Magnitud absoluta
La magnitud absoluta ( M ) es una medida de la luminosidad de un objeto celeste , en una escala de magnitud astronómica logarítmica inversa . La magnitud absoluta de un objeto se define como igual a la magnitud aparente que tendría el objeto si fuera visto desde una distancia de exactamente 10 parsecs (32,6 años luz ), sin extinción (o atenuación) de su luz debido a la absorción por rayos interestelares . materia y polvo cósmico. Al colocar hipotéticamente todos los objetos a una distancia de referencia estándar del observador, sus luminosidades se pueden comparar directamente entre sí en una escala de magnitud.
Al igual que con todas las magnitudes astronómicas , la magnitud absoluta se puede especificar para diferentes rangos de longitud de onda correspondientes a bandas de filtro o bandas de paso específicas ; para las estrellas, una magnitud absoluta comúnmente citada es la magnitud visual absoluta , que utiliza la banda visual (V) del espectro (en el sistema fotométrico UBV ). Las magnitudes absolutas se denotan con una M mayúscula, con un subíndice que representa la banda de filtro utilizada para la medición, como M V para la magnitud absoluta en la banda V.
Cuanto más luminoso es un objeto, menor es el valor numérico de su magnitud absoluta. Una diferencia de 5 magnitudes entre las magnitudes absolutas de dos objetos corresponde a una relación de 100 en sus luminosidades, y una diferencia de n magnitudes en la magnitud absoluta corresponde a una relación de luminosidad de 100 n/5 . Por ejemplo, una estrella de magnitud absoluta M V = 3,0 sería 100 veces más luminosa que una estrella de magnitud absoluta M V = 8,0 medida en la banda del filtro V. El Sol tiene magnitud absoluta M V = +4.83. [1] Los objetos muy luminosos pueden tener magnitudes absolutas negativas: por ejemplo, la Vía Láctea tiene una magnitud B absolutade aproximadamente −20,8. [2]
La magnitud bolométrica absoluta de un objeto (M bol ) representa su luminosidad total en todas las longitudes de onda , en lugar de en una sola banda de filtro, como se expresa en una escala de magnitud logarítmica. Para convertir una magnitud absoluta en una banda de filtro específica a una magnitud bolométrica absoluta, se aplica una corrección bolométrica (BC). [3]
Para los cuerpos del Sistema Solar que brillan con luz reflejada, se utiliza una definición diferente de magnitud absoluta (H), basada en una distancia de referencia estándar de una unidad astronómica .
En astronomía estelar y galáctica, la distancia estándar es de 10 parsecs (alrededor de 32,616 años luz, 308,57 petámetros o 308,57 billones de kilómetros). Una estrella a 10 parsecs tiene una paralaje de 0,1″ (100 milisegundos de arco ). Galaxias (y otros objetos extendidos) son mucho más grandes que 10 parsecs, su luz se irradia sobre una porción extendida del cielo y su brillo general no se puede observar directamente desde distancias relativamente cortas, pero se usa la misma convención. La magnitud de una galaxia se define midiendo toda la luz radiada sobre todo el objeto, tratando ese brillo integrado como el brillo de una sola fuente puntual o estelar, y calculando la magnitud de esa fuente puntual como aparecería si observado a la distancia estándar de 10 parsecs. En consecuencia, la magnitud absoluta de cualquier objeto es igual a la magnitud aparente que tendría si estuviera a 10 parsecs de distancia.
