Jabarkan Penerangan dari Magnitud ketara dalam bahasa melayu

Skala magnitud yang digunakan kini berasal dari amalan Helenistik yang membahagikan bintang yang boleh dilihat mata kasar kepada enam magnitud. Bintang tercerah dikatakan mempunyai magnitud pertama (m =  1), manakala yang termalap adalah magnitud keenam (m =  6), had penglihatan manusia (tanpa bantuan teleskop.) Setiap gred dikatakan dua kali ganda kecerahan gred sebelumnya (sebuah skala logaritma). Walau bagaimanapun, merupakan kaedah ayng kasar yang dipopularkan oleh Ptolemy dalam Almagestnya, dan secara amnya dipercayai berasal dari Hipparchus. Sistem yang asal ini juga tidak mengukur magnitud Matahari kerana ketika itu Matahari belum dikelaskan sebagai bintang.

Pada 1856, Pogson memformalkan sistem dengan mentakrifkan bintang magnitud pertama adalah 100 kali kecerahan bintang magnitud enam; maka, bintang magnitud pertama lebih kurang 2.512 lebih terang daripada bintang magnitud kedua. 100 punca kuasa satu perlima itu dikenalpasti sebagai Nisbah Pogson. Skala Pogson pada asalnya ditetapkan dengan menggunakan Polaris sebagai bintang bermagnitud 2. Ahli astronomi kemudian menemui bahawa Polaris agak berubah, maka mereka mula-mula bertukar kepada Vega sebagai bintang rujukan piawai, dan kemudian bertukar dengan menggunakan titik sifar yang dijadualkan bagi fluks yang diukur. Magnitud bergantung kepada jalur panjang gelombang (lihat bawah).

Sistem moden tidak lagi mengehadkan kepada enam magnitud atau cahaya nampak.  Objek yang berkecerahan yang tinggi mempunyai magnitud negatif. Sebagai contoh, Sirius, bintang tercerah dalam sfera samawi, mempunyai magnitud ketara −1.47. Skala moden turut memasukkan Bulan dan Matahari ; Bulan mengambang mempunyai magnitud ketara −12.6 manakala Matahari mempunyai magnitud ketara −26.73. Teleskop Angkasa Hubble telah mengenalpasti bintang bermagnitud 30 pada panjang gelombang nampak dan teleskop Keck telah mengenalpasti bintang yang malap dengan infra merah.

Ini merupakan nilai anggaran pada panjang gelombang nampak (dalam realiti, nilai bergantung kepada berapa jitu jalur lalu yang digunakan).

Memandangkan jumlah cahaya yang diterima sebenarnya bergantung kepada ketebalan atmosfera Bumi dalam garis penglihatan objek, magnitud ketara dinormalkan kepada nilai tanpa kewujudan atmosfera. Semakin malap objek itu, semakin tinggi magnitud ketaranya. Perhatikan bahawa kecerahan berubah dengan jarak, cahaya yang terlampau terang boleh menjadi malap jika ia terlampau jauh. Kecerahan berkadaran songsang secara tidak langsung dengan kuasa dua kepada jarak. (Ini merupakan anggaran skala jarak kosmologi kepada lengkokan ruang-masa). Magnitud mutlak, M, bagi jasad samawi (di luar sistem suria) merupakan magnitud ketara yang dimilikinya jika ia 10 parsek (~32 tahun cahaya) jauh; iaitu sesuatu planet (atau jasad sistem suria lain) merupakan magnitud ketara yang akan dimilikinya jika ia 1 unit astronomi jauh dari kedua-dua matahari dan Bumi. Magnitud mutlak bagi matahari ialah 4.83 dalam jalur V (kuning) dan 5.48 dalam jalur B (biru).

Magnitud ketara dalam jalur x boleh ditakrifkan sebagai (mecatatkannya )

iaitu  merupakan fluks yang dicerap dalam jalur x,

dan  merupakan pemalar yang bergantung kepada unit fluks dan jalur. Pemalar  ditakrifkan dalam Aller et al 1982 bagi kebanyakan sistem yang biasa digunakan.

Kepelbagaian kecerahan antara dua objek bercahaya boleh dikira dengan cara lain dengan menolak nombor magnitud objek yang lebih cerah dari nombor magnitud yang lebih malap, kemudian menggunakan beza sebagai eksponen kepada asas nombor 2.512; iaitu (; and kepelbagaian kecerahan).