het magnitudesysteem dateert ongeveer 2000 jaar terug tot de Romeinse dichter Manilius (niet, zoals eerder werd aangenomen, de Griekse astronoom Hipparchus of de Alexandrijnse astronoom Ptolemaeus—referenties variëren) die sterren classificeerden op hun schijnbare helderheid, die zij zagen als grootte (magnitude betekent “grootsheid, grootte”). Voor het blote oog lijkt een meer prominente ster zoals Sirius of Arcturus groter dan een minder prominente ster zoals Mizar, die op zijn beurt groter lijkt dan een echt zwakke ster zoals Alcor., In 1736 beschreef de wiskundige John Keill het oude magnitudesysteem met het blote oog als volgt:
de vaste sterren lijken verschillende grootheden te hebben, niet omdat ze echt zo zijn, maar omdat ze niet allemaal even ver van ons verwijderd zijn. Degenen die het dichtst bij zijn zullen uitblinken in glans en grootsheid; de meer afgelegen sterren zullen een zwakker licht te geven, en lijken kleiner voor het oog., Vandaar ontstaat de verdeling van sterren, volgens hun orde en waardigheid, in klassen; de eerste klasse die degenen die het dichtst bij ons, worden Sterren van de eerste Magnitude genoemd; degenen die naast hen, zijn sterren van de tweede Magnitude … en zo voort, ‘ totdat we komen tot de sterren van de zesde Magnitude, die de kleinste sterren die kunnen worden onderscheiden met het blote oog te begrijpen. Want alle andere sterren, die alleen met behulp van een telescoop worden gezien, en die telescopisch worden genoemd, worden niet gerekend tot deze zes orden., Hoewel het onderscheid van sterren in zes graden van grootte algemeen wordt ontvangen door astronomen; toch moeten we niet oordelen, dat elke bepaalde ster precies moet worden gerangschikt volgens een bepaalde grootsheid, die een van de ZES is; maar eerder in werkelijkheid zijn er bijna evenveel orden van sterren, als er Sterren zijn, waarvan er maar weinig precies van dezelfde grootheid en glans zijn., En zelfs onder de sterren, die tot de helderste Klasse gerekend worden, schijnt er een verscheidenheid van grootte; want Sirius of Arcturus zijn elk van hen helderder dan Aldebaran of de roos, of zelfs dan de ster in Spica; en toch worden al deze sterren gerekend tot de sterren van de eerste orde; en er zijn sommige sterren van zo ‘ n intermediale orde, dat de astronomen hebben verschilden in het classificeren van hen; sommigen plaatsen dezelfde sterren in de ene klasse, anderen in een andere., Bijvoorbeeld: het hondje werd door Tycho geplaatst onder de sterren van de tweede Magnitude, die Ptolemaeus rekende onder de sterren van de eerste klasse: en daarom is het niet echt een van de eerste of tweede orde, maar moet worden gerangschikt op een plaats tussen beide.
merk op dat hoe helderder de ster, hoe kleiner de magnitude is: heldere” eerste magnitude “sterren zijn” eerste klasse “sterren, terwijl sterren die nauwelijks zichtbaar zijn met het blote oog” zesde magnitude “of”zesde klasse” zijn.,Het systeem was een eenvoudige afbakening van de helderheid van sterren in zes verschillende groepen, maar maakte geen rekening met de variaties in helderheid binnen een groep.
Tycho Brahe probeerde de “grootsheid” van de sterren direct te meten in termen van hoekgrootte, wat in theorie betekende dat de magnitude van een ster kon worden bepaald door meer dan alleen het subjectieve oordeel beschreven in het bovenstaande citaat., Hij concludeerde dat eerste magnitude sterren gemeten 2 boogminuten (2′) in schijnbare diameter (1 ⁄ 30 van een graad, of 1 ⁄ 15 De diameter van de volle maan), met de tweede tot en met zesde magnitude sterren meten 1 1⁄2′, 1 1⁄12′, 3⁄4′, 1⁄2′, en 1 ⁄ 3′, respectievelijk. De ontwikkeling van de telescoop toonde aan dat deze grote maten illusoir waren—sterren verschenen veel kleiner door de telescoop. Vroege telescopen produceerden echter een onechte schijf-achtige afbeelding van een ster die groter was voor helderdere sterren en kleiner voor zwakkere., Astronomen van Galileo tot Jaques Cassini verwarden deze valse schijven met de fysieke lichamen van sterren, en zo bleven ze tot in de achttiende eeuw denken aan magnitude in termen van de fysieke grootte van een ster. Johannes Hevelius produceerde een zeer nauwkeurige tabel van stergroottes telescopisch gemeten, maar nu varieerden de gemeten diameters van iets meer dan zes boogseconden voor de eerste magnitude tot iets minder dan 2 seconden voor de zesde magnitude., Tegen de tijd van William Herschel onderkenden astronomen dat de telescopische schijven van sterren vals waren en een functie van de telescoop en de helderheid van de sterren, maar spraken nog steeds in termen van de grootte van een ster meer dan zijn helderheid., Zelfs tot ver in de negentiende eeuw bleef het magnitudesysteem beschreven in termen van zes klassen bepaald door de schijnbare grootte, waarin
er geen andere regel voor het classificeren van de sterren is dan de schatting van de waarnemer; en daarom is het dat sommige astronomen die sterren van de eerste magnitude beschouwen die anderen beschouwen als van de tweede.,in het midden van de negentiende eeuw hadden astronomen echter de afstanden tot sterren gemeten via stellaire parallax, en begrepen ze zo dat sterren zo ver weg zijn dat ze in wezen als puntbronnen van licht verschijnen., Na vooruitgang in het begrijpen van de diffractie van licht en astronomisch zien, begrepen astronomen volledig dat de schijnbare maten van sterren vals waren en hoe die maten afhingen van de intensiteit van het licht afkomstig van een ster (dit is de schijnbare helderheid van de ster, die kan worden gemeten in eenheden zoals Watt/cm2) zodat helderdere sterren groter leken.,
moderne definitiedit
vroege fotometrische metingen (bijvoorbeeld door een licht te gebruiken om een kunstmatige “ster” in het gezichtsveld van een telescoop te projecteren en deze aan te passen aan de helderheid van echte sterren) toonden aan dat sterren met de eerste magnitude ongeveer 100 keer helderder zijn dan sterren met de zesde magnitude.in 1856 stelde Norman Pogson uit Oxford voor om een logaritmische schaal van 5√100 ≈ 2.512 te gebruiken tussen magnitudes, zodat vijf magnitudestappen precies overeenkwamen met een helderheidsfactor van 100., Elk interval van één magnitude komt overeen met een variatie in helderheid van 5√100 of ongeveer 2,512 keer. Bijgevolg is een magnitude 1 ster ongeveer 2,5 keer helderder dan een magnitude 2 ster, 2,52 helderder dan een magnitude 3 ster, 2,53 helderder dan een magnitude 4 ster, enzovoort.
Dit is het moderne magnitudesysteem, dat de helderheid meet, niet de schijnbare grootte, van sterren. Met behulp van deze logaritmische schaal is het mogelijk dat een ster helderder is dan “first class”, dus Arcturus of Vega zijn magnitude 0, en Sirius is magnitude -1,46.