Magnitud ketara

Contoh 1

m_f - m_b = x  \!\ 
 2.512^x = kepelbagaian kecerahan
Magnitud ketara Matahari ialah -26.73, dan magnitud ketara bulan mengambang -12.6. Bulan mengambang lebih malap antara dua objek, manakala Matahari lebih terang.
Beza kecerahan
 x = m_f - m_b \!\ 
 x = -12.6 - -26.73 = 14.13 \!\ 
 x = 14.13 \!\ 
Kepelbagaian kecerahan
 v_b = 2.512^x \!\ 
 v_b = 2.512^{14.13} \!\ 
 v_b = 449,032.16 \!\ 
kepelbagaian kecerahan = 449,032.16
Dalam istilah magnitud ketara, Matahari 449,032 kali lebih terang berbanding bulan mengambang. Ini adalah sebab yang bagus untuk mengelakkan dari melihat secara terus kepada Matahari, walaupu ketika fasa separuh bagi gerhana suria. (Melihat gerhana suria penuh adalah selamat, tetapi gerhana bukanlah dalam jangka masa yang panjang.)

Contoh 2

m_f - m_b = x \!\ 
 2.512^x = \!\  kepelbagaian kecerahan
Magnitud ketara bagi Sirius ialah -1.44, dan magnitud ketara bagi Polaris ialah 1.97. Polaris adalah lebih malap manakala Sirius lebih terang.
Beza kecerahan
 x = m_f - m_b \!\ 
 x = 1.97 - -1.44 = 3.41 \!\ 
 x = 3.41 \!\  Kepelbagaian kecerahan
 v_b = 2.512^x \!\ 
 v_b = 2.512^{3.41} \!\ 
 v_b = 23.124 \!\ 
Dalam istilah magnitud ketara, Sirius 23.124 kali lebih terang berbanding Polaris Bintang Utara.
Perkara kedua untuk diperhatikan ialah skala itu merupakan berlogaritma: kecerahan relatif bagi dua objek ditentukan oleh perbezaan magnitud mereka. Sebagai contoh, perbezaan 3.2 bermaksud salah satu objek itu lebih kurang 19 kali lebih terang dari yang satu lagi, sebab nisbah Pogson berkuasa 3.2 ialah 19.054607...
Salah faham yang biasa ialah alam berskala logaritma adalah kerana mata manusia mertindak balas dalam keadaan logaritma. Ketika masa Pogson, ini dikatakan benar (lihat hukum Weber-Fechner), tetapi kini dipercayai tindak balas itu adalah hukum kuasa (lihat hukum kuasa Stevens).
Magnitud dirumitkan dengan kenyataan bahawa cahaya itu bukan monokrom. Kesensitifan pengesan cahaya bergantung kepada panjang gelombang cahaya, dan cara ia berubah bergantung kepada jenis pengesan cahaya. Disebabkan ini, adalah perlu untuk menentukan bagaimana magnitud diukur supaya nilai itu berguna. Untuk itu, sistem UBV digunakan secara meluas, iaitu magnitud dapat diukur dalam tiga jalur panjang gelombang yang berbeza: U (berpusat pada lebih kurang 350 nm, berhampiran ultra ungu), B (lebih kurang 435 nm, dalam kawasan biru) dan V (lebih kurang 555 nm, dalam tengah-tengah julat penglihatan manusia di waktu siang). Jalur V dipilih bagi kegunaan spektra dan memberikan magnitud hampir dengan yang dilihat dengan mata manusia, dan apabila magnitud ketara diberikan tanpa pengesahan seterusnya, lazimnya ia bermaksud magnitud V, lebih kurang sama dengan magnitud tampak.
Memadangkan bintang yang lebih sejuk, seperti gergasi merah dan kerdil merah, yang memancarkan sedikit tenaga dalam kawasan spektrum biru dan UV, kuasa mereka lazim tidak diwakili oleh skala UBV. Malah, sesetengah bintang kelas L dan T mempunyai anggaran magnitud melebihi 100, memandangkan mereka memancarkan sangat sedikit cahaya tampak tetapi lebih dalam lingkungan infra merah.
Pengukuran magnitud memerlukan penjagaan berhati-hati dan amatlah penting untuk mengukurnya dalam keadaan yang sangat bersesuaian. Pada awal abad ke-20 dan kemudian, filem fotografi ortokromatik (biru-sensitif), kecerahan relatif bagi gergasi biru Rigel dan gergasi merah Betelgeuse adalah songsang berbanding apa yang dilihat mata memandangkan filem arkaik adalah lebih sensitive kepada lampu biru berbanding merah. Magnitud yang diperoleh dari kaedah ini dikenali sebagai magnitud fotograf, dan sekarang dianggap ketinggalan zaman.
Bagi objek dalam galaksi kita dengan magnitud mutlak yang diberi, 5 ditambah kepada magnitud ketara bagi setiap penambahan jarak objek. Hubungan ini tidak digunakan untuk objek pada jarak yang terlampau jauh (lebih jauh dari galaksi kita), memandangkan pembetulan bagi kerelatifan am harud dimasukkan disebabkan ciri alam yang bukan Euclidean.