Độ sáng của vật thể . Cấp sao

+ Cấp sao nhìn thấy: Là thang xác định độ sáng nhìn thấy của các sao
Quy ước: * 2 sao cách nhau 5 cấp => độ sáng nhìn thấy cách nhau 100 lần
*Sao càng sáng : có cấp sao càng bé. Một sao kém hơn sao kia 1 cấp có độ sáng lớn hơn sao kia
= 2,512 lần
Ví dụ: Sao có cấp sao m, độ sáng nhìn thấy Em
Sao có cấp sao n, độ sáng nhìn thấy En
= 2,512

* Các sao cấp O ứng với các sáng nhất bầu trời
+ Độ trưng của sao: Tổng lượng bức xạ của sao đó
+ Các sao khác nhau thì quang phổ có những đặc điểm khác nhau. Quang phổ của các sao là quang phổ liên tục có các vạch hấp thụ Fraunhife

=
với d là khoảng cách thực ứng với Em ; khoảng cách quy ước: 10 paséc)
I. Cấp sao tuyệt đối
Cấp sao tuyệt đối (M) là độ sáng của thiên thể, tính ở khoảng cách cho trước 10pas ( paséc) cách người quan sát. Cấp sao tuyệt đối của Mặt trời là +4,9M, sao Rigel –6,2M, tức sáng hơn Mặt trời 160 000 lần. Trong các thiên thể sáng nhất và ổn định thì sao HR 5171 sáng hơn Mặt trời 630 000 lần, còn trong các thiên thể sáng ngắn hạn thì tân tinh CP Puppis đạt điểm sáng cực đại gấp Mặt trời 3 triệu lần.
Thông thường kết quả quan sát các sao trên thiên cầu không đem lại cấp sao tuyệt đối (tức là độ sáng thật của sao) mà chỉ phản ánh độ sáng đập vào mắt người quan sát tại mặt đất, tức cấp sao biểu kiến mà thôi. Mặt Trời có cấp sao tuyệt đối rất nhỏ, nhưng vì ở gần chúng ta nên là sao sáng nhất đối với người quan sát tại Trát Đất.
II. Cấp sao biểu kiến
II. 1) Cấp sao biểu kiến (m-magnitude) của một thiên thể (ngôi sao, hành tinh, ...) là một thang đo về độ sáng biểu kiến của vật thể tính theo lôgarít của mật độ photon phát ra vì vật thể nhận được trong một đơn vị thời gian bởi máy thu. Vật thể càng sáng thì m càng có giá trị nhỏ.
Cấp sao biểu kiến không thể hiện độ sáng thực của vật thể. Vật thể rất sáng, nhưng lại ở quá xa có thể trông tối và có cấp sao biểu kiến thấp. Độ sáng thực của vật thể được đo bằng cấp sao tuyệt đối.
II. 2)Lịch sử
Người Hy Lạp cổ đại phân chia các vì sao thành 6 mức độ sáng đối với mắt người. Sao sáng nhất có m = 1, còn sao tối nhất có m = 6, tương đương với giới hạn tối nhất mà mắt người có thể cảm thụ. Mỗi mức sáng được coi là sáng gấp đôi mức thấp hơn. Phương pháp này được Ptolemy phổ biến trong quyển Almagest, và thường được cho là phát minh bởi Hipparchus. Phương pháp này không dùng để đo độ sáng của Mặt Trời. Vì sự cảm nhận sáng của mắt người theo hàm lôgarít, thang đo này là một thang đo lôgarít.
Năm 1856, Norman Robert Pogson chuẩn hóa hệ thống này, bằng cách định nghĩa sao sáng nhất với m = 1, sáng gấp 100 lần sao có m = 6. Như vậy, sao có m = n sáng gấp khoảng 2,512 lần sao có m = n+1. ( 2,512 là căn bậc 5 của 100 (một số vô tỉ) được gọi là Tỉ số Pogson). Thang Pogson lúc đầu dùng Polaris để chuẩn hóa cho m = 2. Sau này, các nhà thiên văn thấy Polaris thay đổi độ sáng, do đó họ chuyển sang dùng Vega làm chuẩn về độ sáng, rồi sau đó lập bảng các mốc không cho các đo đạc dòng ánh sáng. Độ sáng lúc này phụ thuộc vào dải bước sóng ánh sáng.
Hệ thống hiện đại không giới hạn trong 6 cấp sao biểu kiến hay trong phổ nhìn thấy. Các vật thể rất sáng có m âm. Ví dụ: Sirius, sao sáng nhất thiên cầu, có cấp sao biểu kiến trong khoảng −1,44 đến −1,46. Hệ thống hiện đại đo cấp sao cho cả Mặt Trăng và Mặt Trời; (mTrăng = −12,6 và mMặt Trời = −26,8). Kính viễn vọng Hubble có thể đo được vật thể với cấp sao yếu tới 30 trong phổ nhìn thấy còn kính thiên văn Keck có khả năng nhìn tương tự trong phổ hồng ngoại.
II. 3)Định nghĩa
Định nghĩa hiện đại của cấp sao biểu kiến, trong vùng phổ x là:


với
là quang thông đo trong vùng phổ x, và
là hằng số phụ thuộc đơn vị đo quang thông (định nghĩa trong Aller và cộng sự, 1982 cho các hệ thống đo lường thông dụng)
II.