magnitudsystemet går tillbaka ungefär 2000 år till den romerska poeten Manilius (inte, som tidigare trott, den grekiska astronomen Hipparchus eller den Alexandriska astronomen Ptolemy—referenser varierar) som klassificerade stjärnor med sin skenbara ljusstyrka, som de såg som storlek (magnitud betyder ”bigness, storlek”). För blotta ögat verkar en mer framträdande stjärna som Sirius eller Arcturus större än en mindre framträdande stjärna som Mizar, som i sin tur verkar större än en verkligt svag stjärna som Alcor., År 1736 beskrev matematikern John Keill det gamla blotta ögat-magnitudsystemet på detta sätt:
de fasta stjärnorna verkar vara av olika Bignesses, inte för att de verkligen är så, men för att de inte alla är lika avlägsna från oss. De som är närmast kommer att utmärka sig i lyster och Bigness; de mer avlägsna stjärnorna kommer att ge ett svagare ljus och visas mindre för ögat., Därför uppstår fördelningen av stjärnor, enligt deras ordning och värdighet, i klasser; den första klassen som innehåller de som ligger närmast oss kallas stjärnor av den första storleken; de som ligger bredvid dem är stjärnor av den andra storleken … och så vidare, ’ tills vi kommer till stjärnorna i den sjätte storleken, som förstår de minsta stjärnor som kan urskiljas med blotta ögat. För alla andra stjärnor, som bara ses med hjälp av ett teleskop, och som kallas teleskopiska, räknas inte bland dessa sex Order., Altho ’ skillnaden mellan stjärnor i sex grader av magnitud tas ofta emot av astronomer; ändå är vi inte att döma, att varje särskild stjärna är exakt att rangordnas enligt en viss Bigness, som är en av de sex; men i verkligheten finns det nästan lika många order av stjärnor, som det finns Stjärnor, få av dem är exakt av samma Bigness och lyster., Och även bland de stjärnor som räknas av den ljusaste klassen, det verkar en mängd olika storlek; för Sirius eller Arcturus är var och en av dem ljusare än Aldebaran eller Bull ’ s Eye, eller ens än stjärnan i Spica; och ändå alla dessa stjärnor räknas bland stjärnorna i den första ordningen: och det finns några stjärnor av en sådan intermedial ordning, att astronomerna har skilde sig i klassningen av dem; vissa sätter samma stjärnor i en klass, andra i en annan., Till exempel: den lilla hunden var av Tycho placerad bland stjärnorna i den andra storleken, som Ptolemaios räknade bland stjärnorna i den första klassen: och därför är det inte riktigt någon av den första eller andra ordningen, men borde rankas på en plats mellan båda.
Observera att ju ljusare stjärnan är desto mindre är storleken: ljusa ”första magnituden”-stjärnor är ”1: A klass”-stjärnor, medan stjärnor knappt synliga för blotta ögat är ”sjätte magnituden” eller ”6: e klass”.,Systemet var en enkel avgränsning av stjärnans ljusstyrka i sex olika grupper men tog ingen hänsyn till variationerna i ljusstyrka inom en grupp.
Tycho Brahe försökte direkt mäta stjärnornas ”bigness” i form av vinkelstorlek, vilket i teorin innebar att en stjärnans storlek kunde bestämmas av mer än bara den subjektiva domen som beskrivs i ovanstående citat., Han drog slutsatsen att stjärnorna i den första magnituden mätte 2 bågminuter (2′) i skenbar diameter (1 30 av en grad, eller 1 15 i fullmånens diameter), med andra genom sjätte magnitudens stjärnor som mätte 2 bågminuter (2′) i skenbar diameter (1 30 av en grad, eller 1 15 i fullmånens diameter). 1 1⁄2′, 1 1⁄12′, 3⁄4′, 1⁄2′, och 1 3′, respektive. Teleskopets utveckling visade att dessa stora storlekar var illusoriska—stjärnor verkade mycket mindre genom teleskopet. Men tidiga teleskop producerade en falsk skiv-liknande bild av en stjärna som var större för ljusare stjärnor och mindre för svagare., Astronomer från Galileo till Jaques Cassini misstog dessa falska skivor för de fysiska kropparna av stjärnor, och därmed i artonhundratalet fortsatte att tänka på storlek när det gäller den fysiska storleken på en stjärna. Johannes Hevelius producerade ett mycket exakt bord med stjärnstorlekar som mättes teleskopiskt, men nu varierade de uppmätta diametrarna från drygt sex sekunders båge för första magnituden ner till strax under 2 sekunder för sjätte magnituden., Vid tiden för William Herschel astronomer insett att teleskopskivor av stjärnor var falska och en funktion av teleskopet samt ljusstyrkan på stjärnorna, men ändå talade i termer av en stjärna storlek mer än dess ljusstyrka., Även långt in på 1800-talet fortsatte magnitudsystemet att beskrivas i form av sex klasser bestämda av Skenbar storlek, där
det finns ingen annan regel för att klassificera stjärnorna, men uppskattningen av observatören; och därför är det att vissa astronomer räknar med de stjärnor av den första storleken som andra anser vara av den andra.,
Vid mitten av artonhundratalet hade astronomer mätt avstånden till stjärnor via parallax, och så förstod att stjärnor är så långt borta att de i huvudsak visas som punktkällor för ljus., Efter framsteg när det gäller att förstå diffraktionen av ljus och astronomiska observationer förstod astronomer helt och hållet både att Stjärnornas skenbara storlekar var falska och hur dessa storlekar berodde på ljusintensiteten från en stjärna (detta är stjärnans uppenbara ljusstyrka, som kan mätas i enheter som Watt/cm2) så att ljusare stjärnor verkade större.,
Modern definitionEdit
tidiga fotometriska mätningar (gjorda till exempel genom att använda ett ljus för att projicera en artificiell ”stjärna” i ett teleskops synfält och justera det för att matcha riktiga stjärnor i ljusstyrka) visade att stjärnor i första magnituden är cirka 100 gånger ljusare än sjätte magnitudens stjärnor.
således 1856 föreslog Norman Pogson från Oxford att en logaritmisk skala på 5√100-2.512 skulle antas mellan magnituder, så fem magnitudsteg motsvarade exakt en faktor på 100 i ljusstyrka., Varje intervall av en storlek motsvarar en variation i ljusstyrka på 5√100 eller ungefär 2.512 gånger. Följaktligen är en magnitud 1-stjärna cirka 2,5 gånger ljusare än en magnitud 2-stjärna, 2,52 ljusare än en magnitud 3-stjärna, 2,53 ljusare än en magnitud 4-stjärna och så vidare.
detta är det moderna magnitudsystemet, som mäter stjärnornas ljusstyrka, inte skenbara storlek. Med hjälp av denna logaritmiska skala är det möjligt för en stjärna att vara ljusare än ”första klass” , så Arcturus eller Vega är magnitud 0 och Sirius är magnitud -1,46.