Φαινόμενο μέγεθος: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
||
Γραμμή 1:
{{πηγές|18|05|2015}}
Το '''φαινόμενο μέγεθος''' ('''''m''''') είναι ένας αριθμός που καθορίζει ''πόσο λαμπρό είναι ένα ουράνιο σώμα, όπως φαίνεται από
==ιστορία της έννοιας==
Πρώτος καθόρισε μια κλίμακα [[λαμπρότητα|λαμπρότητας]] ο Έλληνας αστρονόμος και μαθηματικός [[Ίππαρχος ο Ρόδιος|Ίππαρχος]] το [[129 π.Χ.]]. Καθόρισε να έχουν τον αριθμό 1 τα πιο λαμπρά αστέρια, και τον αριθμό 6 τα μόλις διακρινόμενα με γυμνό οφθαλμό. Έτσι, τα αστέρια χαρακτηρίστηκαν ως πρώτου μεγέθους, δεύτερου μεγέθους, τρίτου μεγέθους κτλ. Ο [[Κλαύδιος Πτολεμαίος]], περί το [[140]], διατήρησε αυτή την κλίμακα φαινομένων μεγεθών.
Γραμμή 8:
Οι οπτικές συσκευές της εποχής μας μάς προσφέρουν πολύ μεγαλύτερες δυνατότητες. Με κοινά [[κιάλια]] (με διάμετρο φακών 50mm) μπορούμε να δούμε αστέρια μέχρι φαινόμενο μέγεθος περίπου 10, ενώ με μικρό αστρονομικό τηλεσκόπιο (με διάμετρο φακού 7,5 εκατοστών) μέχρι φαινόμενο μέγεθος 11. Με το πανίσχυρο [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ]], που βρίσκεται έξω από την ατμόσφαιρα και άρα δεν επηρεάζεται από τις οπτικές παραμορφώσεις που αυτή προκαλεί, μπορούμε να δούμε αστέρια μέχρι φαινόμενο μέγεθος 30.
Με τη βελτίωση των οπτικών συσκευών και τη μέτρηση με ακρίβεια της λαμπρότητας των ουρανίων σωμάτων, φάνηκαν και τα προβλήματα της πανάρχαιας κλίμακας, όπου τα ουράνια σώματα χωρίζονταν σε μόνο έξι μεγέθη. Υπήρχαν αστέρες με φαινόμενο μέγεθος 1 (π.χ. ο [[Βέγας]] (Vega), ο [[Ρίγκελ]] (Rigel)), που ήσαν
==Κλίμακα Πόγκσον==
| |||