Diagram fázového úhlu užívaný k výpočtu vzdálenosti hvězdy a potažmo i její velikosti
Absolutní hvězdná velikost (absolutní jasnost,absolutní magnituda) je veličina určujícíhvězdnou velikost vztaženou na standardní pozorovací podmínky. Rozlišujeme při tom dva případy: uhvězd a jiných objektů mimo Sluneční soustavu se jedná o jasnost, kterou by objekt měl při pozorování ze vzdálenosti 10parseků, veličina se obvykle značíM; u menších objektů veSluneční soustavě o jasnost při vzdálenosti objektu 1 astronomická jednotka od pozorovatele i odSlunce, veličina se obvykle značíH.
U hvězd a objektů podobných hvězdám označujeme tuto veličinu symbolemM a definujeme ji jako hvězdnou velikost, jakou by tato hvězda měla při pozorování ze vzdálenosti 10parseků čili 32,6světelných roků. Vztah mezi absolutní hvězdnou velikostíM a zdánlivou hvězdnou velikostím je dán rovnicí[1]
M =m + 5 [1 − log10(d)],
kded je vzdálenost hvězdy v parsecích od pozorovatele (odZemě).
Stejně jako v případě zdánlivých hvězdných velikostí, i u absolutních hvězdných velikostí rozlišujeme různé varianty těchto veličin. Při stanovení na základě vizuálního pozorování nazýváme tuto veličinuabsolutní vizuální hvězdnou velikostí a značíme jiMv; je-li změřena ze snímku pořízeného fotografickou cestou, nazýváme jiabsolutní fotografickou hvězdnou velikostí a značímeMph, resp.Mpv při použití fotografického materiálu s obdobnou citlivostí, jakou má lidské oko (zangl.photovisual). V současné době při měřeních pomocí přístrojů se nejčastěji stanovují ve třech spektrálních oborech, a to v ultrafialovém oboru při vlnové délce 360 nm (symbol veličinyMU), ve viditelné oblasti při 420 nm (modrá barva,MB) a při 540 nm (žlutozelená barva, tzv. vizuální,MV). Pro hvězdy spektrální třídy A0 jsou si všechny tyto veličiny právě (definitoricky) rovny. Současné stanovení těchto tří veličin napovídá o povrchové teplotě dané hvězdy; čím jsou rozdílyMB−MV aMU−MB větší (pozitivnější), tím jsou povrchové teploty daných hvězd nižší a naopak.
Absolutní hvězdná velikostH u malých tělessluneční soustavy, jako např.planetek,měsícůplanet,komet je definována jako hvězdná velikost, kterou by uvedené těleso mělo při pozorování ze Země ze vzdálenosti právě 1astronomické jednotky (AU), kdyby současně bylo vzdáleno 1 AU odSlunce a nulové hodnotě úhlu, který svírá směr od zkoumaného tělesa ke Slunci se směrem k pozorovateli (tj. úhel Slunce-těleso-Země, tzv.fázový úhel φ). V tomto případě závisí vztah mezi takto definovanou absolutní hvězdnou velikostíH a zdánlivou hvězdnou velikostím nejen na vzdálenostid pozorovatele od zkoumaného objektu a vzdálenostir objektu od Slunce, ale také na optických vlastnostech objektu, především na odrazivosti jeho povrchu (albedu), na struktuře jeho povrchu a na fázovém úhlu φ:
mv =Hv + 5*log(r×d) +P(φ),
kdeP je empirická funkce, zohledňující závislost nejen na fázovém úhlu φ, ale také na charakteru povrchu.
Podobně jako u hvězd, tak i u malých těles sluneční soustavy závisí hodnotaH na způsobu jejího stanovení a spektrálním oboru, ve kterém se měří.
Poměrně jednodušší je vztah mezi veličinouHv ve vizuálním oboru, albedempv a průměrem (rozměrem) pozorovaného objektuD:
Hv = 15,618 - 5 log10(D) - 2,5*log10(pv),
resp.
D = 1329(10−Hv/5)/pv1/2.
Z těchto vztahů lze při znalosti (nebo alespoň odhadu) hodnoty albedapv stanovit průměr (rozměr)D zkoumaného tělesa.
