס הוא אחד הכוכבים הבהירים ביותר, ובהירותו היא בסדר גודל של -1.46. היכולת להשוות שטפים יחסית לחיסכון בכיול מדידות נותנת יתרון גדול בעבודת המדידות האסטרונומית.

בהירות נראית (Apparent Magnitude) אומרת כמה אור מהכוכב מגיע אלינו על פני כדור הארץ.

המדד הפשוט: מספר קטן משמעותו כוכב בהיר יותר. זוהי סקאלה מיוחדת שבה כל כמה דרגות נשמעות "גדולות" יותר ביחס לאור. וגה נבחרה בעבר ככוכב ייחוס, ובימינו הבהירות שלה היא כ-0.03.

לפני יותר מ־2,000 שנה חילקו את הכוכבים לדרגות לפי בהירותם. ב־1856 נורמן פוגסון נתן לכל דרגה יחס קבוע, וכך קיבלנו את הסקאלה שנשתמש בה עד היום.

הסולם הופך: ערך נמוך = בהיר. הפרש של חמש דרגות משמעותו שינוי גדול בשטף האור. לכן כוכבים עם ערכים שונים נראים שוני הרבה.

בהירות גבולית היא ההבהירות הכי חלשה שאדם רגיל יכול לראות. רוב האנשים רואים עד בערך דרגה 6. טלסקופים רואים הרבה יותר חלש. טלסקופ האבל ראה עצמים חלשים מאוד עד דרגה כ־31, אבל צריך לצלם זמן ארוך כדי להשיג זאת.

למדוד בהירות משתמשים בפילטרים. השיטה UBV משתמשת בשלושה פילטרים: V (אור שנראה ירוק), B (אור כחול), ו-U (אור על־סגול, שאנו לא רואים היטב). מדידות בכמה פילטרים מסייעות לדעת את צבעו של הכוכב ואת הטמפרטורה שלו.

הבהירות שאנחנו רואים מושפעת גם מהמרחק. יש הבהירות האמיתית של הכוכב (בהירות מוחלטת) ויש את מה שמגיע אלינו. ככל שהכוכב רחוק יותר, הוא נראה חלש יותר.

הסקאלה עוזרת להשוות כוכבים ולמדוד כמה הם באמת זוהרים.