プロの翻訳者、企業、ウェブページから自由に利用できる翻訳レポジトリまで。
il est difficile de comprendre les étoiles en utilisant simplement les magnitudes apparentes. imaginez deux étoiles dans le ciel avec la même magnitude apparente, c'est-à-dire apparemment de même luminosité. vous ne pouvez pas savoir simplement en regardant si elles ont la même luminosité intrinsèque & #160;; il est possible qu'une des deux étoiles soit bien plus brillante, mais bien plus loin. si nous connaissions les distances aux étoiles (voyez l'article parallaxe), nous pourrions en tenir compte et assigner des magnitudes absolues qui refléteraient la réalité, la luminosité intrinsèque. la magnitude absolue est définie comme la luminosité apparente que l'étoile aurait si elle était observée d'une distance de 10 parsecs (1 parsec=3,26 années-lumière, soit 3,1 & #160; x & #160; 10^18 & #160; cm). la magnitude absolue (m) peut être déterminée à partir de la magnitude apparente (m) et de la distance en parsecs (d) en utilisant la formule & #160;:
det er vanskeligt at forstå stjerner ved kun at benytte deres tilsyneladende størrelsesklasser. forestil dig to stjerner på himlen med den samme tilsyneladende størrelsesklasse, som altså ser ud til at lyse lige meget. du kan ikke afgøre bare ved at kigge om to stjerner faktisk udsender lige meget lys eller den ene faktisk udsender meget mere lys, men bare er længere væk. hvis vi kender afstanden til stjernerne (se artiklen om parallakse), kan vi kompensere for afstanden og finde deres absolutte størrelsesklasse som viser hvor meget lys de faktisk udsender. de absolutte størrelsesklasser er defineret som den tilsyneladende størrelsesklasse en stjerne ville have hvis den blev observeret fra en afstand på 10 parsec (1 parsec er 3. 26 lysår, eller 3. 1 x 10^18 cm). den absolutte størrelsesklasse (m) kan beregnes ud fra den tilsyneladende størrelsesklasse (m) og afstanden i parsec (d) med følgende formel: