Dalam astronomi najam dan galaksi, jarak piawai adalah 10 parsek (lebih kurang 32.616 tahun cahaya, atau 3 × 1014 kilometer). Bintang pada sepuluh parsek mempunyai paralaks 0.1" (100 mili arka saat).

Dalam menakrifkan magnitud mutlak, adalah perlu untuk meneliti jenis sinaran elektromagnet yang diukur. Apabila merujuk kepada keluaran tenaga jumlah, istilah yang sesuai ialah magnitud bolometrik. Magnitud bolometrik boleh dikira dari magnitud tampak ditambah dengan pembetulan bolometrik, M b o l = M V + B C {\displaystyle M_{bol}=M_{V}+BC} . Pembetulan ini diperlukan kerana bintang yang sangat panas memancarkan lebih sinaran ultra ungu, manakala bintang yang sangat sejuk memancarkan kebanyakan infra merah (lihat hukum Planck). Lebih malap objek (pada jarak 10 parsek), semakin tinggi magnitud mutlaknya. Lebih rendah magnitud mutlak sesuatu objek, lebih tinggi luminositi. Persamaan matematik menghubungkan magnitud ketara dengan magnitud mutlak, melalui paralaks.

Kebanyakan bintang yang dapat dilihat oleh mata kasat adalah mampu menghasilkan bayang dari jarak 10 parsek; Rigel (−7.0), Deneb (−7.2), Naos (−6.0), dan Betelgeuse (−5.6).

Sebagai perbandingan, Sirius mempunyai magnitud mutlak 1.4 dan Matahari mempunyai magnitud mutlak nampak 4.83 (jika ia digunakan sebagai titik rujukan). Magnitud bolometrik mutlak Matahari ialah 4.75.

Magnitud mutlak bagi bintang lazimnya berjulat antara −10 dan +17. Magnitud mutlak bagi galaksi boleh lebih rendah (lebih cerah). Sebagai contoh, galaksi eliptik gergasi M87 mempunyai magnitud mutlak −22.

Pengiraan

Seseorang boleh mengira magnitud mutlak M {\displaystyle M\!\,} sesuatu objek sekiranya diberi magnitud ketara m {\displaystyle m\!\,} dan jarak luminositi D L {\displaystyle D_{L}\!\,} :

M = m − 5 ( ( log 10 ⁡ D L ) − 1 ) {\displaystyle M=m-5((\log _{10}{D_{L}})-1)\!\,}

iaitu D L {\displaystyle D_{L}\!\,} merupakan jarak luminositi bintang dalam parsek, iaitu ≈ 3.2616 tahun cahaya.Bagi objek astronomi berhampiran (seperti bintang-bintang dalam galaksi kita), jarak luminositi) DL adalah hampir sama dengan jarak sebenar objek, disebabkan ruang masa dalam galaksi kita hampir Euclidean. Bagi jarak yang lebih, anggaran Euclidean tidak sah, dan kerelatifan am harus diambil kira apabila mengira jarak luminositi sesuatu objek.

Anggaran Euclidean bagi objek berhampiran, magnitud mutlak M {\displaystyle M\!\,} bagi sesuatu bintang boleh dikira dari magnitud ketara dan paralaks:

M = m + 5 ( log 10 ⁡ π + 1 ) {\displaystyle M=m+5(\log _{10}{\pi }+1)\!\,}

iaitu π merupakan paralaks bintang dalam arka saat.

Kita juga boleh mengira magnitud mutlak M {\displaystyle M\!\,} bagi objek tertentu dengan magnitud ketara m {\displaystyle m\!\,} dan modulus jarak μ {\displaystyle \mu \!\,} :

M = m − μ {\displaystyle M=m-{\mu }\!\,}

Contoh

Rigel mempunyai magnitud ketara mV=0.18 dan jarak lebih kurang 773 tahun cahaya.MVRigel = 0.18 + 5*(1 + log10(3.2616/773)) = −6.7Vega mempunyai paralaks 0.133", dan magnitud ketara +0.03MVVega = 0.03 + 5*(1 + log10(0.133)) = +0.65Alpha Centauri mempunyai paralaks 10.750" dan magnitud ketara −0.01MVα Cen = −0.01 + 5*(1 + log10(10.750)) = +4.37Galaksi Mata Hitam mempunyai magnitud tampak mV=+9.36 dan modulus jarak 31.06.MVGalaksi Mata Hitam = 9.36 − 31.06 = −21.7

Magnitud ketara

Diberi magnitud mutlak M {\displaystyle M\!\,} , bagi objek dalam galaksi kita, kita boleh mengira magnitud ketara m {\displaystyle m\!\,} dari mana-mana jarak d {\displaystyle d\!\,} :

m = M + 5 ( log 10 ⁡ d − 1 ) {\displaystyle m=M+5(\log _{10}{d}-1)\!\,}

Bagi objek yang berjarak terlampau jauh (di luar galaksi kita), jarak luminositi DL harus digunakan berbanding d.

Diberi magnitud mutlak M {\displaystyle M\!\,} , kita boleh mengira magnitud ketara m {\displaystyle m\!\,} dari paralaks p {\displaystyle p\!\,} :

m = M − 5 ( log 10 ⁡ p + 1 ) {\displaystyle m=M-5(\log _{10}p+1)\!\,}

Juga mengira magnitud ketara M {\displaystyle M\!\,} dari modulus jarak μ {\displaystyle \mu \!\,} :

m = M + μ {\displaystyle m=M+{\mu }\!\,}