Ero sivun ”Magnitudi (tähtitiede)” versioiden välillä

Koska laajakaistainen visuaalinen magnitudi ei kerro kohteen fysikaallisista ominaisuuksita oikeastaan mitään, on kehitetty suodattimia, joilla tähden spektristä erotetaan mitattavaksi haluttu osa. Mitattava aallonpituusalue pitää teoriassa olla mahdollisimman kapea, mutta kohteiden himmeys, kaukoputken koko ja ilmaisimen herkkyys asettavat rajat sille, miten kapealta aallonpituusalueelta valoa voi käytännössä kerätä. Esim. aurinkoa voidaan tutkia hyvin kapeakaistaisilla suodattimilla ([[puoliarvoleveys]] < 1 [[Metri|nm]]. Erilaisia suodattimia on käytössä useita satoja erilaisia.
 
Kirkkauden mittaamisen tarkkuutta heikentää se, että tähdet eivät säteile tasaisesti kaikkia aallonpitoisuuksia. Tämä näkyy paljaalla silmällä tähtien värierona. Lisäksi ilmakehä absorboi ja sirottaa eri aallonpituuksia eri tavalla. H. Johnson ja W. Morgan kehitettivät 1950-luvun alussa ''UBV-järjestelmä''n, jossa magnitudi määritetään mittamalla kohteen kirkkaus valomonistinputkella leveäkaistaisten lasisuodattimien läpi. UBV-järjestelmässä suodattimet ovat
*U (367 nm, [[puoliarvoleveys]] 66nm. ''Ultraviolet'' eli ultravioletti)
*B (435 nm, puoliarvoleveys 95nm. ''Blue'' eli sininen)
Rekisteröitymätön käyttäjä