**Magnitudo mutlak**, **magnitudo absolut**, atau **magnitudo intrinsik** (**M**) adalah ukuran luminositas dari sebuah benda langit, pada skala magnitudo astronomis logaritmik terbalik. Magnitudo mutlak suatu objek didefinisikan sama dengan magnitudo semu yang akan dimiliki objek tersebut jika dilihat dari jarak tepat 10 parsec (32,6 tahun cahaya), tanpa peredupan cahayanya karena penyerapan materi antarbintang dan debu kosmik. Dengan menempatkan semua objek secara hipotetis pada jarak referensi standar dari pengamat, luminositasnya dapat langsung dibandingkan satu sama lain pada skala besaran.

Seperti semua magnitudo astronomis, magnitudo absolut dapat ditentukan untuk rentang panjang gelombang yang berbeda sesuai dengan pita filter atau *passband* yang ditentukan; untuk bintang, magnitudo absolut yang biasa dikutip adalah **magnitudo visual absolut**, yang menggunakan pita spektrum visual (dalam sistem fotometrik UBV). Magnitudo mutlak dilambangkan dengan huruf M besar, dengan subskrip mewakili pita filter yang digunakan untuk pengukuran, seperti MV untuk magnitudo absolut dalam pita V.

Semakin terang suatu objek, semakin kecil nilai magnitudo absolutnya. Perbedaan 5 magnitudo dalam magnitudo absolut antara dua objek sesuai dengan rasio 100 dalam luminositasnya, dan perbedaan n magnitudo dalam magnitudo absolut sesuai dengan rasio 100n/5 dalam luminositasnya. Misalnya, bintang dengan magnitudo absolut MV = 3,0 akan terlihat 100 kali lebih bercahaya daripada bintang dengan magnitudo absolut MV = 8,0 yang diukur dalam pita filter V. Matahari memiliki magnitudo mutlak MV = +4,83. Objek yang sangat bercahaya dapat memiliki magnitudo absolut negatif: misalnya, galaksi Bima Sakti memiliki magnitudo absolut sekitar −20,8.

Magnitudo *bolometrik* absolut (Mbol) suatu objek mewakili luminositas totalnya pada semua panjang gelombang, bukan dalam pita filter tunggal, seperti yang dinyatakan pada skala magnitudo logaritmik. Untuk mengonversi dari magnitudo absolut dalam pita filter tertentu ke magnitudo bolometrik absolut, koreksi bolometrik (*Bolometric Correction*, BC) dapat digunakan.

Untuk benda-benda Tata Surya yang bersinar dalam cahaya yang dipantulkan, definisi magnitudo mutlak (H) yang berbeda digunakan, berdasarkan jarak referensi standar 1 AU.

Cara menghitung
---------------

Magnitudo mutlak {\displaystyle M\!\,} sebuah objek dapat dihitung dengan melalui magnitudo semu {\displaystyle m\!\,} dan jarak luminositas {\displaystyle D\_{L}\!\,}:

{\displaystyle M=m-5((\log \_{10}{D\_{L}})-1)\!\,}
Di mana {\displaystyle D\_{L}\!\,} adalah jarak luminositas dalam parsec, (jarak 1 parsec = 3.2616 tahun cahaya.

Magnitudo mutlak {\displaystyle M\!\,} dapat juga dihitung dengan menggunakan magnitudo semu {\displaystyle m\!\,} dan jarak modulus {\displaystyle \mu \!\,}:

{\displaystyle M=m-{\mu }.\!\,}
Jarak modulus μ dapat digunakan untuk menghitung jarak dari bintang jika diketahui magnitudo semu dan magnitudo mutlak dari bintang tersebut.  

μ = m - M = -5 + 5 log(d)
μ = Jarak modulus  

m = Magnitudo semu  

M = Magnitudo mutlak  

d = Jarak bintang (Parsec)  

Penurunan dari formula tersebut dapat dilihat di sini

Contoh perhitungan
------------------

Rigel memiliki magnitudo semu sebesar {\displaystyle m\_{V}=0.18} dan jarak 773 tahun cahaya

{\displaystyle M\_{V}=0.18-5\cdot \left(\log \_{10}{\frac {773}{3.2616}}-1\right)=-6.7.}
Vega memiliki paralaks sebesar 0.129", dan magnitudo semu sebesar +0.03

{\displaystyle M\_{V}=0.03+5\cdot (1+\log \_{10}{0.129})=+0.6.}
Alpha Centauri memiliki paralaks sebesar 0.742" dan magnitudo semu sebesar −0.01

{\displaystyle M\_{V}=-0.01+5\cdot (1+\log \_{10}{0.742})=+4.3.}
Galaksi mata hitam memiliki magnitudo semu mV=+9.36 dan jarak modulus of 31.06.

{\displaystyle M\_{V}=9.36-31.06=-21.7.}

Referensi
---------

1. ↑  "Sun Fact Sheet". NASA Goddard Space Flight Center. Diakses tanggal 20 Mei 2022.
2. ↑  Karachentsev, I. D.; et al. (2004). "A Catalog of Neighboring Galaxies". *The Astronomical Journal*. **127** (4): 2031–2068. Bibcode:2004AJ....127.2031K. doi:10.1086/382905 alt=Dapat diakses gratis.
3. ↑  Flower, P. J. (September 1996). "Transformations from Theoretical Hertzsprung-Russell Diagrams to Color-Magnitude Diagrams: Effective Temperatures, B-V Colors, and Bolometric Corrections". *The Astrophysical Journal*. **469**: 355. Bibcode:1996ApJ...469..355F. doi:10.1086/177785.

Lihat pula
----------

* Magnitudo semu
* Daftar bintang paling terang
* Daftar bintang terdekat
* Daftar bintang terbesar

| Pengawasan otoritas Sunting ini di Wikidata |
| --- |
| Umum | 
* Integrated Authority File (Jerman)

 |
| Lain-lain | 
* Microsoft Academic
	+ 2

 |

  


|  |  |
| --- | --- |
| Ikon rintisan | Artikel bertopik astronomi ini adalah sebuah rintisan. Anda dapat membantu Wikipedia dengan mengembangkannya. |

* l
* b
* s