โชติมาตรสัมบูรณ์

โชติมาตรสัมบูรณ์ หรือ ความส่องสว่างสัมบูรณ์ (แม่แบบ:Langx, M) เป็นการวัดความสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ โดยจินตนาการให้ดาวฤกษ์นั้นอยู่ที่ระยะห่างจากโลกออกไป 10 พาร์เซก หรือ 32.616 ปีแสง โดยดาวที่ห่างไปจากโลก 10 พาร์เซก จะมีมุมแพรัลแลกซ์ เป็น 0.1 พิลิปดา

การวัดความสว่างของดาวฤกษ์อีกแบบคือโชติมาตรปรากฏซึ่งเป็นการวัดความสว่างของดาวบนท้องฟ้าเมื่อมองจากโลก

อย่างไรก็ตามแม้โชติมาตรปรากฏจะสามารถบอกอันดับความสว่างของดาวได้ แต่ก็ไม่สามารถบอกกำลังส่องสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ดวงนั้น ๆ ได้อย่างถูกต้อง ดาวฤกษ์ที่ปรากฏให้เห็นความสว่างยามค่ำคืนน้อยกว่า แท้จริงแล้วอาจมีกำลังส่องสว่างมากกว่าดาวที่ปรากฏสุกใสอยู่บนท้องฟ้าได้ ซึ่งเป็นเพราะดาวนั้นอยู่ไกลจากโลกออกไปมากนั่นเอง

ค่าของโชติมาตรสัมบูรณ์มีลักษณะเหมือนกับโชติมาตรปรากฏ คือ ดวงดาวที่มีอันดับความสว่างต่างกัน 5 อันดับ จะมีความสว่างต่างกัน 100 เท่า คือ ดวงดาวที่มีโชติมาตรสัมบูรณ์ต่างกัน 1 โชติมาตร จะมีความสว่างต่างกัน $\sqrt[5]{100}\approx 2.512$ เท่า

การหาค่าโชติมาตรสัมบูรณ์

การหาค่าโชติมาตรสัมบูรณ์จากโชติมาตรปรากฏและระยะทาง

ใช้สูตร $M=m-5({\log }_{10}{D}_L-1)$

เมื่อ $D_L$ คือระยะห่างระหว่างดาวกับโลกในหน่วยพาร์เซก

เช่น ดาวไรเจลมีโชติมาตรปรากฏ 0.18 และห่างจากโลก 773 ปีแสง

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

การหาค่าโชติมาตรสัมบูรณ์จากโชติมาตรปรากฏและมุมแพรัลแลกซ์

ใช้สูตร $M=m+5({\log }_{10}\pi +1)$

เมื่อ $\pi$ คือมุมแพรัลแลกซ์ของดาวดวงนั้นในหน่วยพิลิปดา

เช่น ดาวเวกา มีมุมแพรัลแลกซ์ 0.133 พิลิปดา มีโชติมาตรปรากฏ 0.03

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

ดูเพิ่ม

• โชติมาตรปรากฏ
• แพรัลแลกซ์