Tähesuuruse skaala
2500 aasta eest jagas Vana-Kreeka astronoom Hipparchos nähtavad tähed heleduse järgi kuude klassi. Ta nimetas kõige heledamad esimese tähesuurusega tähtedeks ning need, mida veel vaevalt võis palja silmaga eristada, olid kuuenda tähesuurusega. Üllataval kombel on ka kaks ja pool tuhat aastat hiljem Hipparchose skaala astronoomide seas ulatuslikult kasutusel, kuigi seda on mõistagi tugevasti uuendatud ja täpsustatud.
Tähesuuruse skaala liigub oletatule vastupidiselt: heledamate tähtede tähesuurus on väiksem kui tuhmimatel.
Tänapäevane tähesuuruse skaala kujutab endast tähtedelt meieni jõudva valguse voo ehk valgsuse kvantitatiivse mõõtmise tulemust, mille puhul kasutatakse logaritmilist skaleerimist:
m = m0 - 2.5 log (F / F0)
Kui sa matemaatikat just väga hästi ei mõista, siis tähendab see, et mingi tähe tähesuurus (m) erineb standardtähesuurusest (m0), kui viimasest lahutada 2,5-ga korrutatud valgustatuse logaritm. Tegur 2,5 x log tähendab, et kui valgsus on näiteks sada, on tähesuuruse erinevus 5. Seega on 6. tähesuuruse täht 100 korda tuhmim kui 1. tähesuuruse täht. Põhjus, miks Hipparchose ääretult lihtne klassifikatsioon väljendub suhteliselt keerulise matemaatika kujul, peitub selles, et inimsilm reageerib valgusele logaritmiliselt.
Praegu kasutatakse mitut tähesuuruse skaalat, millel igaühel on oma funktsioon. Kõige levinum on näiva tähesuuruse skaala, mis mõõdabki just seda, kui heledana tähed (ja muud taevakehad) inimsilmale paistavad. Selle skaala kohaselt on tähe Veega tähesuurus 0,0 ning ülejäänud taevakehade tähesuurus arvutatakse välja ülaltoodud valemit kasutades, mõõtes iga valgusvoogu Veega omaga.
Kuid tähti on raske võrrelda pelgalt näivat heledust kasutades. Võib näiteks ette kujutada kaht tähte, mille näiv tähesuurus on ühesugune ja mis seega paistavad olevat ühevõrra heledad. See aga ei ütle midagi selle kohta, kas ka nende loomupärane heledus on ühesugune, sest üks täht võib ju tegelikult olla heledam, aga asuda palju kaugemal. Kui me teame tähe kaugust (vaata artiklit Parallaks), võime ka seda arvesse võtta ning määrata absoluutse tähesuuruse, mis peegeldab taevakehade tõelist heledust. Absoluutset tähesuurust defineeritakse näiva tähesuurusena, mis tähel oleks, kui seda jälgida 10 parseki kauguselt (1 parsek on 3,26 valgusaastat ehk 3,1 x 1018 cm). Absoluutset tähesuurust (M) võib määrata näiva tähesuuruse (m) ja parsekites antud kauguse (d) põhjal, kui kasutada valemit (milles M=m, kui d=10):
M = m + 5 - 5 x log(d) (arvesta, et M=m, kui d=10)
Tänapäevane tähesuuruse skaala ei tugine enam inimsilma kogemusele, vaid fotoaparaadile ja astrofotomeetriale. Teleskoobi abil võime näha märksa tuhmimaid taevakehasid, kui seda suutis Hipparchos oma teraste silmadega, nii et tähesuuruse skaalat saab hõlpsasti laiendada kaugemale kui 6. tähesuurus. Hubble'i kosmoseteleskoop võib näha isegi 30. tähesuuruse taevakehi, mis on triljon korda tuhmimad kui Veega!
Lõppmärkus: tähesuurust mõõdetakse tavaliselt läbi mingi värvifiltri, mida siis märgitakse vastava allindeksiga ( mV on tähesuurus läbi visuaalse filtri, mis on roheline; mB on tähesuurus läbi sinise (inglise keeles "blue") filtri; mpg fotograafiline tähesuurus ).