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In astronomia, la magnitudine assoluta (M, detta anche luminosità assoluta) è la magnitudine apparente (m) che un oggetto avrebbe se si trovasse ad una distanza di 10 parsec (32,616 anni luce), o 3×1014 chilometri dall'osservatore. Più semplicemente, è una misura della luminosità intrinseca di un oggetto, senza tener conto delle condizioni in cui si trova l'osservatore.
Nel definire la magnitudine assoluta, è necessario specificare il tipo di radiazione elettromagnetica che viene misurata. Se ci si riferisce al totale dell'energia emessa, il termine corretto è magnitudine bolometrica. Più un oggetto appare debole (alla distanza di 10 parsec), più la sua magnitudine assoluta è alta. Più è bassa la sua magnitudine assoluta, più luminoso è l'oggetto. Un'equazione matematica lega la magnitudine apparente con la magnitudine assoluta, usando la parallasse. Il diagramma H-R lega la magnitudine assoluta con la luminosità, la classificazione stellare, e la temperatura superficiale.
Molte stelle visibili ad occhio nudo hanno magnitudini assolute che sarebbero capaci di formare ombre da una distanza di 10 parsec: Rigel (-6,7), Deneb (-8,5), Naos (-7,3), e Betelgeuse (-5,6). Per confronto, Sirio ha una magnitudine assoluta di 1,4 e il Sole ha una magnitudine assoluta di circa 4,5. Le magnitudini assolute delle stelle in genere sono comprese tra -10 e +17.
Confrontando invece con le magnitudini apparenti (cioè quello che si vede osservando il cielo notturno), Sirio è -1,4. Venere arriva a -4.3 al suo massimo e la Luna piena è -12. L'ultimo oggetto con una magnitudine comparabile alla magnitudine assoluta delle stelle nominate più sopra fu visibile come una supernova circa mille anni fa; il suo resto è la nebulosa del Granchio, M1. Gli astronomi cinesi riferirono di poter leggere usando la sua luce, di vedere ombre causate da essa e di poterla osservare durante il giorno.
Conosciuta la magnitudine apparente (m) è possibile calcolare la magnitudine assoluta (M) con la formula:
dove 
è la distanza dell'oggetto espressa in parsec.
Numerose stelle hanno una magnitudine variabile nel tempo. In alcune di queste le variazioni dipendono dalla loro magnitudine assoluta, e sono quindi estremamente utili per il calcolo delle distanze: osservando il periodo di luminosità, se ne ricava la magnitudine assoluta, e confrontandola con quella apparente si può calcolarne immediatamente la distanza. Tra questi tipi di stelle, le più importanti sono le Cefeidi (così chiamate perché la prima stella di questo tipo fu scoperta nella costellazione di Cefeo.
Per comete e asteroidi si usa una differente definizione di magnitudine assoluta, perché quella descritta sopra sarebbe così bassa da essere ben poco utile. Per questi oggetti, la magnitudine assoluta (H) è la magnitudine apparente che l'oggetto avrebbe se si trovasse ad un'Unità Astronomica sia dal Sole che dalla Terra, con un angolo di fase di zero gradi (insomma osservandolo dal centro del Sole). Questo è fisicamente impossibile, ma è conveniente dal punto di vista del calcolo.
Per una meteora, la distanza standard è un'altezza di 100 km allo zenit dell'osservatore.
Per una descrizione più dettagliata delle caratteristiche e dei problemi della misura della magnitudine vedi la voce sulla magnitudine apparente.
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