Den tilsyneladende størrelsesorden (m) for et himmellegeme er et tal, der måler dets lysstyrke set af en observatør på Jorden. Jo lysere et objekt ser ud, jo lavere (eller mere negativ) er dets magnitude — skalaen er omvendt. Solen har en tilsyneladende magnitude på omtrent -26,7 (ofte rundet til -27) og er dermed det klart lyseste objekt på himlen set fra Jorden.
Størrelsen er et logaritmisk mål og angives altid i en bestemt bølgelængde eller et bestemt passband, typisk i optiske eller nær-infrarøde bølgelængder. En fuldmåne har en magnitude på cirka -12,6 (ofte omtalt som ~-13 i grove oversigter), og den lyseste planet Venus når omkring -4,6 til -5 afhængigt af fase og afstand. Nogle menneskeskabte objekter kan også være meget klare: de kraftige menneskeskabte refleksioner fra satellitter, fx Iridium-flares, kunne nå omkring -9, og den internationale rumstation ses typisk omkring magnitude -4 til -6 ved gode passager.
Hvordan magnitude skalaen fungerer
Den klassiske definition (Pogson-skalaen) forbinder magnitude med målbar flux F via formlen:
m = -2,5 · log10(F / F0),
hvor F0 er en referenceflux for det valgte passband. Fordi eksponenten er negativ, betyder en forskel på 1 magnitude en fluxratio på cirka 2,512 (100^(1/5)). En forskel på 5 magnituder svarer til en faktor 100 i lysstyrke.
Passbands, systemer og farve
Magnitude afhænger af, hvilket filter eller system der anvendes. Almindelige fotometriske systemer inkluderer Johnson–Cousins (B, V, R osv.), hvor V (visual) er tæt på det menneskelige øjes følsomhed, samt moderne systemer som Vega-magnituden (hvor Vega er reference) og AB-magnitudesystemet (hvor en fluks per frekvensenhed giver nulpunktet). Farven på et objekt beskrives ofte ved farveindekset B−V, som er forskellen mellem magnituder i to forskellige passbands og bruges til at estimere temperaturegenskaber og rødforskydning.
Måling og kalibrering
Apparater til måling af tilsyneladende magnitude omfatter fotometre, CCD- og CMOS-kameraer samt spektrometre. For nøjagtige målinger kræves kalibrering med standardstjerner med kendte magnituder, korrektion for atmosfærisk extinction (dæmpning med airmass) og korrektion for instrumentets respons i de valgte passbands. Moderne CCD-fotometri anvender ofte differential fotometri, hvor man måler forskellen i magnitude mellem målet og nærliggende standardstjerner for at reducere systematiske fejl.
Eksempler og nyttige tal
- Sol: ≈ -26,7 (ofte rundet til -27)
- Fuldmåne: ≈ -12,6
- Venus (i maksimum): ≈ -4,6 til -5
- Iridium-flares: op til ≈ -9 (afhængigt af flare-størrelse)
- ISS: typisk ≈ -4 til -6 ved klare passager
- Mørk nattehimmel uden måne: det menneskelige øje når omkring magnitude +6; almindelige amatørkikkerter når typisk +9–12; store forskningsteleskoper når langt dybere (mange magnituder større tal).
Begrænsninger og påvirkende faktorer
Tilsyneladende magnitude er påvirket af atmosfæriske forhold (skyer, støv, airmass), lysforurening, objektets fase (fx planeter og månen), og transient fænomener som udbrud eller eksplosioner. Desuden måles magnitude i et bestemt passband, så et rødt objekt kan være lyst i infrarødt men svagt i blåt lys — derfor er det vigtigt at angive hvilket filter eller hvilken fotometrisk skala der er brugt.
Samlet set er tilsyneladende magnitude et praktisk, kvantitativt mål for hvor lyst et himmellegeme fremstår fra Jorden, men forståelse af den bagvedliggende skala, valg af filter og korrekt kalibrering er nødvendig for præcise og sammenlignelige målinger.
