ความส่องสว่างสัมบูรณ์

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

การวัดความสว่างของดาวฤกษ์อีกแบบคือความส่องสว่างปรากฏซึ่งเป็นการวัดความสว่างของดาวบนท้องฟ้าเมื่อมองจากโลก

อย่างไรก็ตามแม้ความส่องสว่างปรากฏจะสามารถบอกอันดับความสว่างของดาวได้ แต่ก็ไม่สามารถบอกกำลังส่องสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ดวงนั้นๆ ได้อย่างถูกต้อง ดาวฤกษ์ที่ปรากฏให้เห็นความสว่างยามค่ำคืนน้อยกว่า แท้จริงแล้วอาจมีกำลังส่องสว่างมากกว่าดาวที่ปรากฏสุกใสอยู่บนท้องฟ้าได้ ซึ่งเป็นเพราะดาวนั้นอยู่ไกลจากโลกออกไปมากนั่นเอง

ค่าของความส่องสว่างสัมบูรณ์มีลักษณะเหมือนกับความส่องสว่างปรากฏ คือ ดวงดาวที่มีอันดับความสว่างต่างกัน 5 อันดับ จะมีความสว่างต่างกัน 100 เท่า คือ ดวงดาวที่มีความส่องสว่างสัมบูรณ์ต่างกัน 1 ความส่องสว่าง จะมีความสว่างต่างกัน ${\sqrt[{5}]{100}}\approx 2.512$ เท่า

การหาค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์

การหาค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์จากความส่องสว่างปรากฏและระยะทาง

ใช้สูตร $M=m-5(\log _{10}{D_{L}}-1)\!\,$

เมื่อ $D_{L}\!\,$ คือระยะห่างระหว่างดาวกับโลกในหน่วยพาร์เซก

เช่น ดาวไรเจลมีความส่องสว่างปรากฏ 0.18 และห่างจากโลก 773 ปีแสง

$M_{v}Rigel=0.18-5(\log _{10}{({\frac {773}{3.2616}})}-1)=-6.7$

การหาค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์จากความส่องสว่างปรากฏและมุมแพรัลแลกซ์

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

เมื่อ $\pi \!\,$ คือมุมแพรัลแลกซ์ของดาวดวงนั้นในหน่วยพิลิปดา

เช่น ดาวเวกา มีมุมแพรัลแลกซ์ 0.133 พิลิปดา มีความส่องสว่างปรากฏ 0.03

$M_{v}Vega=0.03+5(\log _{10}{0.133}+1)=0.65$

ดูเพิ่ม

• ความส่องสว่างปรากฏ
• แพรัลแลกซ์