Görünən ulduz ölçüsü — Vikipediya

Ulduz ölçüsü — mənbəyin işıq şüalarına perpendikulyar qoyulmuş səthin həmin mənbə tərəfindən nisbi işıqlanmasının əsası 2,512 olan mənfi işarəli loqarifmidir.

Görünən ulduz ölçüsü və ya vizual ulduz ölçüsü-adi gözlə vizual fotometr adlanan qəbuledici vasitəsilə təyin olunan ulduz ölçüsüdür.

Astrofizikada işıqlanmanın fiziki analoqu olaraq ulduz ölçüsü adanlanan kəmiyyətdən istifadə edilir.^[1]

Ulduz ölçüsü ilk astrofotometrik anlayışdır. Hələ Hipparx eramızdan əvvəl II yüzillikdə gözlə seçilən ulduzları işıqlanmalarına görə altı ulduz ölçüsünə ayırmışdı. O, qəbul etmişdi ki, ən parlaq (işıqlı) ulduzun ulduz ölçüsü 1, ən zəifinki isə 6-dır.^[2]

Parlaqlığın ulduz ölçüsü vasitəsilə qiymətləndirilməsi fiziki, daha doğrusu fizioloji və psixoloji əsasları yalnız Hipparxdan iki min il sonra XIX yüzillikdə Veber və Fexner tərəfindən müəyyən edilmişdir. Veber-Fexner qanunu: hər hansı qıcıqlandırıcı təsirin hiss olunmasındakı dəyişiklik həmin qıcıqlandırıcı amilin nisbi dəyişməsi ilə düz mütənasibdir. Bu qanunu ulduz ölçüsü anlayışına tətbiq etsək, Kainat obyektinə qıcıqlandırıcı, qəbulediciyə (gözə, fotoemulsiyaya, fotolentə və s.) hissiyat mərkəzi kimi baxa bilərik . Qıcıqlandırıcının obyektiv meyarı onun qəbuledicidə yaratdığı işıqlanmadır, ulduz ölçüsü isə bu işıqlanmanın qəbulediciyə təsiri deməkdir. Burada Veber-Fexner qanunu belə ifadə olunur qıcıqlandırıcı (işıqlanma) həndəsi silsilə ilə dəyişəndə, hissiyat (ulduz ölçüsü) ədədi silsilə ilə dəyişir. Deyilənlərə əsasən aşağıdakı ifadəni yazmaq olar:

${\displaystyle m-m_{0}=C_{1}\lg {E \over E_{0}}}$

Burada m və m₀ işıqlanmaları, E və E₀ olan obyektlərin uyğun ulduz ölçüləridir. Ptolemeyin Almakestində 1000-dən artıq ulduzun ulduz ölçüsü verilmişdir. Bu ulduzların ulduz ölçülərinin müasir təyini göstərir ki, iki ulduzun ulduz ölçüləri fərqi vahidə bərabər olarsa, yəni m-m₀=1 olarsa, onda ulduz ölçüsü m₀ olan ulduz, ulduz ölçüsü m olan ulduzdan 2,5 dəfə parlaqdır. Odur ki, yuxarıdakı ifadəyə əsasən

${\displaystyle C_{1}={1 \over \lg 2,5}\simeq -2,512}$

1879-cu ildə ingilis astronomu Poqson təklif etmişdir ki, C1=2,500 qəbul edilsin, çünki, ${\displaystyle lg2,512=0,4000={1 \over 2,500}}$-dir. Beləliklə birinci ifadə əvəzinə:${\displaystyle m-m_{0}=-2,5\lg {E \over E_{0}}}$ yaxud, ${\displaystyle \lg {E \over E_{0}}=-0,4(m-m_{0})}$olar.

Bu ifadələr Poqson düsturu adlanır. Poqson düsturu iki obyektin işıqlanmaları nisbəti məlum olduqda onların ulduz ölçüləri fərqini və ya tərsinə- məlum ulduz ölçüləri fərqinə görə onların işıqlanmaları nisbətini tapmağa imkan verir.^[1][3]

1. ↑ ^{1 2} R.Ə. Hüseynov, Astronomiya, Bakı, 1997
2. ↑ Heifetz, M.; Tirion, W. (2004). A Walk Through the Heavens: A Guide to Stars and Constellations and Their Legends. Cambridge: Cambridge University Press. p. 6.
3. ↑ Pogson, N. (1856). "Magnitudes of Thirty-six of the Minor Planets for the first day of each month of the year 1857". MNRAS. 17: 12. Bibcode:1856MNRAS..17...12P. doi:10.1093/mnras/17.1.12.