Trong thiên văn, độ sáng tuyệt đối là độ sáng thực của một thiên thể mà không tính tới khoảng cách của nó so với Trái Đất. Đây là độ sáng của thiên thể khi nó cách người quan sát một khoảng đúng bằng khoảng cách độ sáng tiêu chuẩn--standard luminosity distance (10 parsec, 1 AU, 100km, tùy theo loại thiên thể).

Vật lý Thiên văn - vatlythienvan.com

Dựa trên độ sáng tuyệt đối, ta có thể biết thiên thể này sáng hơn thiên thể kia bao nhiêu lần bằng cách tính lũy thừa của 2,512. Ví dụ, Dải Ngân Hà của chúng ta có độ sáng -20,5 còn một quasar sáng -25,5. Ta được 2,512^(-20,5-(-25,5))=100 nên ta suy ra nếu đặt hai thiên thể này cạnh nhau cách ta 10 parsec thì quasar đó sáng hơn Dải Ngân Hà 100 lần.

Công thức tính độ sáng tuyệt đối:


Trong đó là độ sáng tuyệt đối, là độ sáng biểu kiến và là khoảng cách của ngôi sao đó so với Trái Đất, tính bằng parsec (1 parsec bằng 3,2616 năm ánh sáng)
Ví dụ Rigel cách chúng ta 773 năm ánh sáng và có độ sáng biểu kiến là 0,8 thì độ sáng tuyệt đối của nó bằng:



Độ sáng tuyệt đối của một số ngôi sao quen thuộc:
Mặt trời 4.83
Sirius 1.45
Arcturus -0.31
Vega 0.58
Spica -3.55
Barnard's Star 13.24
Proxima Centauri 15.45

Lưu ý rằng giá trị độ sáng tuyệt đối càng nhỏ bao nhiêu thì thiên thể đó càng sáng bấy nhiêu.

Chúng ta cũng có thể tính ngược lại khoảng cách của một ngôi sao với Trái Đất nếu ta biết được độ sáng tuyệt đối và độ sáng biểu kiến của nó theo công thức:

Khoảng cách=10^[(độ sáng biểu kiến-độ sáng tuyệt đối)/5]


Ví dụ Spica có độ sáng biểu kiến là 0,98 và độ sáng tuyệt đối là -3,55 thì khoảng cách của nó tới chúng ta là 10{0.98 - (-3.55) + 5]/5} = 101.906 = 80.54 parsec tương đương với khoảng 263 năm ánh sáng.

Trịnh Khắc Duy - PAC

Author: Hiền PHAN
Nguyên chủ nhiệm CLB Thiên văn Bách khoa - PAC (nay là CLB Thiên văn học Đà Nẵng - DAC); Nghiên cứu sinh ngành Vật lý thiên văn tại APC Laboratory, Paris Diderot University, Cộng hòa Pháp.