ความส่องสว่างสัมบูรณ์

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี

ความส่องสว่างสัมบูรณ์ (อังกฤษ: Absolute magnitude,M) เป็นการวัดความสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ โดยจินตนาการให้ดาวฤกษ์นั้นอยู่ที่ระยะห่างจากโลกออกไป 10 พาร์เซก หรือ 32.616 ปีแสง โดยดาวที่ห่างไปจากโลก 10 พาร์เซก จะมีมุมแพรัลแลกซ์ เป็น 0.1 พิลิปดา

การวัดความสว่างของดาวฤกษ์อีกแบบคือความส่องสว่างปรากฏซึ่งเป็นการวัดความสว่างของดาวบนท้องฟ้าเมื่อมองจากโลก

อย่างไรก็ตามแม้ความส่องสว่างปรากฏจะสามารถบอกอันดับความสว่างของดาวได้ แต่ก็ไม่สามารถบอกกำลังส่องสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ดวงนั้นๆ ได้อย่างถูกต้อง ดาวฤกษ์ที่ปรากฏให้เห็นความสว่างยามค่ำคืนน้อยกว่า แท้จริงแล้วอาจมีกำลังส่องสว่างมากกว่าดาวที่ปรากฏสุกใสอยู่บนท้องฟ้าได้ ซึ่งเป็นเพราะดาวนั้นอยู่ไกลจากโลกออกไปมากนั่นเอง

ค่าของความส่องสว่างสัมบูรณ์มีลักษณะเหมือนกับความส่องสว่างปรากฏ คือ ดวงดาวที่มีอันดับความสว่างต่างกัน 5 อันดับ จะมีความสว่างต่างกัน 100 เท่า คือ ดวงดาวที่มีความส่องสว่างสัมบูรณ์ต่างกัน 1 ความส่องสว่าง จะมีความสว่างต่างกัน \sqrt[5]{100}\approx 2.512 เท่า

การหาค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์[แก้]

การหาค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์จากความส่องสว่างปรากฏและระยะทาง[แก้]


ใช้สูตร  M = m - 5 (\log_{10}{D_L} - 1)\!\,

เมื่อ D_L\!\, คือระยะห่างของระหว่างดาวกับโลกในหน่วยพาร์เซก
เช่น ดาวไรเจลมีความส่องสว่างปรากฏ 0.18 และห่างจากโลก 773 ปีแสง
M_vRigel = 0.18 - 5(\log_{10}{(\frac{773}{3.2616})}-1)= -6.7

การหาค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์จากความส่องสว่างปรากฏและมุมแพรัลแลกซ์[แก้]


ใช้สูตร  M = m + 5 (\log_{10}{\pi} + 1)\!\,

เมื่อ \pi\!\, คือมุมแพรัลแลกซ์ของดาวดวงนั้นในหน่วยพิลิปดา
เช่น ดาวเวกา มีมุมแพรัลแลกซ์ 0.133 พิลิปดา มีความส่องสว่างปรากฏ 0.03
M_{v}Vega = 0.03 + 5(\log_{10}{0.133}+1) = 0.65

ดูเพิ่ม[แก้]