Ero sivun ”Magnitudi (tähtitiede)” versioiden välillä

Magnitudijärjestelmä perustuu [[Klaudios Ptolemaios|Ptolemaioksen]] ''[[Almagest]]issä'' 140-luvulla jaa. julkaisemaan 1022:n tähden luetteloon, jonka alun perin laati [[Hipparkos]] toisella vuosisadalla eaa. Almagestissa tähdet jaetaan kirkkauden perusteella kuuteen suuruusluokkaan niin, että kirkkaimmat kuuluvat ensimmäiseen suuruusluokkaan ja himmeimmät paljain silmin havaittavat kuudenteen. Lisäksi osa kohteista on merkttymerkitty ”Himmeäksi” tai ”Sumuksi”. Nykyään käytössä oleva magnitudijärjestelmän juuret ovat siis yli kahden vuosituhannen takaa.

Vuonna 1856 [[Norman Pogson]] julkaisi pikkuplaneetta[[efemeridi]]n vuodelle 1857, jossa hän käytti kehittämäänsä standardoitua magnitudijärjestelmää. Hän oli tutkinut eri tähtitieteilijöiden silmämääräisiä kirkkausmäärityksiä ja todennut, että yhden magnitudin ero vastasi keskimäärin 2,4-kertaista eroa kirkkaudessa. Silmän havaintovasteen ajeteltiinajateltiin tuolloin olevan logaritminen, joten hän teki magnitudisasteikostaan logaritmisen. Laskutoimitusten yksinkertaistamiseksi hän asetti kantaluvuksi viidennen juuren sadasta (likimäärin 2,5118…), joka on myös lähellä eri havaitsijoiden keskiarvoa. Lukua kutsutaan joskus ''Pogsonin suhteeksi''. Asteikon hän kalibroi [[Bonner Durchmusterung]] -luettelon magnitudien perusteella.

Magnitudiasteikossa yhden magnitudin ero vastaa noin 2,512-kertaista eroa (100<SUP>1/5</SUP>) valon [[intensiteetti|intensiteetissä]]. Mitä himmeämpi kohde on, sitä suuremmmallasuuremmalla magnitudiarvolla se ilmaistaan.

| 2|| 6,310

| 3|| 15,849

| 4|| 39,811

Magnitudeja ei voi laskea suoraan yhteen, vaan kirkaudetkirkkaudet pitää ensin muuntaa intensiteetiksi, jotka lasketaan yhteen ja lopuksi muunnetaan takaisin magnitudeiksi. Esim. jos lasketaan yhteen kaksi 1. suuruusluokan kohdetta, saadaan tulokseksi 0,247. Kaavat ovat I&nbsp;= 10<SUP>−0,4&nbsp;×&nbsp;m</SUP> ja m&nbsp;= −2,5&nbsp;×&nbsp;lg(I<SUB>1</SUB>+I<SUB>2</SUB>).

Näennäinen magnitudi ei kuvaa kohteen fysikaalisia ominaisuuksia itsessään lainkaan, sillä sen suuruuteen vaikuttaa kohteen todellinen [[absoluuttinen magnitudi]], etäisyys ja tähtienvälisen aineen himmentävä vaikutus. Kohteen kirkkaus on käänteisesti verrannollinen etäisyyden neliöön. Kahdesta absoluuttisesti yhtä kirkkaasta tähdestä se, joka on kaksi kertaa kauempana on kirkkaudeltaan vain neljäsosa lähemmästä, siis noin 1,5 magnitudia himmeämpi. Galaksien välisillä suurilla etäisyyksillä myös avaruuden kaareutuminen vaikuttaa suhteeseen.

Kohteen magnitudi voidaan määrittää visuaalisesti, [[valokuvaus|valokuvaamalla]] tai [[fotometri]]llä. Nykyään mittaus tapahtuu useimmiten [[CCD]]-kameralla, jolla voi helposti saavuttaa 0,01 magnitudin suhteellisen mittaustarkkuuden. Kirkkaus arvioidaan tai mitataan aina suhteessa yhteen tai useampaan vertailutähteen, jonka kirkkaus tunnetaan.

Tähtien fysikaalisia ominaisuuksia tutkittaessa pitää tietää niiden todellinen kirkkaus. Absoluuttinen magnitudi merkitään isolla m-kirjaimella (M). Absoluuttinen magnitudi kertoo, miten kirkkaalta tähti näyttäisi kymmenen [[parsek]]in etäisyydellä (32,616 [[valovuosi|valovuotta]]). Auringon absoluuttinen V-magnitudi on 4,8. Näennäisen ja absoluuttisen magnitudin erotusta (m-M) kutsutaan kohteen [[etäisyysmoduli]]ksi.

Aurinkokunnan kappaleen absoluuttinen magnitudi kertoo, miten kirkkaalta kohde näyttäisi, jos se olisi maapallon tilalla ja sitä katsottaisiin Auringon keskipisteestä; siis, jos kappale olisi yhden [[tähtitieteellinen yksikkö|AU]]:n etäsisyydelläetäisyydellä Auringosta ja havaitsijasta ja täysin valaistuneena (vaihekulma=0°). Absoluuttista magnitudia käytetään efemeridilaskuissa tai esim. [[pikkuplaneetta|pikkuplaneetan]] läpimitan arvoimisessaarvioimisessa silloin, kun läpimittaa ei voi suoraan mitata. Absoluuttinen magnitudi merkitään '''''H''''' tai '''''V(1,0)'''''.<ref>{{Verkkoviite | Tekijä= | Nimeke=Absolute magnitude (H) | Ajankohta= | Osoite= http://neo.jpl.nasa.gov/glossary/h.html| Julkaisija= NASA| Viitattu= 27. toukokuuta 2007| Kieli= {{en}} }}</ref>

Joidenkin aurinkokunnan kappaleiden absoluuttisia kirkkauksia<ref>[http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi#top JPL Small-Body Database Browser] {{en}} Viitattu 13. syyskuuta 2011</ref>

Koska laajakaistainen visuaalinen magnitudi ei kerro kohteen fysikaallisistafysikaalisista ominaisuuksitaominaisuuksista 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]]&nbsp;< 1&nbsp;[[Metri|nm]]. Erilaisia suodattimia on käytössä useita satoja erilaisia.

Kirkkauden mittaamisen tarkkuutta heikentää se, että tähdet eivät säteile tasaisesti kaikkia aallonpituuksia. Tämä näkyy paljaalla silmällä tähtien värierona. Lisäksi ilmakehä absorboi ja sirottaa eri aallonpituuksia eri tavalla. H. Johnson ja W. Morgan kehitettivätkehittivät 1950-luvun alussa ''UBV-järjestelmän'', jossa magnitudi määritetään mittamallamittaamalla kohteen kirkkaus valomonistinputkella leveäkaistaisten lasisuodattimien läpi. UBV-järjestelmässä suodattimet ovat

Rajamagnitudilla tarkoitetaan himmeintä tähteä tai muuta kohdetta, joka on merkitty [[tähtikartta]]an tai -luetteloon tai jonka pystyy havaitsemaan tietyllä havaintovälineellä. Paljaalla silmällä hyvissä olosuhteissa rajamagnitudi on noin +6. Käytännössä havaittuun rajamagnitudiin vaikuttaa havainto-olosuhteet (valosaaste, ilmakehän läpinäkyvyys ja taustataivaan kirkkaus), kohteen korkeus horisontista, kaukoputken objektiivin koko, käytetty suurennus sekä havaitsijan kokemus, vireystila, ikä ja silmän terveys.

Optisen laitteen visuaalinen rajasuuruusluokka riippuu objektiivin läpimitasta, käytetystä suurennuksesta ja taustataivaan kirkkaudesta. Esimerkiksi 50&nbsp;mm:n läpimittainen objektiivi kerää valoa lähes 100-kertaisen määrän valoa kuin paljas silmä, joten rajasuuruusluokka on noin 11. Läpimitaltaan 200&nbsp;mm kokoinen objektiivi kerää valoa yli 1000-kertaisesti verrattuna paljaaseen silmään ja sen rajamagnitudi on noin 14.