Navidezna magnituda (m) nebesnega telesa je število, ki kvantitativno opisuje njegovo svetlost, kot jo zazna opazovalec na Zemlji. Bolj ko je objekt videti svetlejši, manjša je njegova magnituda (tj. sta svetlost in magnituda obratno sorazmerni). Zato imajo zelo svetli objekti negativne vrednosti magnitud — na primer Sonce z navidezno magnitudo približno -27 je najsvetlejši objekt na našem nebu.
Pomembno je razumeti, da je magnituda logaritemska mera. Razmerje svetlosti (tokov svetlobe) dveh teles F1 in F2 je povezano z razliko njihovih magnitud m1 in m2 s formulo: m1 − m2 = −2,5 · log10(F1/F2). Iz tega sledi tudi F1/F2 = 10−0,4(m1−m2). Tako razlika 5 magnitud ustreza razmerju v svetlosti 100 (šibkejše telo je 100‑krat manj svetlo).
Magnituda se vedno navaja za določeno valovno dolžino ali fotometrični pas (filter). Najpogosteje se uporabljajo optični in bližnji infrardeči pasovi — na primer sistem Johnson‑Cousins (UBVRI) ali sodobnejši sistemi, kot so SDSS (ugriz) ali AB‑magnitude. Natančna ničelna točka (F0) se razlikuje med sistemi: v klasičnem «Vega» sistemu je magnituda 0 definirana prek zvezde Vega, v AB sistemu pa je ničelna točka definirana tako, da enakomerni spekter z gostoto toka po frekvenci 3631 Jy ima magnitudo 0.
Primeri navideznih magnitud (okrog vrednosti, ki se spreminjajo glede na meritev in filter):
- Sončeva magnituda ≈ −27
- Polna luna ≈ −13
- Najsvetlejši planet Venera ≈ −4 do −5 (odvisno od faze)
- Iridijevi izbruhi (satelitski odboji) lahko dosežejo ≈ −9
- Mednarodna vesoljska postaja do približno −6
- Mejna vidnost s prostim očesom v temnem nebo je okoli +6 magnitud; najboljša sodobna fotografija z velikim teleskopom lahko doseže ≈ +30 mag
Razlika med navidezno in absolutno magnitudo
Navidezna magnituda m meri, kako svetel je objekt z našega zornega kota, torej vpliv nanjo imajo razdalja in medije med nami in virom (atmosfersno tlmenje, medzvezdni prah). Absolutna magnituda M pa je definirana kot magnituda, ki bi jo imel vir, če bi bil oddaljen 10 parsekov — to omogoča primerjavo notranje svetlosti zvezd neodvisno od razdalje. Pretvorbo med njima daje razdaljni modul: m − M = 5 log10(d/10 pc) (ob upoštevanju morebitnega prahu/slabljenja).
Merjenje magnitud
Magnitudo merimo s fotometrijo: detektorji (CCD kamere, fotometri) skozi standardne filtre izmerijo tok iz vira. Nato se meritve kalibrirajo z referenčnimi zvezdami znane magnitude in upoštevajo atmosfersko absorpcijo (extinkcija), nebo ozadja in instrumentalne odzive. Pomembni pojmi so tudi barvni indeksi (npr. B−V), ki nastanejo iz razlike magnitud v dveh pasovih in dajejo informacijo o spektralnem energijskem razporedu vira (temperaturi, rdečemu premiku ipd.).
Praktične opombe
- Magnituda je brezdimenzijska velikost, vrednosti pa so odvisne od izbranega filtra in fotometričnega sistema.
- Atmosfersko oblačenje in svetlobno onesnaženje močno vplivata na merjene magnitude pri zemeljskih opazovanjih.
- Zaradi logaritemske narave znamenajo majhne spremembe v magnitudah velike spremembe v svetlosti — npr. razlika 1 magnitude ustreza faktorju ≈2,512 v svetlosti.
Na kratko: navidezna magnituda je osnovni in praktičen način za kvantificiranje svetlosti nebesnih teles, prilagojen za različne valovne dolžine in fotometrične sisteme, ter ključni vhod v analize časa, temperature, sestave in razdalje v astronomiji.
