等級 (天文)

等級の説明

天文学において「等級」とは、天体の明るさを数値で表す単位を指します。これは観測者が目にする明るさを基にしており、一般的に整数や小数で「1等級」「1.25等級」「-1.46等級」と表現されます。「級」が省略されて「1.50等」という表現もよく使われます。特定の明るさを持つ恒星を「～等星」と呼ぶこともありますが、等級の数値が小さいほど明るく、逆に大きいほど暗い天体という特徴を持っています。

等級の定義

天体の明るさの等級は、数値が小さければ小さいほど明るいことを示す特徴があります。たとえば、「2等星」と表記される場合、見かけの等級（m）が1.5 ≦ m ＜ 2.5の範囲にあることを意味します。また、「1等星」という場合は見かけの明るさが0.5 ≦ m ＜ 1.5の恒星を指し、これには0.5等級より明るい恒星も含まれることが多いです。

ポグソンの式とその重要性

19世紀中頃、イギリスの天文学者ノーマン・ロバート・ポグソンが、等級の明るさの関係を逆対数スケールとして定義しました。この関係性は「ポグソンの式」として知られています。具体的には、

$$
m_1 - m_2 = -2.5 imes ext{log}_{10} \left( \frac{l_1}{l_2} \right)$$

という形で表現され、m1とm2は異なる天体の相対的な明るさを比較する際に用いられます。等級の差が5等級であれば、明るさはちょうど100倍の関係性にあるとされます。この式を使い、観測技術が進化した20世紀半ば以降には、光電子増倍管やCCDなどを用いて明るさを正確に測定できるようになりました。

測光システム

天体の明るさを測定する手法は「測光」と呼ばれ、特定の波長帯やフィルタの特性を考慮した測光システムが構築されています。1953年、ジョンソンとモーガンによって提案された「UBVシステム」がそのひとつで、特定の波長（U, B, V）を基に天体の明るさを測る基準として広く使われています。この測光システムは、異なる波長帯での天体の明るさを比較するためのツールとして、天文学者にとって非常に重要な役割を果たしています。

等級の原点とその考え方

等級の原点は、時代と共に変わってきました。21世紀初頭には、こと座の「ベガ」を基準としたベガ等級（Vega magnitude system）や、AB等級（AB magnitude）が一般的に使われています。ベガが基準となることで、各波長帯での等級が算出されますが、AB等級は絶対的な放射流束密度を基準にしているため、異なる波長でも一貫した比較を可能にします。

等級の種類

等級は観測者の距離や使用する波長帯によって異なるため、見かけの等級、絶対等級、放射等級などいくつかの種類があります。面白いことに、見かけの等級と実視等級はしばしば混同されますが、実際には異なる概念であり、注意が必要です。

歴史的背景

古代ギリシャの天文学者ヒッパルコスが最初に恒星の明るさを段階的に分類しました。その後、プトレマイオスやハーシェルなどの天文学者によって等級の概念が発展しました。特に19世紀には、ノーマン・ポグソンによって明るさの関係が厳密に定義され、近代的な等級の概念が確立されました。

これにより、天文学の観測と分類が飛躍的に進展し、私たちが現在知っているような天文学的な明るさの基準が定められることとなったのです。

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