Magnitudijärjestelmä

Magnitudijärjestelmä on astronomyassa käytetty tapa kuvailla ja vertailla tähtien sekä muiden taivaankappaleiden kirkkaisuutta. Järjestelmä perustuu logaritmiseen asteikkoon, jossa pienemmät magnitudiluvut tarkoittavat suurempaa kirkkautta. Keskeisiä mittaustyyppejä ovat näennäiskirkkaus (m) ja absoluuttinen kirkkaus (M). Näennäiskirkkaus kuvaa sitä, miten kirkas kohde näyttää taivaalta tietyllä etäisyydellä, kun taas absoluuttinen kirkkaus mittaa, kuinka kirkas kohde olisi 10 parsecin etäisyydeltä.

Historia ja perusperiaate: Alun perin tähtien kirkkauden luokittelua käytettiin antiikin aikojen huomioissa, mutta nykyinen magnitudijärjestelmä perustuu Pogsonin määritelmään: viiden magnitudieron kirkkauden suhde on 100. Tämä johtaa logaritmiseen suhteeseen: m1 − m2 = −2,5 log10(F1/F2). Toisin sanoen, kirkkautta kasvaa yhdellä magnitudilla, jolloin se on noin 2,512-kertainen.

Absoluuttinen kirkkaus ja etäisyys: Abso­luttinen magnitud M määritellään niin, että kohde olisi näkyvissä kirkkaudella M, jos se sijaitsee 10 parsecin päässä. Yhtälö m − M = 5 log10(d/10 pc) kuvaa kahden kohteen välistä etäisyysvaikutusta. Näin kohteita voidaan vertailla niiden todellisen, sisäisen kirkkauden perusteella riippumatta niiden etäisyydestä.

Zero point ja fotometriset järjestelmät: Zero-point-asetelmat vaihtelevat fotometrisissa järjestelmissä. Perinteisesti Vega on ollut nollapiste, mutta nykyisin yleisiä ovat Vega- ja AB-magnitudijärjestelmät. Suosituimmat fotometriset järjestelmät sisältävät UBVRI- ja Johnson-Cousins -filtrijärjestelmät sekä SDSS-ugriz ja NIR-järjestelmät kuten 2MASS. Havaintoja korjataan ilmakehän sekä kohteen spektrin vaikutusten mukaan, jotta magnitudit voidaan siirtää referenssijärjestelmään.