Das Magnitude—System geht auf den römischen Dichter Manilius zurück (nicht, wie bisher angenommen, der griechische Astronom Hipparchus oder der alexandrinische Astronom Ptolemäus-Referenzen variieren), die Sterne nach ihrer scheinbaren Helligkeit klassifizierten, die sie als Größe betrachteten (Magnitude bedeutet „bigness, size“). Für das bloße Auge erscheint ein prominenterer Stern wie Sirius oder Arcturus größer als ein weniger prominenter Stern wie Mizar, der wiederum größer erscheint als ein wirklich schwacher Stern wie Alcor., Im Jahr 1736 beschrieb der Mathematiker John Keill das uralte Magnituden-System mit bloßem Auge folgendermaßen:
Die festen Sterne scheinen unterschiedliche Bösartigkeiten zu haben, nicht weil sie wirklich so sind, sondern weil sie nicht alle gleich weit von uns entfernt sind. Diejenigen, die am nächsten sind, werden sich in Glanz und Bitterkeit auszeichnen; Die entfernteren Sterne geben ein schwaches Licht und erscheinen für das Auge kleiner., Daher entsteht die Verteilung der Sterne nach ihrer Reihenfolge und Würde in Klassen; Die erste Klasse, die diejenigen enthält, die uns am nächsten sind, werden Sterne der ersten Größe genannt; diejenigen, die neben ihnen sind, sind Sterne der zweiten Größe … und so weiter: „Bis wir zu den Sternen der sechsten Größe kommen, die die kleinsten Sterne erfassen, die mit bloßem Auge erkannt werden können. Denn alle anderen Sterne, die nur mit Hilfe eines Teleskops zu sehen sind und teleskopisch genannt werden, werden unter diesen sechs Ordnungen nicht gerechnet., Altho ‚ die Unterscheidung der Sterne in sechs Grade der Größe wird allgemein von Astronomen empfangen; doch sind wir nicht zu beurteilen,, dass jeder einzelne Stern ist genau nach einer bestimmten Bigness rangiert werden, das ist einer der sechs; sondern in Wirklichkeit gibt es fast so viele Größenordnungen von Sternen, wie es Sterne, nur wenige von ihnen sind genau von der gleichen Bigness und Glanz., Und selbst unter den Sternen, die von der hellsten Klasse gerechnet werden, gibt es eine Vielzahl von Größen; für Sirius oder Arcturus sind jeder von ihnen heller als Aldebaran oder das Stierauge oder sogar als der Stern in Spica; und doch werden alle diese Sterne unter den Sternen erster Ordnung gerechnet: Und es gibt einige Sterne einer solchen intermedialen Ordnung, dass die Astronomen sich in der Klassifizierung von ihnen unterschieden haben; einige setzen die gleichen Sterne in eine Klasse, andere in eine andere., Zum Beispiel: Der kleine Hund wurde von Tycho unter den Sternen der zweiten Größenordnung platziert, die Ptolemäus unter den Sternen der ersten Klasse gerechnet: Und deshalb ist es nicht wirklich entweder der ersten oder zweiten Ordnung, sondern sollte in einem Platz zwischen beiden rangiert werden.
Beachten Sie, dass je heller der Stern ist, desto kleiner ist die Größe: Helle Sterne der ersten Größe sind Sterne der 1.Klasse, während Sterne, die mit bloßem Auge kaum sichtbar sind,“ sechste Größe „oder“ sechste Klasse „sind.,Das System war eine einfache Abgrenzung der Sternhelligkeit in sechs verschiedene Gruppen, berücksichtigte jedoch keine Helligkeitsschwankungen innerhalb einer Gruppe.
Tycho Brahe versuchte, die „Bigness“ der Sterne in Bezug auf die Winkelgröße direkt zu messen, was theoretisch bedeutete, dass die Größe eines Sterns durch mehr als nur das im obigen Zitat beschriebene subjektive Urteil bestimmt werden konnte., Er kam zu dem Schluss, dass Sterne der ersten Größenordnung 2 Bogenminuten (2′) im scheinbaren Durchmesser (1⁄30 Grad oder 1⁄15 Durchmesser des Vollmonds) gemessen haben, wobei Sterne der zweiten bis sechsten Größenordnung gemessen wurden 1 1⁄2′, 1 1⁄12′, 3⁄4′, 1⁄2′, und 1⁄3′, beziehungsweise. Die Entwicklung des Teleskops zeigte, dass diese großen Größen illusorisch waren—Sterne erschienen durch das Teleskop viel kleiner. Frühe Teleskope erzeugten jedoch ein falsches scheibenähnliches Bild eines Sterns, der für hellere Sterne größer und für schwächere kleiner war., Astronomen von Galileo bis Jaques Cassini verwechselten diese falschen Scheiben mit den physischen Körpern von Sternen, und so dachte man bis ins 18. Johannes Hevelius erstellte eine sehr genaue Tabelle der teleskopisch gemessenen Sterngrößen, aber jetzt reichten die gemessenen Durchmesser von etwas mehr als sechs Sekunden Bogen für die erste Magnitude bis zu knapp 2 Sekunden für die sechste Magnitude., Zur Zeit von William Herschel erkannten Astronomen, dass die Teleskopscheiben von Sternen falsch waren und eine Funktion des Teleskops sowie die Helligkeit der Sterne hatten, sprachen aber immer noch in Bezug auf die Größe eines Sterns mehr als seine Helligkeit., Jahrhundert wurde das Magnituden-System weiterhin in Form von sechs Klassen beschrieben, die durch scheinbare Größe bestimmt wurden, in denen
Es gibt keine andere Regel für die Klassifizierung der Sterne als die Schätzung des Beobachters; und daher ist es so, dass einige Astronomen jene Sterne der ersten Größenordnung rechnen, die andere für die zweite halten.,
Bis Mitte des neunzehnten Jahrhunderts hatten Astronomen jedoch die Entfernungen zu Sternen über Sternparallaxe gemessen und verstanden, dass Sterne so weit entfernt sind, dass sie im Wesentlichen als Punktlichtquellen erscheinen., Nach Fortschritten beim Verständnis der Lichtbeugung und des astronomischen Sehens verstanden die Astronomen sowohl, dass die scheinbaren Größen der Sterne falsch waren als auch, wie diese Größen von der Intensität des von einem Stern kommenden Lichts abhingen (dies ist die scheinbare Helligkeit des Sterns, die in Einheiten wie Watt/cm2 gemessen werden kann), so dass hellere Sterne größer erschienen.,
Moderne definitionEdit
Frühe photometrische Messungen (z. B. durch Verwendung eines Lichts, um einen künstlichen „Stern“ in das Sichtfeld eines Teleskops zu projizieren und an die Helligkeit echter Sterne anzupassen) zeigten, dass Sterne der ersten Größe etwa 100 Mal heller sind als Sterne der sechsten Größe.
So schlug Norman Pogson von Oxford 1856 vor, eine logarithmische Skala von 5√100 ≈ 2.512 zwischen den Größen anzunehmen, so dass fünf Größenschritte genau einem Helligkeitsfaktor von 100 entsprachen., Jedes Intervall einer Größenordnung entspricht einer Helligkeitsschwankung von 5√100 oder ungefähr dem 2.512-fachen. Folglich ist ein Stern der Magnitude 1 etwa 2,5 mal heller als ein Stern der Magnitude 2, 2,52 heller als ein Stern der Magnitude 3, 2,53 heller als ein Stern der Magnitude 4 und so weiter.
Dies ist das moderne Magnituden-System, das die Helligkeit und nicht die scheinbare Größe von Sternen misst. Mit dieser logarithmischen Skala ist es möglich, dass ein Stern heller als „first Class“ ist, so dass Arcturus oder Vega die Magnitude 0 und Sirius die Magnitude -1.46 haben.