Tilsynelatende størrelsesklasse

Tilsynelatende størrelsesklasse brukes i astronomien og giret mål for hvor sterkt lyset som når oss fra en gitt stjerne er.Allerede i oldtiden hadde Klaudios Ptolemaios klassifisert de synligestjernene i 6 klasser, slik at de 15 best synlige tilhørte klasse 1,mens de svakeste stjernene, som såvidt kunne skimtes, tilhørteklasse 6.

I det 19. århundret ble det så laget en ny skala, som var basertpå fotometrisk måling av lysintensiteter, og som mest muligskulle avspeile den tradisjonelle skalaen fra 1 til 6. Man fantda ut at, siden øyet reagerte noenlunde logaritmisk på synsinntrykkav forskjellig styrke, en kunne benytte en logaritmisk skalatil å definere størelsesklassene som funksjon av observert lysstyrke.Dersom lyset som mottas fra to stjerner har intensitetene I₁og I₂, så definerte man differensen mellom deres tilsynelatendestørrelsesklasser, m₁ og m₂, ved formelen

${\displaystyle m_{1}-m_{2}=-2{,}5\cdot \lg \left({I_{1} \over I_{2}}\right),}$

der ${\displaystyle \lg }$ er logaritmen med grunntall 10.Faktoren 2,5 ble valgt, fordi man hadde slått fast at lysetfra en meget svak stjerne (klasse 6) hadde en intensitetsom var omtrent hundrendeparten av intensiteten av lysetsom når oss fra en meget klar stjerne (klasse 1).Setter man nemlig inn i formelenI₁/I₂ = 100, så får man atde to stjernene ligger akkurat 5 størrelsesklasser ifra hverandre.Denne definisjonen ble innført av N. G. Pogson i 1854.

På fransk heter det «magnitude apparente», på engelsk«apparent magnitude», eller også bare «magnitude», derdet da er underforstått at det menes «apparent».På nederlandsk heter det «schijnbare helderheid» og påtysk «scheinbare Helligkeit».

absolutt størrelsesklasse bygger på Pogsons formel,idet man tenker seg stjernen observert fra en standardastronomisk avstand på 10 parsec. Den tenkte, derfra observerte,størrelsesklassen kalles stjernens absolutte størrelsesklasse,symbol M. Idet en stjernes lysintensiteten avtar omvendt proporsjonaltmed kvadratet av avstanden, får en da følgende formel for sammenhengenmellom absolutt og tilsynelatende størrelsesklasse:

${\displaystyle \ M=m+5-5\cdot \lg(p),}$

der p er stjernens parallakse, som er dens avstandfra solsystemet målt i parsec.