Taevasobjekti näiv suurus (m) on number, mis väljendab objekti kogu näivat heledust Maa vaatleja seisukohalt. Mida heledam objekt paistab, seda väiksem (või enamasti negatiivsem) on selle magnituudiväärtus — skaalal väiksem arv tähendab eredamat allikat. Näiteks Päikese näiv magnituud on umbes -26,7, mis teeb sellest kaugel kõige eredama taevas nähtava objekti.

Skaal ise on logaritmiline ja selle tänapäevase kuju andis 19. sajandil N. R. Pogson; 5 magnituudi erinevus vastab ligikaudu 100-kordsele valgusvoo erinevusele. Konkreetselt kehtib kahe objekti puhul seos

m1 − m2 = −2.5 log10(F1 / F2),

kus F1 ja F2 on objekti valgusvood (näiteks fotonite arv sekundi kohta). Seda mõõdetakse reeglina kindlal lainepikkusel või läbilaskevööndis — kõige sagedamini optilises “V”-vööndis (lähedal nähtavale rohelist-kollasele valgusele), aga kasutatakse ka B-, R-, I- ja infrapunavööndeid.

Praktilised näited

  • Täiskuu: umbes -12,7 (ega varieeru sõltuvalt faasist ja kaugusest);
  • Veenus: eredaim planeet, maksimaalselt ligikaudu -4,7…-4,9;
  • Inimtekkelised reflektorid nagu Iridium rakette tekitavad flärisid, mis on ajutiselt kuni -9 ehk väga eredad;
  • Rahvusvaheline kosmosejaam võib heledana paista ligikaudu -5…-6, sõltuvalt orbiidi asendist ja peegeldatud päikesekiire hulgast.
  • Palja silmaga nähtava taevakeha piir on heleduses umbes m ≈ +6 (telesaastmuse ja vaatlusolude järgi), teleskoobiga ulatub see tunduvalt nõrgemate objektideni.

Kuidas magnituudi mõõdetakse

  • Vaatlus tehakse kindla vööndi filtriga (nt V), kasutades fotomeetrilisi instrumente nagu CCD-kaamera või fotomeeter.
  • Mõõdetakse objekti registreeritud signaali (fotonite või ADU-de hulk) ja lahutatakse taustmüra (taeva heleduse ja kosmilise tausta mõju).
  • Signaal kalibreeritakse standardsete referentstähtede abil, millel on tuntud magnituudid (näiteks standardkataloogid nagu Tycho või Landolt’i standardid).
  • Võetakse arvesse atmosfääriline summutus (extinction) ja õhumassi (air mass) mõju — vaatlus suure õhumassiga (madalal horisondil) summutab eredust rohkem.
  • Raskemate juhtumite jaoks kasutatakse tarkvaralist PSF-fittimist (punktallika laiusfunktsiooni sobitust) või apertuuri-fotomeetriat, et eristada lähestikku paiknevaid allikaid.

Näiv vs absoluutne magnituud

Näiv (apparent) magnituud iseloomustab, kui hele objekt paistab Maalt. Absoluutne magnituud M on defineeritud kui objekti magnituud, kui see oleks paigutatud 10 parseki (32,6 valgusaasta) kaugusele; seos on

M = m − 5 log10(d / 10 pc),

kus d on kaugus parsekites. Absoluutne magnituud võimaldab võrrelda objekti tõelist heledust ilma kauguse mõjutuseta (näiteks tähtede luminoossuse võrdlemiseks).

Mida veel arvestada

  • Pinnavalgus on erinev mõiste: see väljendab heledust ruutnurksekundi kohta (nt mag/arcsec²) ja on oluline galaktikate ja hajusate objektide puhul; näiv magnituud on seevastu objekti koguintegreeritud heleduse mõõt.
  • Atmosfäärilised tingimused, valgusreostus ja instrumentaalne kalibreerimine võivad andmeid märgatavalt mõjutada — täpsed mõõtmised nõuavad korrektsioone ja standardiseerimist.
  • Inimese silm tajub heledust mitmeti ja sõltub ka lainepikkusest; seetõttu kasutatakse standardvööndeid ja fotomeetrilisi süsteeme, et saada võrreldavaid tulemusi.

Kokkuvõte: näiv magnituud on mugav ja laialt kasutatud viis taevasobjektide heledust arvuliselt väljendada. See on logaritmiline skaala, kus väiksem (või negatiivne) arv tähendab eredamat allikat; mõõtmine nõuab standardiseeritud vöörndeid, instrumentaalset kalibreerimist ja atmosfääri korrigeerimist.