ദൃശ്യകാന്തിമാനം
From Wikipedia, the free encyclopedia
ഒരു ഖഗോളവസ്തുവിനെ അതിലേക്കുള്ള ദൂരം പരിഗണിക്കാതെ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ അനുഭവപ്പെടുന്ന പ്രഭയുടെ അളവാണ് ദൃശ്യകാന്തിമാനം അഥവാ പ്രകാശമാനം (ഇംഗ്ലീഷ്: Apparent Magnitude). കാന്തിമാനം എന്ന വാക്കു കൊണ്ട് സാധാരണ വിവക്ഷിക്കുന്നത് ഈ അളവിനെയാണ്. ഹിപ്പാർക്കസ് ആണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രഭയളക്കുന്നതിനുള്ള ഈ രീതി ആദ്യമായി ഉപയോഗിക്കാനാരംഭിച്ചതെന്ന് കരുതുന്നു.
ഈ ലേഖനം ഏതെങ്കിലും സ്രോതസ്സുകളിൽ നിന്നുള്ള വേണ്ടത്ര തെളിവുകൾ ഉൾക്കൊള്ളുന്നില്ല. ദയവായി യോഗ്യങ്ങളായ സ്രോതസ്സുകളിൽ നിന്നുമുള്ള അവലംബങ്ങൾ ചേർത്ത് ലേഖനം മെച്ചപ്പെടുത്തുക. അവലംബമില്ലാത്ത വസ്തുതകൾ ചോദ്യം ചെയ്യപ്പെടുകയും നീക്കപ്പെടുകയും ചെയ്തേക്കാം. |
ഈ അളവുകോൽ പ്രകാരം ഏറ്റവും പ്രഭ കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങൾ (first-magnitude) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പകുതി മാത്രം പ്രഭയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ രണ്ടാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നും അതിന്റെ പകുതി പ്രഭ മാത്രം ഉള്ളവയെ മൂന്നാം കാന്തിമാനനക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നും വിളിക്കുന്നു. അങ്ങനെ പ്രഭ കുറയുന്നതിന് അനുസരിച്ച് ആറാം കാന്തിമാനനക്ഷത്രങ്ങളെ വരെ മനുഷ്യർക്ക് നഗ്നനേത്രം കൊണ്ട് കാനാനാകും. ദൃശ്യ കാന്തിമാനത്തെ m എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്.
പത്തൊൻപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആരംഭത്തോടെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രഭ കൃത്യമായി അളക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ പല സാങ്കേതങ്ങളും ഉപയോഗപ്പെടുത്തി. ആ സങ്കേതങ്ങളുടെ സഹായത്തോടെ പ്രഭയിലുള്ള ചെറിയ വ്യത്യാസങ്ങളും അളക്കാൻ സാധ്യമായി. അങ്ങനെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഈ ദൃശ്യകാന്തിമാന അളവുകോലിനെ സൂക്ഷ്മമായി നിർവചിച്ചു. അങ്ങനെ കാന്തിമാന സംഖ്യയിൽ ദശാംശസംഖ്യകൾ വന്നു ചേർന്നു. മാത്രമല്ല പ്രഭ കൂടിയ ഖഗോളവസ്തുക്കളുടെ കാന്തിമാന സംഖ്യ ഋണസംഖ്യകൾ (negative) കൊണ്ട് സൂചിപ്പിക്കാനുമാരംഭിച്ചു.
ഈ അളവുകോൽ പ്രകാരം ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ഏറ്റവും പ്രഭയുള്ള നക്ഷത്രമായ സിറിയസിന്റെ കാന്തിമാനം -1.37 ആണ്. അഭിജിത്ത് (വേഗ) നക്ഷത്രത്തിന്റേത് 0-ഉം തിരുവാതിര നക്ഷതത്തിന്റേത് +0.41-ഉം ധ്രുവനക്ഷത്രത്തിന്റേത് +2-ഉം ആണ്.