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- القدر الظاهري (بالإنجليزية: apparent magnitude) هو مقدار لمعان جرم سماوي عند رؤيته من الأرض. يعتمد الحجم الظاهري لجرم ما على ضيائه، وبعده عن الأرض، وأي إخماد لضوء الجسم ناتج عن الغبار بين النجوم على طول خط الرؤية للمراقب. وهناك نجوم كثيرة قريبة من الأرض نسبياً لكنها لا تُرى لأنها صغيرة جدا، وهناك نجوم تبعد آلاف السنين الضوئية وتُرى من الأرض بسبب حجمها الكبير وحرارتها العالية جدا. (ar)
- Hvězdná velikost (zdánlivá magnituda, zdánlivá hvězdná velikost, zdánlivá jasnost, symbol mag nebo m) je fotometrická veličina používaná v astronomii, která udává jasnost objektu (světelného zdroje) na obloze. Její hodnota představuje zdánlivou, tedy subjektivně vnímanou nebo přístrojem detekovanou, jasnost hvězdy. Nejedná se o veličinu SI. Hodnota hvězdné velikosti nemá nic společného se skutečnými rozměry hvězdy či jiného nebeského objektu. Pro porovnání skutečných jasností hvězd se používá absolutní hvězdná velikost (viz dále). (cs)
- La magnitud aparent d'un astre és una mesura de la seva lluminositat aparent vista per un observador a la Terra, això és, la quantitat de llum rebuda de l'objecte. La magnitud aparent és una mesura logarítmica, en què els nombres menors corresponen a una brillantor major. Cent vegades menys brillantor (o el mateix objecte deu vegades més lluny) correspon a una magnitud aparent cinc vegades major; 2,512 vegades menys brillantor (o el mateix objecte 1,58 vegades més lluny) correspon a reduir la magnitud una unitat. Com que la quantitat de llum rebuda depèn de l'espessor de l'atmosfera en la visual, la magnitud aparent està normalitzada segons el valor que tindria a fora de l'atmosfera. La magnitud aparent no és igual a la magnitud real -un objecte molt brillant pot parèixer molt feble, si és molt llunyà. És habitual mesurar la lluminositat estel·lar amb uns colors seleccionats prèviament, per la qual cosa s'utilitzen uns filtres apropiats: ultraviolat, blau i groc; d'aquesta manera, s'obtenen tres xifres que es denoten amb les lletres U, B i V, i són B i V les magnituds fotogràfica i visual, mentre U és l'ultraviolat. La diferència B-V és l'anomenat , mentre la diferència U-B és l'. (ca)
- Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell Sterne oder andere Himmelskörper einem Beobachter auf der Erde im Vergleich erscheinen. Dieser astronomische Vergleichswert wird anhand einer logarithmischen Skala beschrieben und als Zahl angegeben mit dem Zusatz Magnitudo, kurz mag (auch m), Größenklasse oder schlicht Größe. Sterne der 1. Größenklasse scheinen heller als Sterne 2. oder 3. Größenklasse und werden auf dieser Skala mit einem niedrigeren Zahlenwert für ihre Magnitude (mag) angegeben. Je niedriger dieser Wert, desto größer ist die scheinbare Helligkeit eines Gestirns; sehr helle Objekte haben einen negativen mag-Wert. Die Skala ist logarithmisch: ein Stern mit 1,0 mag ist definitionsgemäß 2,512-mal heller als einer mit 2,0 mag (ebenso für die weiteren Stufen). Bei 5 mag Differenz ist das ein Faktor 100. Als Hilfsgröße zum Vergleich der tatsächlichen Leuchtkraft von Himmelsobjekten dient die sogenannte absolute Helligkeit. Sie entspricht jeweils der Helligkeit eines Objekts, die man aus einer Distanz von 10 Parsec (ca. 32,6 Lichtjahre oder 308,6 Billionen Kilometer) beobachten würde. Bei dieser Entfernung erschiene unsere Sonne mit einer (absoluten) visuellen Helligkeit von 4,84 mag als ein Stern von nur 5. Größe; aus dem mittleren Abstand Erde-Sonne (1 AE) betrachtet ist sie jedoch mit nahezu −27 mag das weitaus hellste Objekt am Himmel. (de)
- Το φαινόμενο μέγεθος (m) είναι αριθμός που καθορίζει πόσο λαμπρό είναι ένα ουράνιο σώμα, όπως φαίνεται από τη Γη. Όσο πιο λαμπρό φαίνεται ένα ουράνιο αντικείμενο, τόσο μικρότερη είναι η αριθμητική τιμή του μεγέθους του. (el)
- Apparent magnitude (m) is a measure of the brightness of a star or other astronomical object observed from Earth. An object's apparent magnitude depends on its intrinsic luminosity, its distance from Earth, and any extinction of the object's light caused by interstellar dust along the line of sight to the observer. The word magnitude in astronomy, unless stated otherwise, usually refers to a celestial object's apparent magnitude. The magnitude scale dates back to the ancient Roman astronomer Claudius Ptolemy, whose star catalog listed stars from 1st magnitude (brightest) to 6th magnitude (dimmest). The modern scale was mathematically defined in a way to closely match this historical system. The scale is reverse logarithmic: the brighter an object is, the lower its magnitude number. A difference of 1.0 in magnitude corresponds to a brightness ratio of , or about 2.512. For example, a star of magnitude 2.0 is 2.512 times as bright as a star of magnitude 3.0, 6.31 times as bright as a star of magnitude 4.0, and 100 times as bright as one of magnitude 7.0. The brightest astronomical objects have negative apparent magnitudes: for example, Venus at −4.2 or Sirius at −1.46. The faintest stars visible with the naked eye on the darkest night have apparent magnitudes of about +6.5, though this varies depending on a person's eyesight and with altitude and atmospheric conditions. The apparent magnitudes of known objects range from the Sun at −26.832 to objects in deep Hubble Space Telescope images of magnitude +31.5. The measurement of apparent magnitude is called photometry. Photometric measurements are made in the ultraviolet, visible, or infrared wavelength bands using standard passband filters belonging to photometric systems such as the UBV system or the Strömgren uvbyβ system. Absolute magnitude is a measure of the intrinsic luminosity of a celestial object, rather than its apparent brightness, and is expressed on the same reverse logarithmic scale. Absolute magnitude is defined as the apparent magnitude that a star or object would have if it were observed from a distance of 10 parsecs (33 light-years; 3.1×1014 kilometres; 1.9×1014 miles). Therefore, it is of greater use in stellar astrophysics since it refers to a property of a star regardless of how close it is to Earth. But in observational astronomy and popular stargazing, unqualified references to "magnitude" are understood to mean apparent magnitude. (en)
- Videbla magnitudo aŭ ŝajna magnitudo de stelo aŭ alia kosma objekto estas senmezurunua valoro, kiu priskribas ĝian helecon tiel kiel ĝi videblas de iu donita punkto (kutime de Tero). Ĝi estas donata per formulo m = − 2,5lgI + C, kielg — funkcio de dekuma logaritmoI — kvanto de lumo de la objektoC — konstanto. La skalo estas logaritma, kaj pli helaj objektoj havas malpli grandajn valorojn de magnitudo. De la formulo sekvas jenaj propraĵoj:
* Pligrandiĝo de kvanto de la lumo je 100 fojoj signifas malpligrandiĝon de la magnitudo je 5 unuoj
* Malpligrandiĝo de la magnitudo je 1 unuo signifas pligrandiĝon de kvanto de la lumo je 1001/5 ~= 2,512 fojoj. Videbla magnitudo (V aŭ mv) estas respektiva al observanto kun la maksimumo de vidkapablo je lumo kun ondolongo 555 nm, kio respektivas al homa okulo. Fota magnitudo (B aŭ mp) estas la samo, sed de observanto kun la maksimumo de vidkapablo je lumo kun ondolongo 425 nm, kio respektivas al (tradicia) fota lumsentilo. Ĉi tia magnitudo nomiĝas ankaŭ kiel blua magnitudo, ĉar 425 nm estas blua lumo. Transviolkolora magnitudo (U aŭ mv) estas la samo, sed de observanto kun la maksimumo de vidkapablo je lumo kun ondolongo 350 nm. Tuteca magnitudo estas magnitudo kiu priskribas energion de eligata lumo je ĉiuj ondolongoj sume. Diferencoj de magnitudoj je diversaj ondolongoj U-B kaj B-V estas indikoj de koloro de la objekto. Ju pli grandaj estas la indikoj des pli ruĝa estas la objekto. Stelo de spektra klaso A0 havas proksimume la samajn videblan kaj fotan magnitudon (do B-V ~= 0). (eo)
- La magnitud aparente cuantifica el brillo de una estrella o cuerpo celeste observado desde la Tierra. En consecuencia, la magnitud aparente depende de la luminosidad del objeto, la distancia observador-objeto y la posible extinción de la luz causada por polvo cósmico. En el siglo II a. C. se catalogó a las estrellas por su magnitud aparente. Para esto, se dividieron las estrellas visibles en seis clases. La primera clase (m=+1) contenía las estrellas más brillantes. En la sexta (m=+6), se incluía a las estrellas con brillo muy atenuado. Esta clasificación se basa en la respuesta del ojo humano con la luz; siendo esta no-lineal. Por lo tanto, si se tienen tres estrellas cuyos brillos siguen la proporción 1:10:100, la tercera corresponde a la más brillante, la diferencia entre las magnitudes aparentes de la primera y la segunda es la misma que la diferencia entre la segunda y la tercera. Esto se debe a que la escala es logarítmica. Actualmente, la escala de magnitudes aparentes puede tomar cualquier valor real tanto negativo como positivo, por ejemplo: la magnitud del Sol es -26,7. Al igual, la magnitud aparente disminuye cuando aumenta el brillo de la estrella, por consecuencia, la magnitud aparente del Sol es la de menor valor. El telescopio espacial Hubble permite observar objetos con magnitudes aparentes de +31,5. La medida experimental de la magnitud aparente de un objeto se basa en la fotometría. Es por esto que está condicionada por la sensibilidad del instrumento y de su filtro paso banda. Dependiendo del método de observación se pueden definir distintos sistemas de magnitud; entre los más comunes se encuentran el sistema fotométrico UBV y el . Por consiguiente, la magnitud aparente se mide para determinadas bandas del espectro luminoso. En el caso de medir en el espectro visible, se denomina magnitud visual y puede ser estimada por el ojo humano. Si se mide en todas las longitudes de onda, se denomina magnitud bolométrica. Es necesario definir un valor de brillo de referencia para el punto cero de la magnitud aparente, usualmente se utiliza a Vega; otros sistemas son STMAG y AB. (es)
- Astronomian, itxurazko magnitudea edo izaria (m) argizagi batek Lurretik ikusita duen distiraren neurria da, atmosferarik gabe izango zukeen balioarekin zuzendua. Argizagia geroz eta distiratsuago, orduan eta txikiagoa da bere magnitudea. (eu)
- La magnitude apparente est une mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre. Utilisée quasi exclusivement en astronomie, la magnitude correspondait historiquement à un classement des étoiles, les plus brillantes étant de « première magnitude », les deuxièmes et troisièmes magnitudes étant plus faibles, jusqu'à la sixième magnitude, étoiles à peine visibles à l'œil nu. Elle est à présent définie suivant une échelle logarithmique inverse, dans laquelle la magnitude augmente d'une unité lorsque l'irradiance est divisée par environ 2,5. Ainsi, plus un objet céleste est brillant, plus sa magnitude est faible voire négative. Il est habituel de définir la magnitude zéro comme étant celle de l'étoile Véga, aux erreurs d'étalonnage près. La mesure de la magnitude se fait par photométrie dans une ou plusieurs bandes spectrales (ultraviolet, spectre visible, infrarouge) grâce à des systèmes photométriques tels que le système UBV. Généralement, la magnitude est donnée dans la bande spectrale V (visuel) et se voit alors appelée magnitude visuelle, notée mv ou simplement V. Les plus grands télescopes parviennent à détecter des objets célestes jusqu'à une magnitude limite AB (ici AB signifie magnitude absolue) de 31,2 (champ extrêmement profond de Hubble) ; le télescope spatial James-Webb devrait atteindre 34 en lumière visible. (fr)
- Magnitudo semu atau Magnitudo tampak (m) dari suatu bintang, planet atau benda langit lainnya adalah pengukuran dari kecerahan atau kecemerlangan yang tampak; yaitu banyaknya cahaya yang diterima dari objek itu. Istilah magnitudo sebagai skala kecerahan bintang muncul lebih dari 2000 tahun yang lampau. Hipparchus, seorang astronom Yunani, membagi bintang-bintang yang dapat dilihat dengan mata telanjang ke dalam 6 kelas kecerlangan. Ia membuat sebuah katalog yang berisi daftar lebih dari 1000 bintang dan mengurutkan berdasarkan “magnitudo”-nya dari satu hingga enam, dari yang paling cerlang hingga yang paling redup. Pada tahun 180-an, Claudius Ptolemaeus memperluas pekerjaan Hipparchus, dan sejak saat itu sistem magnitudo menjadi bagian dari tradisi astronomi. Pada 1856, Norman Robert Pogson meng-konfirmasi penemuan terdahulu John Herschel bahwa bintang bermagnitudo 1 menghasilkan kira-kira 100 kali fluks cahaya daripada bintang bermagnitudo 6. Sistem magnitudo dibuat dengan mendasarkan diri pada mata manusia yang memiliki respon tidak linear terhadap cahaya. Mata dirancang untuk menahan perbedaan dalam kecerlangan. Ini adalah keistimewaan mata yang membuatnya dapat berpindah dari ruang gelap ke tempat yang terang tanpa mengalami kerusakan. Kamera elektronik, yang memiliki respon linear, tidak dapat melakukan hal itu tanpa langkah-langkah pencegahan terlebih dahulu. Ciri-ciri yang sama juga yang membuat mata merupakan pemilah yang buruk bagi perbedaan kecil kecerlangan sementara sebaliknya kamera elektronik (CCD) adalah pemilah yang baik. Pogson memutuskan untuk mendefinisikan kembali skala magnitudo sehingga perbedaan lima magnitudo merupakan faktor yang tepat 100 dalam fluks cahaya. Jadi rasio fluks cahaya untuk perbedaan satu magnitudo adalah 1001/5 atau 102/5 atau 2,512. Rasio fluks untuk perbedaan 2 magnitudo adalah (102/5)2, perbedaan 3 magnitudo adalah (102/5)3 dan seterusnya. Definisi ini sering disebut sebagai . Karena banyaknya cahaya yang diterima bergantung pada ketebalan dari atmosfer pada garis pengamatan ke objek, maka magnitudo tampak adalah nilai yang sudah dinormalkan pada nilai yang akan dimiliki di luar atmosfer. Semakin redup suatu objek, semakin tinggi magnitudo tampaknya. Perlu diingat bahwa kecerahan yang tampak tidaklah sama dengan kecerahan sebenarnya — suatu objek yang sangat cerah dapat terlihat cukup redup jika objek ini cukup jauh. Magnitudo absolut, M, dari suatu benda, adalah magnitudo tampak yang dimiliki apabila benda itu berada 10 parsec jauhnya. (in)
- La magnitudine apparente (m) di un corpo celeste è una misura della sua luminosità rilevabile da un punto di osservazione, di solito la Terra. Il valore della magnitudine è corretto in modo da ottenere la luminosità che l'oggetto avrebbe se la Terra fosse priva di atmosfera. Maggiore è la luminosità dell'oggetto celeste minore è la sua magnitudine. La magnitudine, misurata mediante fotometria, generalmente viene rilevata nello spettro visibile all'uomo (vmag), ma a volte possono essere utilizzate altre regioni dello spettro elettromagnetico, come la banda J nel vicino infrarosso. Sirio è la stella più luminosa del cielo notturno nello spettro visibile, ma nella banda J la stella più luminosa risulta Betelgeuse. Poiché ad esempio un oggetto estremamente luminoso può apparire molto debole se si trova a una grande distanza, questa misura non indica la luminosità intrinseca dell'oggetto celeste, che viene invece espressa con il concetto di magnitudine assoluta. (it)
- 겉보기등급 또는 실시등급(實視等級)은 별의 밝기를 측정하는 단위이다. 천문학자 히파르코스가 눈으로 보았을 때 가장 밝은 별을 1등급, 가장 어두운 별을 6등급으로 해서 구분한 것이 시초이다. 그리고 19세기에 이르러 영국의 이 빛 측정장치를 이용하여 1등급 별의 밝기는 6등급 별의 밝기의 약 100배임을 밝혀냈다. 이를 근거로 현대 천문학에서는 6등급을 1등급보다 100배 어두운 별로 정의한다. 즉, 1등급 별보다 2등급 별은 1001/5 = 약 2.512배 어둡다. 절대등급은 항성의 본래의 밝기이며, 지구로부터 10파섹(약 32.6광년)의 거리에 두었다고 가정했을 때의 밝기이다. 예를 들면 태양의 절대등급은 4.8등급이고, 겉보기등급은 ―26.8등급이다. 안시등급(眼視等級)은 맨 눈으로 보았을 때의 등급이며, 겉보기등급은 맨 눈, 망원경, 사진건판, 액티브 픽셀 센서, 전하결합소자 등을 포함하여 보았을 때 등급이다. (ko)
- 見かけの等級（みかけのとうきゅう、英: apparent magnitude、記号 m）は、地球から観測された星などの天体の明るさを表す尺度である。見かけの等級は、その天体固有の光度、地球からの距離、観測者と天体との間に存在する星間塵が引き起こす減光などによって決まる。 (ja)
- Obserwowana wielkość gwiazdowa (także widzialna, pozorna lub widoma, oznaczana literą ) – wielkość gwiazdowa obiektu widzianego z Ziemi (przy założeniu braku atmosfery). Zależy od mocy promieniowania (jasności) gwiazdy i jej odległości od Ziemi. (pl)
- A magnitude aparente (m) de um corpo celeste é um número que mede o seu brilho como visto por um observador na Terra. Quanto mais brilhante um objeto parece, menor é o valor de sua magnitude (relação inversa). O Sol, com magnitude aparente de -27, é o objeto mais brilhante do céu. O valor da magnitude é ajustado para o valor que teria na ausência de atmosfera. A escala da magnitude é logarítmica: a diferença de uma unidade na magnitude corresponde a uma mudança no brilho por um fator de 5√100, ou aproximadamente 2,512. A medição das magnitudes aparentes (ou brilhos) de objetos celestes é conhecida como fotometria. As magnitudes aparentes são usadas para quantificar o brilho das fontes nos comprimentos de onda do ultravioleta, espectro visível e infravermelho. Uma magnitude aparente é geralmente medida em uma banda passante específica correspondente a algum sistema fotométrico, como o sistema UBV. Na notação astronômica padrão, uma magnitude aparente na banda V (“visual”) pode ser denotada como mV ou frequentemente, de forma mais simples, como V, como, por exemplo, "mV=15" ou “V=15”, para descrever um objeto de magnitude 15. (pt)
- Ви́димая звёздная величина́ (обозначается m) — мера яркости небесного тела (точнее, освещённости, создаваемой этим телом) с точки зрения земного наблюдателя. Обычно используют величину, скорректированную до значения, которое она имела бы при отсутствии атмосферы. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина. Уточнение «видимая» указывает только на то, что эта звёздная величина наблюдается с Земли; это уточнение нужно, чтобы отличить её от абсолютной звёздной величины (которая является характеристикой самого́ источника, а не условий его наблюдения). Оно не указывает на видимый диапазон: видимыми называют и величины, измеренные в инфракрасном или каком-либо другом диапазоне. Величина, измеренная в видимом диапазоне, называется визуальной. В видимой части спектра самая яркая звезда на ночном небе вне Солнечной системы, Сириус, имеет видимую звёздную величину −1,46m Самая близкая к нам звезда, Солнце, имеет видимую величину −26,74m Источник, излучающий в видимом диапазоне и создающий освещённость в 1 люкс (например, источник с силой света в 1 канделу, находящийся на расстоянии 1 м), имеет видимую звёздную величину −14,20m. (ru)
- Skenbar magnitud, eller apparent magnitude, är en logaritmisk måttenhet för en himlakropps ljusstyrka som den uppfattas från jorden. Ju lägre värdet är desto ljusstarkare är objektet. Den svagaste stjärna som kan ses med blotta ögat vid god sikt har ungefär magnitud +6,5. Vårt ljusstarkaste objekt solen har en skenbar magnitud på -26,7 medan dess absoluta magnitud bara är +4,83. Skenbar magnitud infördes som mätbart begrepp år 1856, och då definierades Polstjärnan som referens och sattes till +2. Man satte en faktor på 5√100 (cirka 2,512) i ljusstyrka mellan varje steg. Sedan upptäckte man att Polstjärnan är svagt variabel och då valde man att ha Vega som referens som sattes till exakt noll. Senare har en direkt mätning av ljusstyrkan ersatt Vega som referens. (sv)
- 视星等（英語：apparent magnitude，符號：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。 但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77，织女星为0.03，除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到30等星。 因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量，它实际上只相当于光学中的照度；因为不同恒星与地球的距离不同，所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。 由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年，却无法被肉眼所见（9.54等）。 如果人们在理想環境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星（至6.5等計算），整个天球能被肉眼看到的星星則约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系，其星等约为6.3，距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴，距离地球达到75亿光年，视星等达到5.8，相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。 另外，宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽，一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见，例如银河系中心附近的手枪星。 星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如，当超新星爆发时，星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内，一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮，例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。 (zh)
- Ви́дима зо́ряна величина́ (позначається m — від англ. magnitude) — безрозмірнісна величина, яка характеризує блиск небесного тіла (кількість світла, що надходить від нього) з погляду земного спостерігача. Що яскравіше об'єкт, тим менше його видима зоряна величина. Слово «видима» у назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається з Землі, і вживається для того, щоб відрізняти її від абсолютної зоряної величини. Ця назва стосується не лише видимого світла. Величина, яка сприймається людським оком (чи іншим приймачем з такою ж спектральною чутливістю), називається візуальною. Зоряна величина позначається маленькою літерою m у вигляді верхнього індексу до числового значення. Наприклад, 2m означає другу зоряну величину. (uk)
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- القدر الظاهري (بالإنجليزية: apparent magnitude) هو مقدار لمعان جرم سماوي عند رؤيته من الأرض. يعتمد الحجم الظاهري لجرم ما على ضيائه، وبعده عن الأرض، وأي إخماد لضوء الجسم ناتج عن الغبار بين النجوم على طول خط الرؤية للمراقب. وهناك نجوم كثيرة قريبة من الأرض نسبياً لكنها لا تُرى لأنها صغيرة جدا، وهناك نجوم تبعد آلاف السنين الضوئية وتُرى من الأرض بسبب حجمها الكبير وحرارتها العالية جدا. (ar)
- Hvězdná velikost (zdánlivá magnituda, zdánlivá hvězdná velikost, zdánlivá jasnost, symbol mag nebo m) je fotometrická veličina používaná v astronomii, která udává jasnost objektu (světelného zdroje) na obloze. Její hodnota představuje zdánlivou, tedy subjektivně vnímanou nebo přístrojem detekovanou, jasnost hvězdy. Nejedná se o veličinu SI. Hodnota hvězdné velikosti nemá nic společného se skutečnými rozměry hvězdy či jiného nebeského objektu. Pro porovnání skutečných jasností hvězd se používá absolutní hvězdná velikost (viz dále). (cs)
- Το φαινόμενο μέγεθος (m) είναι αριθμός που καθορίζει πόσο λαμπρό είναι ένα ουράνιο σώμα, όπως φαίνεται από τη Γη. Όσο πιο λαμπρό φαίνεται ένα ουράνιο αντικείμενο, τόσο μικρότερη είναι η αριθμητική τιμή του μεγέθους του. (el)
- Astronomian, itxurazko magnitudea edo izaria (m) argizagi batek Lurretik ikusita duen distiraren neurria da, atmosferarik gabe izango zukeen balioarekin zuzendua. Argizagia geroz eta distiratsuago, orduan eta txikiagoa da bere magnitudea. (eu)
- 겉보기등급 또는 실시등급(實視等級)은 별의 밝기를 측정하는 단위이다. 천문학자 히파르코스가 눈으로 보았을 때 가장 밝은 별을 1등급, 가장 어두운 별을 6등급으로 해서 구분한 것이 시초이다. 그리고 19세기에 이르러 영국의 이 빛 측정장치를 이용하여 1등급 별의 밝기는 6등급 별의 밝기의 약 100배임을 밝혀냈다. 이를 근거로 현대 천문학에서는 6등급을 1등급보다 100배 어두운 별로 정의한다. 즉, 1등급 별보다 2등급 별은 1001/5 = 약 2.512배 어둡다. 절대등급은 항성의 본래의 밝기이며, 지구로부터 10파섹(약 32.6광년)의 거리에 두었다고 가정했을 때의 밝기이다. 예를 들면 태양의 절대등급은 4.8등급이고, 겉보기등급은 ―26.8등급이다. 안시등급(眼視等級)은 맨 눈으로 보았을 때의 등급이며, 겉보기등급은 맨 눈, 망원경, 사진건판, 액티브 픽셀 센서, 전하결합소자 등을 포함하여 보았을 때 등급이다. (ko)
- 見かけの等級（みかけのとうきゅう、英: apparent magnitude、記号 m）は、地球から観測された星などの天体の明るさを表す尺度である。見かけの等級は、その天体固有の光度、地球からの距離、観測者と天体との間に存在する星間塵が引き起こす減光などによって決まる。 (ja)
- Obserwowana wielkość gwiazdowa (także widzialna, pozorna lub widoma, oznaczana literą ) – wielkość gwiazdowa obiektu widzianego z Ziemi (przy założeniu braku atmosfery). Zależy od mocy promieniowania (jasności) gwiazdy i jej odległości od Ziemi. (pl)
- La magnitud aparent d'un astre és una mesura de la seva lluminositat aparent vista per un observador a la Terra, això és, la quantitat de llum rebuda de l'objecte. La magnitud aparent és una mesura logarítmica, en què els nombres menors corresponen a una brillantor major. Cent vegades menys brillantor (o el mateix objecte deu vegades més lluny) correspon a una magnitud aparent cinc vegades major; 2,512 vegades menys brillantor (o el mateix objecte 1,58 vegades més lluny) correspon a reduir la magnitud una unitat. (ca)
- Apparent magnitude (m) is a measure of the brightness of a star or other astronomical object observed from Earth. An object's apparent magnitude depends on its intrinsic luminosity, its distance from Earth, and any extinction of the object's light caused by interstellar dust along the line of sight to the observer. The measurement of apparent magnitude is called photometry. Photometric measurements are made in the ultraviolet, visible, or infrared wavelength bands using standard passband filters belonging to photometric systems such as the UBV system or the Strömgren uvbyβ system. (en)
- Videbla magnitudo aŭ ŝajna magnitudo de stelo aŭ alia kosma objekto estas senmezurunua valoro, kiu priskribas ĝian helecon tiel kiel ĝi videblas de iu donita punkto (kutime de Tero). Ĝi estas donata per formulo m = − 2,5lgI + C, kielg — funkcio de dekuma logaritmoI — kvanto de lumo de la objektoC — konstanto. La skalo estas logaritma, kaj pli helaj objektoj havas malpli grandajn valorojn de magnitudo. De la formulo sekvas jenaj propraĵoj: Videbla magnitudo (V aŭ mv) estas respektiva al observanto kun la maksimumo de vidkapablo je lumo kun ondolongo 555 nm, kio respektivas al homa okulo. (eo)
- Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell Sterne oder andere Himmelskörper einem Beobachter auf der Erde im Vergleich erscheinen. Dieser astronomische Vergleichswert wird anhand einer logarithmischen Skala beschrieben und als Zahl angegeben mit dem Zusatz Magnitudo, kurz mag (auch m), Größenklasse oder schlicht Größe. (de)
- La magnitud aparente cuantifica el brillo de una estrella o cuerpo celeste observado desde la Tierra. En consecuencia, la magnitud aparente depende de la luminosidad del objeto, la distancia observador-objeto y la posible extinción de la luz causada por polvo cósmico. Por consiguiente, la magnitud aparente se mide para determinadas bandas del espectro luminoso. En el caso de medir en el espectro visible, se denomina magnitud visual y puede ser estimada por el ojo humano. Si se mide en todas las longitudes de onda, se denomina magnitud bolométrica. (es)
- La magnitude apparente est une mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre. Utilisée quasi exclusivement en astronomie, la magnitude correspondait historiquement à un classement des étoiles, les plus brillantes étant de « première magnitude », les deuxièmes et troisièmes magnitudes étant plus faibles, jusqu'à la sixième magnitude, étoiles à peine visibles à l'œil nu. Elle est à présent définie suivant une échelle logarithmique inverse, dans laquelle la magnitude augmente d'une unité lorsque l'irradiance est divisée par environ 2,5. Ainsi, plus un objet céleste est brillant, plus sa magnitude est faible voire négative. Il est habituel de définir la magnitude zéro comme étant celle de l'étoile Véga, aux erreurs d'étalonnage près. (fr)
- Magnitudo semu atau Magnitudo tampak (m) dari suatu bintang, planet atau benda langit lainnya adalah pengukuran dari kecerahan atau kecemerlangan yang tampak; yaitu banyaknya cahaya yang diterima dari objek itu. Istilah magnitudo sebagai skala kecerahan bintang muncul lebih dari 2000 tahun yang lampau. Magnitudo absolut, M, dari suatu benda, adalah magnitudo tampak yang dimiliki apabila benda itu berada 10 parsec jauhnya. (in)
- La magnitudine apparente (m) di un corpo celeste è una misura della sua luminosità rilevabile da un punto di osservazione, di solito la Terra. Il valore della magnitudine è corretto in modo da ottenere la luminosità che l'oggetto avrebbe se la Terra fosse priva di atmosfera. Maggiore è la luminosità dell'oggetto celeste minore è la sua magnitudine. La magnitudine, misurata mediante fotometria, generalmente viene rilevata nello spettro visibile all'uomo (vmag), ma a volte possono essere utilizzate altre regioni dello spettro elettromagnetico, come la banda J nel vicino infrarosso. Sirio è la stella più luminosa del cielo notturno nello spettro visibile, ma nella banda J la stella più luminosa risulta Betelgeuse. Poiché ad esempio un oggetto estremamente luminoso può apparire molto debole se (it)
- Skenbar magnitud, eller apparent magnitude, är en logaritmisk måttenhet för en himlakropps ljusstyrka som den uppfattas från jorden. Ju lägre värdet är desto ljusstarkare är objektet. Den svagaste stjärna som kan ses med blotta ögat vid god sikt har ungefär magnitud +6,5. Vårt ljusstarkaste objekt solen har en skenbar magnitud på -26,7 medan dess absoluta magnitud bara är +4,83. (sv)
- A magnitude aparente (m) de um corpo celeste é um número que mede o seu brilho como visto por um observador na Terra. Quanto mais brilhante um objeto parece, menor é o valor de sua magnitude (relação inversa). O Sol, com magnitude aparente de -27, é o objeto mais brilhante do céu. O valor da magnitude é ajustado para o valor que teria na ausência de atmosfera. A escala da magnitude é logarítmica: a diferença de uma unidade na magnitude corresponde a uma mudança no brilho por um fator de 5√100, ou aproximadamente 2,512. (pt)
- Ви́дима зо́ряна величина́ (позначається m — від англ. magnitude) — безрозмірнісна величина, яка характеризує блиск небесного тіла (кількість світла, що надходить від нього) з погляду земного спостерігача. Що яскравіше об'єкт, тим менше його видима зоряна величина. Слово «видима» у назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається з Землі, і вживається для того, щоб відрізняти її від абсолютної зоряної величини. Ця назва стосується не лише видимого світла. Величина, яка сприймається людським оком (чи іншим приймачем з такою ж спектральною чутливістю), називається візуальною. (uk)
- Ви́димая звёздная величина́ (обозначается m) — мера яркости небесного тела (точнее, освещённости, создаваемой этим телом) с точки зрения земного наблюдателя. Обычно используют величину, скорректированную до значения, которое она имела бы при отсутствии атмосферы. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина. В видимой части спектра самая яркая звезда на ночном небе вне Солнечной системы, Сириус, имеет видимую звёздную величину −1,46m Самая близкая к нам звезда, Солнце, имеет видимую величину −26,74m (ru)
- 视星等（英語：apparent magnitude，符號：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。 但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77，织女星为0.03，除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到30等星。 因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量，它实际上只相当于光学中的照度；因为不同恒星与地球的距离不同，所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。 由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年，却无法被肉眼所见（9.54等）。 (zh)
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