Magnitudi (tähtitiede)

**Magnitudi** eli **suuruusluokka** on tähtitieteessä käytetty laaduton suure, jolla ilmaistaan tähden tai muun taivaankappaleen kirkkaus. Magnitudi ilmaistaan käänteisellä logaritmisella asteikolla, jonka kantaluku on 1001/5&nbsp;≈ 2,51. Kirkkaiden kohteiden magnitudi on pienempi kuin himmeiden, ja aivan kirkkaimpien tähtien magnitudi on negatiivinen. Esim. Sirius on kirkkaudeltaan −1,46.

Muiden kuin pistemäisten kohteiden kirkkaus voidaan ilmaista joko kokonaismagnitudina tai pintakirkkautena. Pintakirkkaus ilmoitetaan yleensä magnitudeina neliökaarisekuntia kohti (mag/arc-sec2).

## Magnitudijärjestelmän historia
Magnitudijärjestelmä perustuu Ptolemaioksen *[[Almagest]]issä* 140-luvulla jaa. julkaisemaan 1022:n tähden luetteloon, jonka alun perin laati Hipparkhos toisella vuosisadalla eaa. Almagestissa tähdet jaetaan kirkkauden perusteella kuuteen suuruusluokkaan niin, että kirkkaimmat kuuluvat ensimmäiseen suuruusluokkaan ja himmeimmät paljain silmin havaittavat kuudenteen. Lisäksi osa kohteista on merkitty ”Himmeäksi” tai ”Sumuksi”. Nykyään käytössä oleva magnitudijärjestelmän juuret ovat siis yli kahden vuosituhannen takaa.

Vuonna 1856 Norman Pogson julkaisi pikkuplaneettaefemeridin vuodelle 1857, jossa hän käytti kehittämäänsä standardoitua magnitudijärjestelmää. Hän oli tutkinut eri tähtitieteilijöiden silmämääräisiä kirkkausmäärityksiä ja todennut, että yhden magnitudin ero vastasi keskimäärin 2,4-kertaista eroa kirkkaudessa. Silmän havaintovasteen ajateltiin tuolloin olevan logaritminen, joten hän teki magnitudisasteikostaan logaritmisen. Laskutoimitusten yksinkertaistamiseksi hän asetti kantaluvuksi viidennen juuren sadasta (likimäärin 2,5118…), joka on myös lähellä eri havaitsijoiden keskiarvoa. Lukua kutsutaan joskus *Pogsonin suhteeksi*. Asteikon hän kalibroi Bonner Durchmusterung -luettelon magnitudien perusteella.

Noin sata vuotta sitten tähtien kirkkauden määrittämisessä tuli käyttöön valokuvaus ja myöhemmin sähköiset fotometriset mittalaitteet, joiden herkkyyden aallonpituusalue poikkeaa silmästä. Uusien menetelmien magnitudiasteikot määriteltiin uudelleen tarkasti standarditähtien suhteen, mutta pyrkien säilyttämään vastaavuuden visuaalisiin magnitudeihin. Esim. UBV-järjestelmän V-magnitudit määritettiin vastaamaan valokuvaamalla saatuja fotovisuaalisia magnitudeja, jotka puolestaan vastaavat suunnilleen silmämääräisesti arvioituja visuaalimagnitudeja.

Alun perin valokuvauksellisten magnitudien referenssitähtenä oli Pohjantähti ja sen ympäristön tähdet. Pohjantähden kirkkaus oli tässä asetettu magnitudiarvoksi tasan 2,0. Myöhemmin havaittiin, että Pohjantähti on kefeidi-muuttuja, ja uudeksi referenssitähdeksi vaihdettiin Vega (V-magnitudi=0, väri-indeksi=0).

## Magnitudiasteikko on logaritminen ja käänteinen
Magnitudiasteikossa yhden magnitudin ero vastaa noin 2,512-kertaista eroa (1001/5) valon intensiteetissä. Mitä himmeämpi kohde on, sitä suuremmalla magnitudiarvolla se ilmaistaan.

Logaritmisuutensa takia magnitudit eivät ole suoraan yhteenlaskukelpoisia, vaan kirkkaudet pitää ensin muuntaa intensiteeteiksi, jotka lasketaan yhteen ja lopuksi muunnetaan takaisin magnitudeiksi. Esimerkiksi jos lasketaan tällä tavalla yhteen kaksi 1. suuruusluokan kohdetta, saadaan tulokseksi 0,247. Kaavat ovat I&nbsp;= 10−0,4&nbsp;×&nbsp;m ja m&nbsp;= −2,5&nbsp;×&nbsp;lg(I1+I2).

## Näennäinen magnitudi (m)
Kun puhutaan magnitudeista, tarkoitetaan yleensä juuri näennäistä magnitudia, joka kertoo, miten kirkas kohde on havaintopaikalta (maapallolta) mitattuna. Esimerkiksi Auringon näennäinen kirkkaus on &minus;26,7 ja himmeimpien paljaalla silmällä näkyvien tähtien kirkkaus on noin 6.

Näennäinen magnitudi ei kuvaa kohteen fysikaalisia ominaisuuksia itsessään lainkaan, sillä sen suuruuteen vaikuttaa kohteen todellinen absoluuttinen magnitudi, etäisyys ja tähtienvälisen aineen himmentävä vaikutus. Kohteen kirkkaus on käänteisesti verrannollinen etäisyyden neliöön. Kahdesta absoluuttisesti yhtä kirkkaasta tähdestä se, joka on kaksi kertaa kauempana on kirkkaudeltaan vain neljäsosa lähemmästä, siis noin 1,5 magnitudia himmeämpi. Galaksien välisillä suurilla etäisyyksillä myös avaruuden kaareutuminen vaikuttaa suhteeseen.

Näennäistä kirkkautta merkitään yleensä kirjaimella m, jonka yhteydessä olevalla alaindeksillä kerrotaan, mistä näennäisestä magnitudista on kyse. Merkintä mvis tarkoittaa *visuaalista magnitudia*, jonka mittauksessa käytetty herkkyysjakauma vastaa ihmissilmää. Tähtikartoissa ilmoitetut kirkkaudet ovat tavallisesti lähellä UBVRI-järjestelmän V-magnitudeja (V).

Kohteen magnitudi voidaan määrittää visuaalisesti, valokuvaamalla tai fotometrillä. Nykyään mittaus tapahtuu useimmiten CCD-kameralla, jolla voi helposti saavuttaa 0,01 magnitudin suhteellisen mittaustarkkuuden. Kirkkaus arvioidaan tai mitataan aina suhteessa yhteen tai useampaan vertailutähteen, jonka kirkkaus tunnetaan.

## Absoluuttinen magnitudi (M)
### Tähtien absoluuttinen magnitudi
Tähtien fysikaalisia ominaisuuksia tutkittaessa pitää tietää niiden todellinen kirkkaus. Absoluuttinen magnitudi merkitään isolla M-kirjaimella. Absoluuttinen magnitudi kertoo, miten kirkkaalta tähti näyttäisi kymmenen parsekin etäisyydellä (32,616 valovuotta). Auringon absoluuttinen V-magnitudi on 4,8. Näennäisen ja absoluuttisen magnitudin erotusta (m-M) kutsutaan kohteen etäisyysmoduliksi.

### Aurinkokunnan kohteiden absoluuttinen magnitudi
Aurinkokunnan kappaleen absoluuttinen magnitudi kertoo, miten kirkkaalta kohde näyttäisi, jos se olisi maapallon tilalla ja sitä katsottaisiin Auringon keskipisteestä; siis, jos kappale olisi yhden AU:n etäisyydellä Auringosta ja havaitsijasta ja täysin valaistuneena (vaihekulma=0°). Absoluuttista magnitudia käytetään efemeridilaskuissa tai esim. pikkuplaneetan läpimitan arvioimisessa silloin, kun läpimittaa ei voi suoraan mitata. Absoluuttinen magnitudi merkitään ***H*** tai ***V(1,0)***.

Joidenkin aurinkokunnan kappaleiden absoluuttisia kirkkauksia

*Kuu +0,25
*Merkurius −0,36
*Venus −4,29
*Maapallo −3,9
*2007 TU<sub>24</sub> +20,3
*Mars −1,52
*Vesta +3,20
*Ceres +3,36
*Pallas +4,13
*Hygiea +5,43
*Jupiter −9,25
*Saturnus −8,88
*Uranus −7,19
*Neptunus −6,87
*Pluto −0,7
*Haumea +0,01
*Makemake −0,44
*Eris −1,19
*Halleyn komeetta +4,7 (ollessaan kirkkaimmillaan vuodenvaihteessa 1985/86)

## Bolometrinen magnitudi
Bolometrinen magnitudi kertoo, kuinka kirkas tähti olisi, jos voitaisiin mitata kaikki siitä lähtevä säteily (siis gammasta radioalueelle eikä ainoastaan jotakin tiettyä aallonpituusaluetta.) Bolometrinen magnitudi on erittäin tärkeä suure, sillä absoluuttinen bolometrinen magnitudi on verrannollinen tähden luminositeetin L_{*} logaritmiin:

M_{bol,*} - M_{bol,Aurinko} = -2{,}5 \lg \frac{L_{*}}{L_{Aurinko}}

ja sitä kautta kuvaa tähden energiantuottoa. Bolometristä magnitudia ei yleensä mitata, vaan se saadaan selville laskemalla tähden väristä *bolometrinen korjaus* (BC), joka on määritelty nollaksi spektriluokan F5 tähdille. Bolometrisen korjauksen avulla lausuttuna

m_{bol} = m_{v} - BC ,

missä m_v  on visuaalinen magnitudi. Kohteen bolometrisen magnitudin lukuarvo on aina pienempi tai yhtä suuri kuin sen visuaalisella magnitudilla.

Kuten visuaalinen, myös bolometrinen magnitudi voidaan esittää sekä absoluuttisena että näennäisenä.

## UBVRI-järjestelmä
Koska laajakaistainen visuaalinen magnitudi ei kerro kohteen fysikaalisista ominaisuuksista oikeastaan mitään, on kehitetty suodattimia, joilla tähden spektristä erotetaan mitattavaksi haluttu osa. Mitattava aallonpituusalue pitää teoriassa olla mahdollisimman kapea, mutta kohteiden himmeys, kaukoputken koko ja ilmaisimen herkkyys asettavat rajat sille, miten kapealta aallonpituusalueelta valoa voi käytännössä kerätä. Esim. aurinkoa voidaan tutkia hyvin kapeakaistaisilla suodattimilla (puoliarvoleveys&nbsp;mag&nbsp;= &minus;14,2
*1&nbsp;km: Vmag&nbsp;= 0,8
*1&nbsp;000&nbsp;km: Vmag&nbsp;= 15,8

## Laskukaavoja
**Magnitudin muutoksen likiarvon laskeminen kirkkauden muutoskertoimesta**
: \Delta m = - \log_{2,512} x\!\,, jossa x\!\, on kirkkauden muutoksen kerroin

**Absoluuttisen magnitudin laskeminen näennäisen magnitudin ja etäisyyden perusteella**
: M = m + 5 \log_{10}\frac{d_0}{d}\!\,, jossa d\!\, on kohteen etäisyys ja d_0\!\, 10 parsekia

## Katso myös
*Väri-indeksi
*Seeing
*Luettelo näennäisesti kirkkaimmista tähdistä
*Luettelo absoluuttisesti kirkkaimmista lähitähdistä

## Lähteet

## Aiheesta muualla
* Conversion of Absolute Magnitude to Diameter