โชติมาตรสัมบูรณ์

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี

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

การวัดความสว่างของดาวฤกษ์อีกแบบคือโชติมาตรปรากฏซึ่งเป็นการวัดความสว่างของดาวบนท้องฟ้าเมื่อมองจากโลก อย่างไรก็ตามแม้โชติมาตรปรากฏจะสามารถบอกอันดับความสว่างของดาวได้ แต่ก็ไม่สามารถบอกกำลังส่องสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ดวงนั้นๆ ได้อย่างถูกต้อง ดาวฤกษ์ที่ปรากฏให้เห็นความสว่างยามค่ำคืนน้อยกว่า แท้จริงแล้วอาจมีกำลังส่องสว่างมากกว่าดาวที่ปรากฏสุกใสอยู่บนท้องฟ้าได้ ซึ่งเป็นเพราะดาวนั้นอยู่ไกลจากโลกออกไปมากนั่นเอง

ค่าของโชติมาตรสัมบูรณ์มีลักษณะเหมือนกับโชติมาตรปรากฏ คือ ดวงดาวที่มีอันดับความสว่างต่างกัน 5 อันดับ จะมีความสว่างต่างกัน 100 เท่า คือ ดวงดาวที่มีโชติมาตรสัมบูรณ์ต่างกัน 1 โชติมาตร จะมีความสว่างต่างกัน \sqrt[5]{100}\approx 2.512 เท่า

สารบัญ

[แก้] การหาค่าโชติมาตรสัมบูรณ์

[แก้] การหาค่าโชติมาตรสัมบูรณ์จากโชติมาตรปรากฏและระยะทาง


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

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

[แก้] การหาค่าโชติมาตรสัมบูรณ์จากโชติมาตรปรากฏและมุมแพรัลแลกซ์


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

เมื่อ \pi\!\, คือมุมแพรัลแลกซ์ของดาวดวงนั้นในหน่วยพิลิปดา
เช่น ดาวเวกา มีมุมแพรัลแลกซ์ 0.133 พิลิปดา มีโชติมาตรปรากฏ 0.03
MvVega = 0.03 + 5(log100.133 + 1) = 0.65

[แก้] ดูเพิ่ม