Magnitud yang jelas dan mutlak Magnitud (astronomi)

Dua jenis magnitud utama yang dibezakan oleh ahli astronomi ialah:

Magnitud ketara, kecerahan objek seperti yang kelihatan di langit malam.
Magnitud mutlak, yang mengukur kecerahan objek (atau cahaya yang dipantulkan untuk objek bukan bercahaya seperti asteroid); ia adalah magnitud jelas objek seperti yang dilihat dari jarak tertentu, secara konvensional 10 parsek (32.6 tahun cahaya).

Perbezaan antara konsep ini boleh dilihat dengan membandingkan dua bintang. Betelgeuse (magnitud ketara 0.5, magnitud mutlak −5.8) kelihatan lebih malap sedikit di langit berbanding Alpha Centauri A (magnitud ketara 0.0, magnitud mutlak 4.4) walaupun ia memancarkan cahaya beribu kali ganda, kerana Betelgeuse berkedudukan lebih jauh.

Magnitud ketara

Rencana utama: Magnitud ketara

Di bawah skala magnitud logaritma moden, dua objek, satu daripadanya digunakan sebagai rujukan atau garis dasar, yang fluksnya (iaitu, kecerahan, ukuran kuasa per unit luas) dalam unit seperti watt per meter persegi (W m −2 ) ialah F1 dan Fref, akan mempunyai magnitud m1 dan mref yang dikaitkan melalui

m 1 − m r e f = − 2.5 log 10 ⁡ ( F 1 F r e f ) . {\displaystyle m_{1}-m_{\rm {ref}}=-2.5\log _{10}\left({\frac {F_{1}}{F_{\rm {ref}}}}\right).}

Ambil perhatian bahawa ahli astronomi secara konsisten menggunakan istilah fluks untuk apa yang sering dipanggil keamatan dalam fizik, untuk mengelakkan kekeliruan dengan keamatan tertentu. Menggunakan rumus ini, skala magnitud boleh dilanjutkan melebihi julat magnitud purba 1–6, dan ia menjadi ukuran kecerahan yang tepat dan bukannya sistem pengelasan sahaja. Ahli astronomi kini mengukur perbezaan sekecil seperseratus magnitud. Bintang yang mempunyai magnitud antara 1.5 dan 2.5 dipanggil magnitud kedua. Terdapat kira-kira 20 bintang lebih terang daripada 1.5, iaitu bintang magnitud pertama (lihat senarai bintang paling terang). Sebagai contoh, Sirius ialah magnitud −1.46, Arcturus ialah −0.04, Aldebaran ialah 0.85, Spica ialah 1.04, dan Procyon ialah 0.34. Di bawah sistem magnitud purba, semua bintang ini mungkin telah diklasifikasikan sebagai "bintang dengan magnitud pertama".

Magnitud juga boleh dikira untuk objek yang jauh lebih terang daripada bintang (seperti Matahari dan Bulan), dan untuk objek yang terlalu malap untuk dilihat oleh mata manusia (seperti Pluto).

Magnitud mutlak

Rencana utama: Magnitud mutlak

Selalunya, hanya magnitud ketara disebut kerana ia boleh diukur secara langsung. Magnitud mutlak boleh dikira dari magnitud ketara dan jarak melalui persamaan:

m − M = 2.5 log 10 ⁡ ( d / 10 ) 2 = 5 ( log 10 ⁡ d − 1 ) , {\displaystyle m-M=2.5\log _{10}(d/10)^{2}=5\left(\log _{10}d-1\right)\,,}

kerana keamatan jatuh secara berkadaran dengan jarak kuasa dua. Ini dikenali sebagai modulus jarak, dengan d ialah jarak ke bintang yang diukur dalam parsek, m ialah magnitud ketara, dan M ialah magnitud mutlak.

Jika garis penglihatan antara objek dan pemerhati dipengaruhi oleh pemupusan akibat penyerapan cahaya oleh zarah debu antara bintang, maka magnitud jelas objek akan menjadi lebih lemah. Untuk A magnitud pemupusan A, hubungan antara magnitud ketara dan mutlak menjadi

m − M = 5 ( log 10 ⁡ d − 1 ) + A . {\displaystyle m-M=5\left(\log _{10}d-1\right)+A.}

Magnitud mutlak bintang biasanya ditetapkan dengan huruf besar M dengan subskrip untuk menunjukkan jalur laluan. Sebagai contoh, MV ialah magnitud pada 10 parsek dalam jalur laluan V. Magnitud bolometrik (Mbol) ialah magnitud mutlak yang dilaraskan untuk mengambil kira sinaran merentasi semua panjang gelombang; ia biasanya lebih kecil (iaitu lebih cerah) daripada magnitud mutlak dalam jalur laluan tertentu, terutamanya untuk objek yang sangat panas atau sangat sejuk. Magnitud bolometrik ditakrifkan secara rasmi berdasarkan kecerahan bintang dalam watt, dan dinormalisasikan kira-kira sama dengan MV untuk bintang kuning.

Magnitud mutlak untuk objek Sistem Suria sering disebut berdasarkan jarak 1 AU. Ini dirujuk dengan simbol H besar. Oleh kerana objek ini diterangi terutamanya oleh cahaya yang dipantulkan dari Matahari, magnitud H ditakrifkan sebagai magnitud ketara objek pada 1 AU dari Matahari dan 1 AU dari pemerhati.[10]

Contoh

Berikut ialah jadual yang memberikan magnitud jelas untuk objek angkasa dan satelit buatan antara Matahari hingga objek paling samar yang boleh dilihat dengan Teleskop Angkasa James Webb (JWST) :

Magnitud ketara	Kecerahan relatif kepada magnitud 0	Contoh		Magnitud ketara	Kecerahan relatif kepada magnitud 0	Contoh		Magnitud ketara
−27	7000631000000000000♠6.31	Matahari	−6	251	ISS (maks.)	15
−26	7000250999999999999♠2.51		−5	100	Zuhrah (maks.)	16	7000398000000000000♠3.98	Charon (maks.)
−25			−4	39.8	Objek paling malap kelihatan pada siang hari dengan mata kasar apabila matahari tinggi[11]	17	7000158000000000000♠1.58
−24	7000398000000000000♠3.98		−3	15.8	Musytari (maks.), Marikh (maks.)	18	7000631000000000000♠6.31
−23	7000158000000000000♠1.58		−2	6.31	Utarid (maks.)	19	7000250999999999999♠2.51
−22	7000631000000000000♠6.31		−1	2.51	Sirius	20
−21	7000250999999999999♠2.51		0	1	Vega, Zuhal (maks.)	21	7000398000000000000♠3.98	Callirrhoe (satelit Musytari)
−20			1	0.398	Antares	22	7000158000000000000♠1.58
−19	7000398000000000000♠3.98		2	0.158	Polaris	23	7000631000000000000♠6.31
−18	7000158000000000000♠1.58		3	0.0631	Cor Caroli	24	7000250999999999999♠2.51
−17	7000631000000000000♠6.31		4	0.0251	Acubens	25		Fenrir (satelit Zuhal)
−16	7000250999999999999♠2.51		5	0.01	Vesta (maks.), Uranus (maks.)	26	7000398000000000000♠3.98
−15			6	7000398000000000000♠3.98	had biasa mata kasar[note 2]	27	7000158000000000000♠1.58	had cahaya nampak teleskop 8m
−14	7000398000000000000♠3.98		7	7000158000000000000♠1.58	Ceres (maks.) bintang mata kasar yang samar kelihatan dari kawasan luar bandar "gelap".[12]	28	7000631000000000000♠6.31
−13	7000158000000000000♠1.58	bulan purnama	8	7000631000000000000♠6.31	Neptun (maks.)	29	7000250999999999999♠2.51
−12	7000631000000000000♠6.31		9	7000250999999999999♠2.51		30
−11	7000250999999999999♠2.51		10		had biasa binokular 7×50	31	7000398000000000000♠3.98
−10			11	7000398000000000000♠3.98	Proxima Centauri	32	7000158000000000000♠1.58	had cahaya tampak Teleskop Angkasa Hubble[perlu rujukan]
−9	7000398000000000000♠3.98	Suar Iridium(maks.)	12	7000158000000000000♠1.58		33	7000629000000000000♠6.29
−8	7000158000000000000♠1.58		13	7000631000000000000♠6.31	Kuasar 3C 273 had teleskop 4.5–6 in (11–15 cm)	34	7000250000000000000♠2.50	had cahaya inframerah dekat Teleskop Angkasa James Webb[perlu rujukan]
−7	631	SN 1006 supernova	14	7000250999999999999♠2.51	Pluto (maks.) had teleskop 8–10 in (20–25 cm)	35	7000997000000000000♠9.97

Skala lain

Di bawah sistem Pogson, bintang Vega digunakan sebagai bintang rujukan asas, dengan magnitud yang jelas ditakrifkan sebagai sifar, tanpa mengira teknik pengukuran atau penapis panjang gelombang. Inilah sebabnya mengapa objek yang lebih terang daripada Vega, seperti Sirius (magnitud Vega −1.46. atau −1.5), mempunyai magnitud negatif. Walau bagaimanapun, pada penghujung abad kedua puluh Vega didapati berbeza dalam kecerahan menjadikannya tidak sesuai untuk rujukan mutlak, jadi sistem rujukan telah dimodenkan untuk tidak bergantung pada mana-mana kestabilan bintang tertentu. Inilah sebabnya mengapa nilai moden untuk magnitud Vega hampir tetapi tidak lagi betul-betul sifar, sebaliknya 0.03 dalam jalur V (visual).[13] Sistem rujukan mutlak semasa termasuk sistem magnitud AB, yang rujukannya ialah sumber dengan ketumpatan fluks malar per unit frekuensi, dan sistem STMAG, yang sumber rujukan sebaliknya ditakrifkan mempunyai ketumpatan fluks malar per unit panjang gelombang.

Desibel

Satu lagi skala logaritma untuk keamatan ialah desibel. Walaupun ia lebih biasa digunakan untuk keamatan bunyi, ia juga digunakan untuk keamatan cahaya. Ia adalah parameter untuk pengganda foto dan optik kamera yang serupa untuk teleskop dan mikroskop. Setiap faktor 10 dalam keamatan sepadan dengan 10 desibel. Khususnya, pengganda 100 dalam intensiti sepadan dengan peningkatan 20 desibel dan juga sepadan dengan penurunan magnitud sebanyak 5. Secara amnya, perubahan dalam desibel adalah berkaitan dengan perubahan dalam magnitud oleh

Δ d B = − 4 Δ m . {\displaystyle \Delta {\mathit {dB}}=-4\Delta m\,.}

Sebagai contoh, objek yang 1 magnitud lebih besar (lebih samar) daripada rujukan akan menghasilkan isyarat yang 7000400000000000000♠4 lebih kecil (lemah) daripada rujukan, yang mungkin perlu diberi pampasan dengan peningkatan keupayaan kamera sebanyak desibel.