Tähesuuruse kalkulaator

Tähesuuruse skaala liigub tahtlikult vastupidises suunas: see pärineb Hipparchoselt, kes umbes 150 eKr järjestas tähti silma järgi nii, et '1. suurusklass' tähendas kõige heledamaid ja '6. suurusklass' kõige tuhmimaid, mida ta veel näha suutis – seega väiksemad numbrid tähendasid alati heledamat tähte ning tänapäevane süsteem säilitas selle kokkuleppe, muutes selle vaid täpseks. Iga 1 tähesuuruse samm on defineeritud kui heledussuhe täpselt 100^(1/5) ≈ 2,512×, mistõttu 5 tähesuuruse vahe tähendab alati täpselt 100-kordset vahet voos – sealt tulevadki kaugusmooduli valemi '5' ja '10 pc' võrdluspunkt. See tähendab ka, et skaalal pole alumist piiri: Päikese tähesuurus -26,74 ja Siiriuse -1,46 asuvad samal joonlaual koos kõige tuhmima galaktikaga, mida Hubble on kunagi pildistanud, tähesuuruse 31 lähedal.

Näiv tähesuurus m näitab vaid seda, kui ere täht paistab — see segab tähe tegeliku helenduse ta kaugusega. Absoluutne tähesuurus M kõrvaldab kauguse, küsides, kui ere täht paistaks standardselt 10 pc kauguselt. Nende vahe, kaugusmoodul m − M, on seega varjatud kaugus. Päike särab tähesuurusega m = −26.74, kuid ta absoluutne tähesuurus on vaid +4.83 — 10 pc kauguselt oleks ta kahvatu ja tähelepandamatu täpp.

Kaugusmoodul eeldab tühja ruumi, kuid tähtedevaheline tolm sumbutab tähevalgust teel ja paneb tähe paistma tuhmimana — ja seega petlikult kaugemana. Seepärast eristavad astronoomid näivat kaugusmoodulit m − M tegelikust, m − M − A, kus A on ekstinktsioon tähesuuruse ühikutes. Galaktika keskme suunas võib A ületada 30 tähesuurust: tegur 10¹² kiirgusvoos, mis suudab neelata terveid tähevälju, kuni infrapunakiirgus sealt läbi tungib.