Hyvällä visuaalisella havaitsijalla keskimääräinen virhe tähdenlennon kirkkauden arvioimisessa on noin 0,4 magnitudia silloin, kun meteori näkyy havaitsijan näkökentän keskellä. Virhe luonnollisesti suurenee jos meteori näkyy havaitsijan näkökentän reunalla. Tällöin virheeksi on arvioitu noin 0,6 magnitudia. Tavallisesti keskimääräisenä virheenä käytetään 0,5 magnitudia. Sen vuoksi kirkkaudet merkitään havaintoihin tasamagnitudeihin pyöristettyinä.

Varsinkin aloittelevilla havaitsijoilla esiintyy systemaattista virhettä, jolloin tähdenlennon kirkkaus arvioidaan jatkuvasti esimerkiksi pari magnitudia liian kirkkaaksi. Tällainen virhe tulee tavallisesti esille, kun verrataan useiden havaitsijoiden kirkkausjakautumia ja tämä systemaattinen virhe voidaan vielä korjata.

Kirkkauden arvioimisessa käytetään tavallisesti vertailutähtiä, joiden magnitudi tiedetään. On vain muistettava, että esimerkiksi lähes zeniitissä sijaitsevaa tähteä ei pidä käyttää vertailutähtenä, jos meteori näkyy vaikkapa 25° korkeudella horisontista (65° zeniitistä). Ilmakehän absorption vuoksi todellisuudessa +1 magnitudin meteori arvioitaisiin +3 magnitudiseksi. Vastaavasti 40° korkeudella olevan vertailutähden kanssa yhtä kirkas zeniitissä havaittu meteori on ekstinktio-korjattuna yhden magnitudin verran tähteä himmeämpi. Vertailutähden tulisi olla suunnilleen yhtä korkealla horisontista havaittavan meteorin kanssa ilmakehän vaimennuksen eliminoimiseksi, joka on horisontin tasalla suurin, jolloin valo joutuu kulkemaan ilmakehässä pisimmän matkan. Nyrkkisääntönä vaimennukselle 1 magnitudi 40° korkeudella ja 2 magnitudia 20° korkeudella horisontista.

Meteorin absoluuttisella kirkkaudella tarkoitetaan zeniitissä näkyvän, havaitsijasta 100 kilometrin etäisyydellä olevan meteorin kirkkautta. Seuraava kaava (kaava 1) kuvaa meteorin kirkkauden muutosta, kun h = meteorin korkeus horisontista ja Z = 90 – h = etäisyys zeniitistä:

Δm = 2,5 log ( 1 / cos² Z ) = −5 log sin h

Kaava 1. Meteorin kirkkauden muutos.