Tähesuurus
Tähesuurus ehk näiv tähesuurus ehk magnituud ehk suurusjärk on taevakeha näivat heledust väljendav arv. Tähesuuruste süsteem leiutati Vana-Kreekas (arvatavasti Hipparchose poolt) ja võeti hellenistlikus astronoomias üldiselt kasutusele. Esialgu jagati tähed kuude tähesuurusse: mõned heledamad tähed tähistaevas on esimese tähesuuruse, kõige nõrgemad tähed, mida paljud inimesed palja silmaga näevad, on kuuenda tähesuurusega tähed, ülejäänud tähed jagati vahepeale. Hiljem tekkis astronoomidel vajadus seda süsteemi täiendada. Teleskoopidega on näha rohkesti veel nõrgemaid tähti, seetõttu tuli kasutusele võtta seitsmes, kaheksas jne tähesuurus. Samuti võib märgata, et kaks kõige heledamat tähte – Siirius ja Kanoopus – on ülejäänud esimese suurusjärgu tähtedest oluliselt heledamad ning planeedid Veenus, Marss ja Jupiter on esimese suurusjärgu tähtedest heledamad. Aastal 1857 avaldatud artiklis defineeris Norman Pogson tähesuuruste logaritmilise skaala nii, et täht, mille tähesuurus on 5, annab Maale 100 korda vähem valgust kui täht, mille tähesuurus on 0. See skaala võimaldab kasutada ka murrulisi ja negatiivseid tähesuurusi. Definitsiooni põhjal avaldub tähesuurus m {\displaystyle m} kujul: m = m 0 − 2 , 512 log ⁡ E {\displaystyle m=m_{0}-2,512\log E} , kus m 0 {\displaystyle m_{0}} on skaala fikseerimiseks kasutatav konstant ja E on fotomeetriliselt mõõdetav valgustatus. Tähesuuruste vahe avaldub siis järgmiselt: E 1 E 2 = 10 − 0 , 4 ( m 1 − m 2 ) ⟹ m 1 − m 2 = 2 , 512 log ⁡ E 2 E 1 {\displaystyle {\frac {E_{1}}{E_{2}}}=10^{-0,4(m_{1}-m_{2})}\Longrightarrow m_{1}-m_{2}=2,512\log {\frac {E_{2}}{E_{1}}}} . Konstant m 0 {\displaystyle m_{0}} leitakse nullinda tähesuurusega tähe abil: m 0 = 2 , 512 log ⁡ E m = 0 {\displaystyle m_{0}=2,512\log E_{m=0}} . Ajalooliselt kasutati sellise tähena Veegat. Maa taeva heledaima tähe Siiriuse tähesuurus on –1,45, Veenuse oma kuni –4,4, täiskuul –12,6 ja Päikesel –26,8.