אחד המאפיינים הבסיסיים של כוכב היא כמות האנרגיה שהוא מקרין בכל שנייה. שטף האנרגיה זה נקרא נגיהות (luminosity) או נגיהות מוחלטת. שלא כמו בהירות נראית, התלויה במרחק הכוכב מאתנו, נגיהות מאפיינת את הכוכב, בדומה לאופן שבו הוא מאפיינת נורה. המושג המלא נגיהות בולומטרית – פרושו כמות האנרגיה הכוללת המוקרנת בכל שנייה בכל אורכי הגל. מאחר שרוב הכוכבים מקרינים בתחום האור הנראה, הספק האור הנראה והבהירות הבולומטרית הם בדרך כלל מושגים דומים. שימו לב, חרף הטענה הקודמת, כוכבים הרבה יותר חמים מאשר השמש קורנים בעיקר בתחום האולטרה סגול, וכוכבים הרבה יותר קרים מאשר מהשמש קורנים בעיקר בתחום האינפרה אדום. במקרים האלה, ההספק בתחום הנראה מייצג רק חלק קטן מהנגיהות הבולומטרית. נגיהות בדרך כלל מסומנת בדרך מקוצרת באמצעות L.
באדיבות NASA
השיטה הבסיסית ביותר של הערכת הנגיהות נעשית באמצעות מדידת המרחק אל הכוכב. אור קלוש בלילה עשוי להיות נר במרחק של מאה מטרים, פנס רחוב במרחק כמה קילומטרים מהצופה, או פנס מבריק של מגדלור, במרחק של 100 ק"מ מהצופה. ברגע שאנחנו יודעים מהו המרחק למקור האור, אנו יכולים לקבוע את הנגיהות מוחלטת. שיטה זו הופכת פחות מדויקת עבור כוכבים רחוקים מאוד. מדידת המרחק באמצעות פרלקסה חדלה להיות אמינה במרחק עולה על 1000 פארסק. חשוב לזכור, החלל בין-כוכבי מכיל ערפל דק של אבק המעמעם את אור הכוכבים החולף על פני מרחקים גדולים. בדיוק כמו ערפיח שעשוי להקשות על אומדן המרחק אל רכס הרים מרוחק, כמות לא ידועה של חומר בין-כוכבי מקשה על הערכת הנגיהות של כוכבים. מפני שאבק הבין-כוכבי מפחית את הגודל הנראה של הכוכב, וגורם להערכה נמוכה של נגיהותו.
שלושה גדלים: נגיהות, מרחק והגודל הנראה של כוכב קשורים זה בזה. אם אנחנו יודעים שניים מגדלים אלו, אנו יכולים להעריך את הגודל השלישי – הם קשורים באמצעות חוק הריבוע ההופכי. אם F היא הבהירות, או השטף הקרינה המגיע מהכוכב לארץ, d הוא המרחק בין הכוכב לארץ, ו- L היא הנגהיות, אזי אם נגיהות הכוכב ומרחקו ידועים יהיה השטף, F = L/4πd2. אם הבהירות ומרחק הכוכב ידועים, ניתן לחשב את הנגיהות, L = 4πFd2. אלה הם חישובים בסיסיים באסטרונומית כוכבים.
הנה כמה דוגמאות לחשיבות קשרים אלה. אם לשני כוכבים יש אותה בהירות נראית, אבל אחד מהם מרוחק פי שלושה מהאחר (כפי שנקבע על ידי מדידת פרלקסה של שני הכוכבים), אזי לכוכב הרחוק נגיהות הגדולה פי תשע מזו של הכוכב הקרוב יותר. לחלופין, אם לשני כוכבים יש נגיהות שווה, ואחד נראה קלוש פי ארבעה מהשני (במקרה שבו יש לנו ראיות ששני הכוכבים דומים לשמש), אז הכוכב הקלוש יותר מרוחק כפליים מהכוכב השני. או, אם לשני כוכבים יש מרחק שווה (זה יכול להיות מקרה של כוכבים בינאריים או כוכבים בציר כוכבים), אזי הכוכב שבהירותו גדולה פי חמש גם נגיהותו גדולה מזו של שכנו. המצב שבו הכוכבים נמצאים במרחקים שווים בערך (בהשוואה למרחק שלהם מכדור הארץ) מעניק לאסטרונומים הזדמנות נדירה. עבור כוכבים בינריים, כוכבים במערכות כוכבים או בצבירי כוכבים, הבהירות היחסית שלהם מאפשרת לזהות את היחס בין הנגיהות שלהם..
Author: Chris Impey