La magnitud aparente ( m ) es una medida del brillo de una estrella u otro objeto astronómico observado desde la Tierra . La magnitud aparente de un objeto depende de su luminosidad intrínseca , su distancia a la Tierra y cualquier extinción de la luz del objeto causada por el polvo interestelar a lo largo de la línea de visión del observador.
La palabra magnitud en astronomía, a menos que se indique lo contrario, generalmente se refiere a la magnitud aparente de un objeto celeste. La escala de magnitud se remonta al antiguo astrónomo Ptolomeo , cuyo catálogo de estrellas enumeraba estrellas desde la primera magnitud (más brillante) hasta la sexta magnitud (más tenue). La escala moderna se definió matemáticamente de manera que coincidiera estrechamente con este sistema histórico.
La escala es logarítmica inversa : cuanto más brillante es un objeto, menor es su número de magnitud . Una diferencia de 1.0 en magnitud corresponde a una relación de brillo de 5 √ 100 , o alrededor de 2.512. Por ejemplo, una estrella de magnitud 2.0 es 2.512 veces más brillante que una estrella de magnitud 3.0, 6.31 veces más brillante que una estrella de magnitud 4.0 y 100 veces más brillante que una de magnitud 7.0.
Los objetos astronómicos más brillantes tienen magnitudes aparentes negativas: por ejemplo, Venus en -4,2 o Sirio en -1,46. Las estrellas más tenues visibles a simple vista en la noche más oscura tienen magnitudes aparentes de aproximadamente +6,5, aunque esto varía según la vista de una persona y según la altitud y las condiciones atmosféricas. [1] Las magnitudes aparentes de los objetos conocidos van desde el Sol a -26,7 hasta los objetos en imágenes profundas del Telescopio Espacial Hubble de alrededor de +30. [2]
La medición de la magnitud aparente se llama fotometría . Las mediciones fotométricas se realizan en las bandas de longitud de onda ultravioleta , visible o infrarroja utilizando filtros de banda de paso estándar pertenecientes a sistemas fotométricos como el sistema UBV o el sistema Strömgren uvbyβ .
La magnitud absoluta es una medida de la luminosidad intrínseca de un objeto celeste en lugar de su brillo aparente y se expresa en la misma escala logarítmica inversa. La magnitud absoluta se define como la magnitud aparente que tendría una estrella u objeto si fuera observado desde una distancia de 10 parsecs (3,1 × 10 14 kilómetros). Cuando se hace referencia simplemente a la "magnitud", normalmente se pretende una magnitud aparente en lugar de una magnitud absoluta.
Historia
Visible para el ojo humano típico [3] | Magnitud aparente | Bright- Ness relativa a Vega | Número de estrellas (distintas del Sol ) más brillantes que la magnitud aparente [4] en el cielo nocturno |
---|---|---|---|
sí | −1,0 | 251% | 1 ( Sirio ) |
0,0 | 100% | 4 | |
1.0 | 40% | 15 | |
2,0 | dieciséis% | 48 | |
3,0 | 6,3% | 171 | |
4.0 | 2,5% | 513 | |
5,0 | 1,0% | 1602 | |
6,0 | 0,4% | 4800 | |
6,5 | 0,25% | 9100 [5] | |
No | 7.0 | 0,16% | 14 000 |
8.0 | 0,063% | 42 000 | |
9,0 | 0,025% | 121 000 | |
10.0 | 0,010% | 340 000 |
La escala utilizada para indicar la magnitud se origina en la práctica helenística de dividir las estrellas visibles a simple vista en seis magnitudes . Se decía que las estrellas más brillantes del cielo nocturno eran de primera magnitud ( m = 1), mientras que las más débiles eran de sexta magnitud ( m = 6), que es el límite de la percepción visual humana (sin la ayuda de un telescopio ). Cada grado de magnitud se consideró dos veces el brillo del siguiente grado (una escala logarítmica ), aunque esa relación era subjetiva ya que no existían fotodetectores . Esta escala bastante burda para el brillo de las estrellas fue popularizada por Ptolomeo en su Almagesto y generalmente se cree que se originó con Hiparco . Esto no se puede probar ni refutar porque se perdió el catálogo de estrellas original de Hiparco. El único texto conservado del propio Hiparco (un comentario a Arato) documenta claramente que no tenía un sistema para describir los brillos con números: siempre usa términos como "grande" o "pequeño", "brillante" o "tenue" o incluso descripciones como "visible en luna llena". [6]
En 1856, Norman Robert Pogson formalizó el sistema definiendo una estrella de primera magnitud como una estrella que es 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud, estableciendo así la escala logarítmica que todavía se usa en la actualidad. Esto implica que una estrella de magnitud m es aproximadamente 2.512 veces más brillante que una estrella de magnitud m + 1 . Esta cifra, la quinta raíz de 100 , se conoció como Razón de Pogson. [7] El punto cero de la escala de Pogson se definió originalmente asignando a Polaris una magnitud de exactamente 2. Los astrónomos descubrieron más tarde que Polaris es ligeramente variable, por lo que cambiaron a Vega como la estrella de referencia estándar, asignando el brillo de Vega como la definición de magnitud cero en cualquier longitud de onda especificada.
Aparte de pequeñas correcciones, el brillo de Vega todavía sirve como la definición de magnitud cero para las longitudes de onda visible e infrarroja cercana , donde su distribución de energía espectral (SED) se aproxima mucho a la de un cuerpo negro para una temperatura de11 000 K . Sin embargo, con el advenimiento de la astronomía infrarroja se reveló que la radiación de Vega incluye un exceso de infrarrojos presumiblemente debido a un disco circunestelar que consiste en polvo a temperaturas cálidas (pero mucho más frío que la superficie de la estrella). A longitudes de onda más cortas (por ejemplo, visibles), hay una emisión insignificante de polvo a estas temperaturas. Sin embargo, para extender adecuadamente la escala de magnitud más en el infrarrojo, esta peculiaridad de Vega no debería afectar la definición de la escala de magnitud. Por lo tanto, la escala de magnitud se extrapoló a todas las longitudes de onda sobre la base de la curva de radiación del cuerpo negro para una superficie estelar ideal en11 000 K no contaminados por radiación circunestelar. Sobre esta base , se puede calcular la irradiancia espectral (normalmente expresada en janskys ) para el punto de magnitud cero, en función de la longitud de onda. [8] Se especifican pequeñas desviaciones entre sistemas que utilizan aparatos de medición desarrollados de forma independiente para que los datos obtenidos por diferentes astrónomos puedan compararse adecuadamente, pero de mayor importancia práctica es la definición de magnitud no en una sola longitud de onda sino que se aplica a la respuesta de filtros espectrales estándar. utilizado en fotometría en varias bandas de longitud de onda.
Telescopio abertura (mm) | Magnitud limitante |
---|---|
35 | 11,3 |
60 | 12,3 |
102 | 13,3 |
152 | 14,1 |
203 | 14,7 |
305 | 15,4 |
406 | 15,7 |
508 | 16,4 |
Con los sistemas de magnitud modernos, el brillo en un rango muy amplio se especifica de acuerdo con la definición logarítmica que se detalla a continuación, utilizando esta referencia cero. En la práctica, tales magnitudes aparentes no superan los 30 (para mediciones detectables). El brillo de Vega es superado por cuatro estrellas en el cielo nocturno en longitudes de onda visibles (y más en longitudes de onda infrarrojas), así como los planetas brillantes Venus, Marte y Júpiter, y estos deben describirse mediante magnitudes negativas . Por ejemplo, Sirio , la estrella más brillante de la esfera celeste , tiene una magnitud de -1,4 en el visible. Las magnitudes negativas para otros objetos astronómicos muy brillantes se pueden encontrar en la siguiente tabla .
Los astrónomos han desarrollado otros sistemas fotométricos de punto cero como alternativas al sistema Vega. El más utilizado es el sistema de magnitud AB , [10] en el que los puntos cero fotométricos se basan en un espectro de referencia hipotético que tiene un flujo constante por intervalo de frecuencia unitario , en lugar de utilizar un espectro estelar o una curva de cuerpo negro como referencia. El punto cero de la magnitud AB se define de manera que las magnitudes basadas en AB y Vega de un objeto sean aproximadamente iguales en la banda de filtro V.
Medición
La medición precisa de la magnitud (fotometría) requiere la calibración del aparato de detección fotográfica o (normalmente) electrónica. Esto generalmente implica la observación contemporánea, en condiciones idénticas, de estrellas estándar cuya magnitud utilizando ese filtro espectral se conoce con precisión. Además, como la cantidad de luz que realmente recibe un telescopio se reduce debido a la transmisión a través de la atmósfera terrestre , se deben tener en cuenta las masas de aire del objetivo y las estrellas de calibración. Normalmente, se observarían algunas estrellas diferentes de magnitud conocida que son suficientemente similares. Se favorecen las estrellas calibradoras cercanas en el cielo al objetivo (para evitar grandes diferencias en las trayectorias atmosféricas). Si esas estrellas tienen ángulos cenitales ( altitudes ) algo diferentes, entonces se puede derivar un factor de corrección en función de la masa de aire y aplicarlo a la masa de aire en la posición del objetivo. Dicha calibración obtiene los brillos que se observarían desde arriba de la atmósfera, donde se define la magnitud aparente.
Cálculos
Cuanto más tenue aparece un objeto, mayor es el valor numérico dado a su magnitud, con una diferencia de 5 magnitudes correspondientes a un factor de brillo de exactamente 100. Por tanto, la magnitud m , en la banda espectral x , estaría dada por
que se expresa más comúnmente en términos de logaritmos comunes (base-10) como
donde F x es la densidad de flujo observada usando el filtro espectral x , y F x , 0 es el flujo de referencia (punto cero) para ese filtro fotométrico . Dado que un aumento de 5 magnitudes corresponde a una disminución del brillo en un factor de exactamente 100, cada aumento de magnitud implica una disminución del brillo en el factor(Razón de Pogson). Al invertir la fórmula anterior, una diferencia de magnitud m 1 - m 2 = Δ m implica un factor de brillo de
Ejemplo: sol y luna
¿Cuál es la relación de brillo entre el Sol y la Luna llena ?
La magnitud aparente del Sol es −26,74 [11] (más brillante) y la magnitud media de la luna llena es −12,74 [12] (más tenue).
Diferencia de magnitud:
Factor de brillo:
El sol aparece sobre 400 000 veces más brillante que la luna llena.
Suma de magnitud
A veces, uno puede desear agregar brillo. Por ejemplo, la fotometría en estrellas dobles muy separadas solo puede producir una medición de su salida de luz combinada. ¿Cómo calcularíamos la magnitud combinada de esa estrella doble conociendo solo las magnitudes de los componentes individuales? Esto se puede hacer sumando los brillos (en unidades lineales) correspondientes a cada magnitud. [13]
Resolviendo para rendimientos
donde m f es la magnitud resultante después de sumar los brillos referidos por m 1 y m 2 .
Magnitud bolométrica aparente
Si bien la magnitud generalmente se refiere a una medición en una banda de filtro particular correspondiente a algún rango de longitudes de onda, la magnitud bolométrica aparente o absoluta (m bol ) es una medida del brillo aparente o absoluto de un objeto integrado en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético (también conocido como irradiancia o potencia del objeto , respectivamente). El punto cero de la escala de magnitud bolométrica aparente se basa en la definición de que una magnitud bolométrica aparente de magnitud 0 es equivalente a una irradiancia recibida de 2.518 × 10 −8 vatios por metro cuadrado (W · m −2 ). [14]
Magnitud absoluta
Mientras que la magnitud aparente es una medida del brillo de un objeto visto por un observador en particular, la magnitud absoluta es una medida del brillo intrínseco de un objeto. El flujo disminuye con la distancia de acuerdo con una ley del cuadrado inverso , por lo que la magnitud aparente de una estrella depende tanto de su brillo absoluto como de su distancia (y de cualquier extinción). Por ejemplo, una estrella a una distancia tendrá la misma magnitud aparente que una estrella cuatro veces más brillante al doble de esa distancia. Por el contrario, el brillo intrínseco de un objeto astronómico, no depende de la distancia del observador ni de ninguna extinción .
La magnitud absoluta M , de una estrella u objeto astronómico se define como la magnitud aparente que tendría visto desde una distancia de 10 parsecs (33 ly ). La magnitud absoluta del Sol es 4.83 en la banda V (visual), 4.68 en la banda G del satélite Gaia (verde) y 5.48 en la banda B (azul). [15] [16] [17]
En el caso de un planeta o asteroide, la magnitud absoluta H significa más bien la magnitud aparente que tendría si estuviera a 1 unidad astronómica (150.000.000 km) tanto del observador como del Sol, y completamente iluminado en máxima oposición (una configuración que es sólo teóricamente alcanzable, con el observador situado en la superficie del Sol). [18]
Valores de referencia estándar
Banda | λ (μm) | Δ λ/λ ( FWHM ) | Flujo en m = 0 , F x , 0 | |
---|---|---|---|---|
Jy | 10 −20 ergio / (s · cm 2 · Hz) | |||
U | 0,36 | 0,15 | 1810 | 1,81 |
B | 0,44 | 0,22 | 4260 | 4.26 |
V | 0,55 | 0,16 | 3640 | 3,64 |
R | 0,64 | 0,23 | 3080 | 3,08 |
I | 0,79 | 0,19 | 2550 | 2,55 |
J | 1,26 | 0,16 | 1600 | 1,60 |
H | 1,60 | 0,23 | 1080 | 1.08 |
K | 2.22 | 0,23 | 670 | 0,67 |
L | 3,50 | |||
gramo | 0,52 | 0,14 | 3730 | 3,73 |
r | 0,67 | 0,14 | 4490 | 4,49 |
I | 0,79 | 0,16 | 4760 | 4,76 |
z | 0,91 | 0,13 | 4810 | 4.81 |
La escala de magnitud es una escala logarítmica inversa. Un error común es que la naturaleza logarítmica de la escala se debe a que el ojo humano en sí tiene una respuesta logarítmica. En la época de Pogson se pensaba que esto era cierto (ver la ley de Weber-Fechner ), pero ahora se cree que la respuesta es una ley de potencia (ver la ley de potencia de Stevens ). [20]
La magnitud se complica por el hecho de que la luz no es monocromática . La sensibilidad de un detector de luz varía según la longitud de onda de la luz, y la forma en que varía depende del tipo de detector de luz. Por esta razón, es necesario especificar cómo se mide la magnitud para que el valor sea significativo. Para ello se utiliza ampliamente el sistema UBV , en el que la magnitud se mide en tres bandas de longitudes de onda diferentes: U (centrada a unos 350 nm, en el ultravioleta cercano ), B (unos 435 nm, en la región azul) y V ( aproximadamente 555 nm, en el medio del rango visual humano a la luz del día). La banda V se eligió con fines espectrales y da magnitudes que se corresponden estrechamente con las vistas por el ojo humano. Cuando se discute una magnitud aparente sin más calificaciones, generalmente se entiende la magnitud V. [ cita requerida ]
Debido a que las estrellas más frías, como las gigantes rojas y las enanas rojas , emiten poca energía en las regiones azul y ultravioleta del espectro, su poder a menudo está subrepresentado por la escala UBV. De hecho, algunas estrellas de clase L y T tienen una magnitud estimada de más de 100, porque emiten muy poca luz visible, pero son más fuertes en infrarrojos . [ cita requerida ]
Las medidas de magnitud necesitan un tratamiento cauteloso y es extremadamente importante medir como con igual. En películas fotográficas ortocromáticas (sensibles al azul) de principios del siglo XX y más antiguas , los brillos relativos de la supergigante azul Rigel y la estrella variable irregular de la supergigante roja Betelgeuse (al máximo) se invierten en comparación con lo que perciben los ojos humanos, porque esta película arcaica es más sensible a la luz azul que a la luz roja. Las magnitudes obtenidas con este método se conocen como magnitudes fotográficas y ahora se consideran obsoletas. [ cita requerida ]
Para los objetos dentro de la Vía Láctea con una magnitud absoluta dada, se agrega 5 a la magnitud aparente por cada aumento de diez veces en la distancia al objeto. Para objetos a distancias muy grandes (mucho más allá de la Vía Láctea), esta relación debe ajustarse para corrimientos al rojo y para medidas de distancia no euclidianas debido a la relatividad general . [21] [22]
Para los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar, la magnitud aparente se deriva de su curva de fase y las distancias al Sol y al observador. [ cita requerida ]
Lista de magnitudes aparentes
Magnitud aparente (V) | Objeto | Visto desde... | Notas |
---|---|---|---|
−67,57 | ráfaga de rayos gamma GRB 080319B | visto desde 1 AU de distancia | |
−41,39 | estrella Cygnus OB2-12 | visto desde 1 AU de distancia | |
−40,67 | estrella M33-013406.63 | visto desde 1 AU de distancia | |
–40,17 | estrella Eta Carinae A | visto desde 1 AU de distancia | |
−40,07 | estrella Zeta 1 Scorpii | visto desde 1 AU de distancia | |
−39,66 | estrella R136a1 | visto desde 1 AU de distancia | |
–39,47 | estrella P Cygni | visto desde 1 AU de distancia | |
−38,00 | estrella Rigel | visto desde 1 AU de distancia | Sería visto como un gran disco azulado muy brillante de 35 ° de diámetro aparente. |
−30,30 | estrella Sirius A | visto desde 1 AU de distancia | |
−29,30 | estrella sol | visto desde Mercurio en el perihelio | |
−27,40 | estrella sol | visto desde Venus en el perihelio | |
−26,74 | estrella sol | visto desde la Tierra [11] | Aproximadamente 400.000 veces más brillante que la media luna llena |
−25,60 | estrella sol | visto desde Marte en el afelio | |
−25,00 | Brillo mínimo que provoca el típico dolor leve al mirar al ojo | ||
−23,00 | estrella sol | visto desde Júpiter en el afelio | |
−21,70 | estrella sol | visto desde Saturno en el afelio | |
−20,20 | estrella sol | visto desde Urano en el afelio | |
−19,30 | estrella sol | visto desde Neptuno | |
−18,20 | estrella sol | visto desde Plutón en el afelio | |
−16,70 | estrella sol | visto desde Eris en el afelio | |
−14,20 | Un nivel de iluminación de 1 lux [23] [24] | ||
−12,90 | Luna llena | visto desde la Tierra en el perihelio | brillo máximo del perigeo + perihelio + luna llena (el valor medio de la distancia es -12,74, [12] aunque los valores son aproximadamente 0,18 de magnitud más brillantes cuando se incluye el efecto de oposición ) |
−12,40 | Betelgeuse | visto desde la Tierra cuando se convierte en supernova [25] | |
−11,20 | estrella sol | visto desde Sedna en el afelio | |
−10,00 | Cometa Ikeya – Seki (1965) | visto desde la tierra | que fue el Kreutz Sungrazer más brillante de los tiempos modernos [26] |
−9,50 | Destello de iridio (satélite) | visto desde la tierra | brillo máximo |
−7,50 | supernova de 1006 | visto desde la tierra | el evento estelar más brillante de la historia registrada (7200 años luz de distancia) [27] |
−6,50 | La magnitud total integrada del cielo nocturno. | visto desde la tierra | |
−6,00 | Cangrejo Supernova de 1054 | visto desde la tierra | (6500 años luz de distancia) [28] |
−5,90 | Estación Espacial Internacional | visto desde la tierra | cuando la EEI está en su perigeo y completamente iluminada por el sol [29] |
−4,92 | planeta Venus | visto desde la tierra | brillo máximo [30] cuando se ilumina como una media luna |
−4,14 | planeta Venus | visto desde la tierra | brillo medio [30] |
−4 | Objetos más débiles observables durante el día a simple vista cuando el sol está alto | ||
−3,99 | estrella Epsilon Canis Majoris | visto desde la tierra | brillo máximo de hace 4,7 millones de años, la estrella histórica más brillante de los últimos cinco millones de años y los próximos |
−2,98 | planeta Venus | visto desde la tierra | brillo mínimo cuando está en el lado opuesto del Sol [30] |
−2,94 | planeta Júpiter | visto desde la tierra | brillo máximo [30] |
−2,94 | planeta Marte | visto desde la tierra | brillo máximo [30] |
−2,5 | Objetos más tenues visibles durante el día a simple vista cuando el sol está a menos de 10 ° sobre el horizonte | ||
−2,50 | Luna nueva | visto desde la tierra | brillo mínimo |
−2,48 | planeta Mercurio | visto desde la tierra | brillo máximo en conjunción superior (a diferencia de Venus, Mercurio es más brillante cuando está en el lado lejano del Sol, la razón son sus diferentes curvas de fase) [30] |
−2,20 | planeta Júpiter | visto desde la tierra | brillo medio [30] |
−1,66 | planeta Júpiter | visto desde la tierra | brillo mínimo [30] |
−1,47 | sistema estelar Sirio | visto desde la tierra | La estrella más brillante excepto el Sol en longitudes de onda visibles [31] |
−0,83 | estrella Eta Carinae | visto desde la tierra | brillo aparente como un impostor de supernova en abril de 1843 |
−0,72 | estrella Canopus | visto desde la tierra | Segunda estrella más brillante del cielo nocturno [32] |
−0,55 | planeta Saturno | visto desde la tierra | brillo máximo cerca de la oposición y el perihelio cuando los anillos están en ángulo hacia la Tierra [30] |
−0,3 | Cometa Halley | visto desde la tierra | Magnitud aparente esperada en el paso de 2061 |
−0,27 | sistema estelar Alpha Centauri AB | visto desde la tierra | Magnitud combinada (tercera estrella más brillante en el cielo nocturno) |
−0,04 | estrella Arcturus | visto desde la tierra | 4ª estrella más brillante a simple vista [33] |
−0,01 | estrella Alpha Centauri A | visto desde la tierra | La cuarta estrella individual más brillante visible telescópicamente en el cielo nocturno |
+0.03 | estrella Vega | visto desde la tierra | que se eligió originalmente como definición del punto cero [34] |
+0,23 | planeta Mercurio | visto desde la tierra | brillo medio [30] |
+0,50 | estrella sol | visto desde Alpha Centauri | |
+0,46 | planeta Saturno | visto desde la tierra | brillo medio [30] |
+0.71 | planeta Marte | visto desde la tierra | brillo medio [30] |
+1,17 | planeta Saturno | visto desde la tierra | brillo mínimo [30] |
+1,86 | planeta Marte | visto desde la tierra | brillo mínimo [30] |
+1,98 | estrella Polaris | visto desde la tierra | brillo medio [35] |
+3.03 | supernova SN 1987A | visto desde la tierra | en la Gran Nube de Magallanes (160.000 años luz de distancia) |
+3 hasta +4 | Estrellas más tenues visibles en un barrio urbano a simple vista | ||
+3.44 | Galaxia de Andromeda | visto desde la tierra | M31 [36] |
+4 | Nebula de Orión | visto desde la tierra | M42 |
+4,38 | luna ganimedes | visto desde la tierra | brillo máximo [37] (luna de Júpiter y la luna más grande del Sistema Solar) |
+4,50 | cúmulo abierto M41 | visto desde la tierra | un cúmulo abierto que pudo haber sido visto por Aristóteles [38] |
+4,5 | Galaxia esferoidal enana de Sagitario | visto desde la tierra | |
+5,20 | asteroide Vesta | visto desde la tierra | brillo máximo |
+5,38 [39] | planeta Urano | visto desde la tierra | brillo máximo [30] |
+5,68 | planeta Urano | visto desde la tierra | brillo medio [30] |
+5,72 | galaxia espiral M33 | visto desde la tierra | que se utiliza como prueba para ver a simple vista bajo cielos oscuros [40] [41] |
+5,8 | ráfaga de rayos gamma GRB 080319B | visto desde la tierra | Magnitud visual máxima (el "Evento Clarke") visto en la Tierra el 19 de marzo de 2008 desde una distancia de 7.500 millones de años luz. |
+6.03 | planeta Urano | visto desde la tierra | brillo mínimo [30] |
+6,49 | asteroide Pallas | visto desde la tierra | brillo máximo |
+6,5 | Límite aproximado de estrellas observadas por una media de observador a simple vista bajo muy buenas condiciones. Hay alrededor de 9.500 estrellas visibles con una magnitud de 6.5. [3] | ||
+6,64 | planeta enano Ceres | visto desde la tierra | brillo máximo |
+6,75 | asteroide Iris | visto desde la tierra | brillo máximo |
+6,90 | galaxia espiral M81 | visto desde la tierra | Este es un objetivo extremo a simple vista que lleva la vista humana y la escala de Bortle al límite [42]. |
+7,25 | planeta Mercurio | visto desde la tierra | brillo mínimo [30] |
+7,67 [43] | planeta neptuno | visto desde la tierra | brillo máximo [30] |
+7,78 | planeta neptuno | visto desde la tierra | brillo medio [30] |
+8,00 | planeta neptuno | visto desde la tierra | brillo mínimo [30] |
+8 | Límite extremo a simple vista, Clase 1 en la escala de Bortle , los cielos más oscuros disponibles en la Tierra, Hay alrededor de 20.000 estrellas visibles al desnudo [44] | ||
+8,10 | luna titán | visto desde la tierra | brillo máximo; luna más grande de Saturno; [45] [46] magnitud media de oposición 8,4 [47] |
+8,29 | estrella UY Scuti | visto desde la tierra | Brillo máximo; una de las estrellas más grandes conocidas por radio |
+8,94 | asteroide 10 Hygiea | visto desde la tierra | brillo máximo [48] |
+9,50 | Objetos más tenues visibles con binoculares comunes de 7 × 50 en condiciones típicas [49] | ||
+10,20 | luna japeto | visto desde la tierra | brillo máximo, [46] más brillante cuando está al oeste de Saturno y tarda 40 días en cambiar de lado |
+11.05 | estrella Proxima Centauri | visto desde la tierra | 2da estrella más cercana |
+11,8 | luna fobos | visto desde la tierra | Brillo máximo; la luna más brillante de Marte |
+12.23 | estrella R136a1 | visto desde la tierra | La estrella más luminosa y masiva conocida [50] |
+12,89 | luna Deimos | visto desde la tierra | Brillo máximo |
+12,91 | cuásar 3C 273 | visto desde la tierra | más brillante ( distancia de luminosidad de 2.400 millones de años luz ) |
+13,42 | luna Triton | visto desde la tierra | Brillo máximo [47] |
+13,65 | planeta enano Plutón | visto desde la tierra | brillo máximo, [51] 725 veces más débil que los cielos de magnitud 6.5 a simple vista |
+13,9 | luna titania | visto desde la tierra | Brillo máximo; la luna más brillante de Urano |
+14.1 | estrella WR 102 | visto desde la tierra | La estrella más caliente conocida |
+15,4 | centauro Quirón | visto desde la tierra | brillo máximo [52] |
+15.55 | luna caronte | visto desde la tierra | brillo máximo (la luna más grande de Plutón) |
+16.8 | planeta enano Makemake | visto desde la tierra | Brillo de oposición actual [53] |
+17.27 | planeta enano Haumea | visto desde la tierra | Brillo de oposición actual [54] |
+18,7 | planeta enano Eris | visto desde la tierra | Brillo de oposición actual |
+19,5 | Objetos más débiles observables con el telescopio Catalina Sky Survey de 0,7 metros con una exposición de 30 segundos [55] y también la magnitud límite aproximada del sistema de última alerta de impacto terrestre de asteroides (ATLAS) | ||
+20,7 | luna Callirrhoe | visto desde la tierra | (pequeño satélite de Júpiter de ≈8 km) [47] |
+22 | Objetos más débiles observables en luz visible con un telescopio Ritchey-Chrétien de 600 mm (24 ″) con 30 minutos de imágenes apiladas (6 subtramas de 5 minutos cada una) utilizando un detector CCD [56] | ||
+22,8 | Luhman 16 | visto desde la tierra | Las enanas marrones más cercanas (Luhman 16A = 23.25, Luhman 16B = 24.07) [57] |
+22.91 | luna hidra | visto desde la tierra | brillo máximo de la luna de Plutón |
+23,38 | luna Nix | visto desde la tierra | brillo máximo de la luna de Plutón |
+24 | Objetos más débiles observables con el telescopio Pan-STARRS de 1.8 metros usando una exposición de 60 segundos [58] Esta es actualmente la magnitud límite de los levantamientos astronómicos automatizados de Allsky . | ||
+25.0 | luna Fenrir | visto desde la tierra | (pequeño satélite de Saturno de ≈4 km) [59] |
+25,3 | Objeto transneptuniano 2018 AG 37 | visto desde la tierra | Objeto observable más lejano conocido en el Sistema Solar a unas 132 UA (19,7 mil millones de km) del Sol |
+26,2 | Objeto transneptuniano 2015 TH 367 | visto desde la tierra | Objeto de 200 km de tamaño a unas 90 UA (13 mil millones de km) del Sol y aproximadamente 75 millones de veces más débil de lo que se puede ver a simple vista. |
+27,7 | Objetos más débiles observables con un solo telescopio terrestre de clase de 8 metros, como el Telescopio Subaru, en una imagen de 10 horas [60] | ||
+28,2 | cometa Halley | visto desde la Tierra (2003) | en 2003, cuando se encontraba a 28 AU (4,2 mil millones de km) del Sol, fotografiado utilizando 3 de 4 osciloscopios individuales sincronizados en el conjunto del Very Large Telescope de ESO utilizando un tiempo de exposición total de aproximadamente 9 horas [61] |
+28,4 | asteroide 2003 BH 91 | visto desde la órbita terrestre | Magnitud observada de un objeto del cinturón de Kuiper de ≈15 kilómetros Visto por el Telescopio Espacial Hubble (HST) en 2003, el asteroide observado directamente más tenue conocido. |
+31,5 | Objetos más débiles observables en luz visible con el Telescopio Espacial Hubble a través del EXtreme Deep Field con ~ 23 días de tiempo de exposición recolectados durante 10 años [62] | ||
+34 | Objetos más débiles observables en luz visible con el telescopio espacial James Webb [63] | ||
+35 | asteroide sin nombre | visto desde la órbita terrestre | magnitud esperada del asteroide más tenue conocido, un objeto del cinturón de Kuiper de 950 metros descubierto por el HST que pasó frente a una estrella en 2009. [64] |
+35 | estrella LBV 1806-20 | visto desde la tierra | una estrella variable azul luminosa, magnitud esperada en longitudes de onda visibles debido a la extinción interestelar |
Algunas de las magnitudes enumeradas son aproximadas. La sensibilidad del telescopio depende del tiempo de observación, el paso de banda óptico y la interferencia de la luz de la dispersión y el resplandor del aire .
Ver también
- Módulo de distancia
- Lista de estrellas brillantes más cercanas
- Lista de estrellas más cercanas
- Luminosidad en astronomía
- Brillo de superficie
Referencias
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enlaces externos
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