Magnitudo mutlak

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 M_V 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 100^n/5 dalam luminositasnya. Misalnya, bintang dengan magnitudo absolut M_V = 3,0 akan terlihat 100 kali lebih bercahaya daripada bintang dengan magnitudo absolut M_V = 8,0 yang diukur dalam pita filter V. Matahari memiliki magnitudo mutlak M_V = +4,83.^[1] Objek yang sangat bercahaya dapat memiliki magnitudo absolut negatif: misalnya, galaksi Bima Sakti memiliki magnitudo absolut sekitar −20,8.^[2]

Magnitudo bolometrik absolut (M_bol) 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.^[3]

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 m_V=+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 . 
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