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Para otros usos, consulte Magnitud (desambiguación) .
Cielo nocturno con un destello de satélite muy brillante.
Campo ultraprofundo del Hubble part.jpg CometBorrelly1002.jpg
  • Arriba: Fuentes de luz de diferentes magnitudes. Se puede ver una llamarada de satélite muy brillante en el cielo nocturno.
  • Abajo: El campo ultraprofundo del Hubble detectó objetos tan débiles como de magnitud 30 (izquierda) . Cometa Borrelly , los colores muestran su brillo en el rango de tres órdenes de magnitud (derecha) .

En astronomía , la magnitud es una medida sin unidades del brillo de un objeto en una banda de paso definida , a menudo en el espectro visible o infrarrojo , pero a veces en todas las longitudes de onda. Hiparco introdujo en la antigüedad una determinación imprecisa pero sistemática de la magnitud de los objetos .

La escala es logarítmica y está definida de modo que cada paso de una magnitud cambia el brillo por un factor de la quinta raíz de 100, o aproximadamente 2,512. Por ejemplo, una estrella de magnitud 1 es exactamente 100 veces más brillante que una estrella de magnitud 6. Cuanto más brillante aparece un objeto, menor es el valor de su magnitud, y los objetos más brillantes alcanzan valores negativos.

Los astrónomos utilizan dos definiciones diferentes de magnitud: magnitud aparente y magnitud absoluta . La magnitud aparente ( m ) es el brillo de un objeto tal como aparece en el cielo nocturno desde la Tierra . La magnitud aparente depende de la luminosidad intrínseca de un objeto , su distancia y la extinción que reduce su brillo. La magnitud absoluta ( M ) describe la luminosidad intrínseca emitida por un objeto y se define como igual a la magnitud aparente que tendría el objeto si se colocara a cierta distancia de la Tierra, 10 parsecspara las estrellas. Se utiliza una definición más compleja de magnitud absoluta para planetas y cuerpos pequeños del Sistema Solar , basada en su brillo a una unidad astronómica del observador y el Sol.

El Sol tiene una magnitud aparente de -27 y Sirio , la estrella visible más brillante en el cielo nocturno, -1,46. Las magnitudes aparentes también se pueden asignar a objetos artificiales en órbita terrestre y la Estación Espacial Internacional (ISS) a veces alcanza una magnitud de -6.

Historia [ editar ]

El sistema de magnitud se remonta aproximadamente 2000 años al astrónomo griego Hiparco (algunas fuentes afirman que el astrónomo alejandrino Ptolomeo ) clasificó las estrellas por su brillo aparente, que vieron como tamaño ( magnitud significa "grandeza, tamaño" [1] ). A simple vista, una estrella más prominente como Sirio o Arcturus parece más grande que una estrella menos prominente como Mizar , que a su vez parece más grande que una estrella verdaderamente débil como Alcor . En 1736, el matemático John Keill describió el antiguo sistema de magnitud a simple vista de esta manera:

Las Estrellas fijas parecen ser de diferente Grandeza, no porque realmente lo sean, sino porque no todas están igualmente distantes de nosotros. [nota 1] Aquellos que estén más cerca sobresaldrán en Lustre y Bigness; las estrellas más remotas darán una luz más tenue y parecerán más pequeñas al ojo. De ahí surge la Distribución de Estrellas , según su Orden y Dignidad, en Clases ; la primera Clase, que contiene las más cercanas a nosotros, se llama Estrellas de Primera Magnitud; los que están junto a ellos, son estrellas de la segunda magnitud ... y así sucesivamente, 'hasta que llegamos a las estrellas de la sexta magnitud, que comprenden la más pequeñaEstrellas que se pueden discernir a simple vista. Porque todas las demás Estrellas , que sólo se ven con la Ayuda de un Telescopio, y que se llaman Telescópicas, no se cuentan entre estas seis Órdenes. Aunque los astrónomos comúnmente reciben la distinción de estrellas en seis grados de magnitud ; sin embargo, no debemos juzgar que cada Estrella en particular debe clasificarse exactamente de acuerdo con una cierta Grandeza, que es una de las Seis; sino que, en realidad, hay casi tantos Órdenes de Estrellas como Estrellas , y pocas de ellas tienen exactamente la misma Grandeza y Lustre. E incluso entre esas estrellasque son considerados de la clase más brillante, aparece una Variedad de Magnitud; de Sirius o Arcturus son cada uno de ellos más brillante que Aldebarán o la del toro de ojos, o incluso que la estrella de la Espiga ; y sin embargo, todas estas Estrellas se cuentan entre las Estrellas del primer Orden: Y hay algunas Estrellas de un Orden tan intermedio, que los Astrónomos han diferenciado en la clasificación de ellas; algunos ponen las mismas estrellas en una clase, otros en otra. Por ejemplo: El pequeño perro era por Tycho coloca entre laEstrellas de la segunda Magnitud, que Ptolomeo contaba entre las Estrellas de la Primera Clase: Y por lo tanto, no es realmente ni del primer ni del segundo Orden, sino que debería estar clasificada en un lugar entre ambos. [2]

Tenga en cuenta que cuanto más brillante es la estrella, menor es la magnitud: las estrellas brillantes de "primera magnitud" son estrellas de "primera clase", mientras que las estrellas apenas visibles a simple vista son de "sexta magnitud" o "sexta clase". El sistema era una simple delimitación del brillo estelar en seis grupos distintos, pero no tenía en cuenta las variaciones de brillo dentro de un grupo.

Tycho Brahe intentó medir directamente el "tamaño" de las estrellas en términos de tamaño angular, lo que en teoría significaba que la magnitud de una estrella podría determinarse mediante algo más que el juicio subjetivo descrito en la cita anterior. Concluyó que las estrellas de primera magnitud medían 2 minutos de arco (2 ′) de diámetro aparente ( 1 ⁄ 30 de grado, o 1 ⁄ 15 del diámetro de la luna llena), con estrellas de segunda a sexta magnitud que miden 1+1 ⁄ 2 ′, 1+1 ⁄ 12 ′, 3 ⁄ 4 ′, 1 ⁄ 2 ′ y 1 ⁄ 3 ′, respectivamente. [3] El desarrollo del telescopio mostró que estos grandes tamaños eran ilusorios: las estrellas parecían mucho más pequeñas a través del telescopio. Sin embargo, los primeros telescopios produjeron una imagen espuria similar a un disco de una estrella que era más grande para las estrellas más brillantes y más pequeña para las más débiles. Los astrónomos desde Galileo hasta Jacques Cassini confundieron estos discos espurios con los cuerpos físicos de las estrellas, y así en el siglo XVIII continuaron pensando en la magnitud en términos del tamaño físico de una estrella. [4] Johannes Hevelius produjo una tabla muy precisa de tamaños de estrellas medidos telescópicamente, pero ahora los diámetros medidos iban desde poco más de seis segundos de arco para la primera magnitud hasta poco menos de 2 segundos para la sexta magnitud. [4] [5] En la época de William Herschel, los astrónomos reconocieron que los discos telescópicos de las estrellas eran espurios y una función del telescopio, así como del brillo de las estrellas, pero aún hablaban en términos del tamaño de una estrella más que de su brillo. . [4] Incluso bien entrado el siglo XIX, el sistema de magnitud continuó describiéndose en términos de seis clases determinadas por el tamaño aparente, en las que

No hay otra regla para clasificar las estrellas que la estimación del observador; y de ahí que algunos astrónomos estimen aquellas estrellas de la primera magnitud que otros estiman que son de la segunda. [6]

Sin embargo, a mediados del siglo XIX, los astrónomos habían medido las distancias a las estrellas a través del paralaje estelar , y así comprendieron que las estrellas están tan lejos que parecen esencialmente como fuentes puntuales de luz. Tras los avances en la comprensión de la difracción de la luz y la visión astronómica , los astrónomos entendieron completamente que los tamaños aparentes de las estrellas eran falsos y cómo esos tamaños dependían de la intensidad de la luz proveniente de una estrella (este es el brillo aparente de la estrella, que puede medirse en unidades como vatios / cm 2 ) para que las estrellas más brillantes parezcan más grandes.

Definición moderna [ editar ]

Las primeras mediciones fotométricas (realizadas, por ejemplo, mediante el uso de una luz para proyectar una "estrella" artificial en el campo de visión de un telescopio y ajustarlo para que coincida con el brillo de las estrellas reales) demostraron que las estrellas de primera magnitud son aproximadamente 100 veces más brillantes que las estrellas de sexta magnitud. .

Así, en 1856 Norman Pogson de Oxford propuso que se adoptara una escala logarítmica de 5 √ 100 ≈ 2,512 entre magnitudes, por lo que cinco pasos de magnitud correspondían precisamente a un factor de 100 en brillo. [7] [8] Cada intervalo de una magnitud equivale a una variación en el brillo de 5 √ 100 o aproximadamente 2.512 veces. En consecuencia, una estrella de magnitud 1 es aproximadamente 2,5 veces más brillante que una estrella de magnitud 2, 2,5 2 más brillante que una estrella de magnitud 3, 2,5 3 más brillante que una estrella de magnitud 4, y así sucesivamente.

Este es el sistema de magnitud moderno, que mide el brillo, no el tamaño aparente, de las estrellas. Usando esta escala logarítmica, es posible que una estrella sea más brillante que la de "primera clase", por lo que Arcturus o Vega son de magnitud 0 y Sirio es de magnitud -1,46. [ cita requerida ]

Escala [ editar ]

Como se mencionó anteriormente, la escala parece funcionar 'al revés', con objetos con una magnitud negativa que son más brillantes que aquellos con una magnitud positiva. Cuanto más negativo sea el valor, más brillante será el objeto.

Los objetos que aparecen más a la izquierda en esta línea son más brillantes, mientras que los objetos que aparecen más a la derecha son más tenues. Así, aparece cero en el medio, con los objetos más brillantes en el extremo izquierdo y los objetos más tenues en el extremo derecho.

Magnitud aparente y absoluta [ editar ]

Dos de los principales tipos de magnitudes que distinguen los astrónomos son:

  • Magnitud aparente, el brillo de un objeto tal como aparece en el cielo nocturno.
  • Magnitud absoluta, que mide la luminosidad de un objeto (o luz reflejada para objetos no luminosos como los asteroides ); es la magnitud aparente del objeto visto desde una distancia específica, convencionalmente 10 parsecs (32,6 años luz ).

La diferencia entre estos conceptos se puede ver comparando dos estrellas. Betelgeuse (magnitud aparente 0,5, magnitud absoluta -5,8) parece ligeramente más tenue en el cielo que Alpha Centauri (magnitud aparente 0,0, magnitud absoluta 4,4) a pesar de que emite miles de veces más luz, porque Betelgeuse está mucho más lejos.

Magnitud aparente [ editar ]

Artículo principal: magnitud aparente

Bajo la escala de magnitud logarítmica moderna, dos objetos, uno de los cuales se usa como referencia o línea de base, cuyas intensidades (brillos) medidas desde la Tierra en unidades de potencia por unidad de área (como vatios por metro cuadrado, W m −2 ) son I 1 y I ref , tendrán magnitudes m 1 y m ref relacionadas por

Con esta fórmula, la escala de magnitud puede extenderse más allá del antiguo rango de magnitudes 1-6, y se convierte en una medida precisa de brillo en lugar de simplemente en un sistema de clasificación. Los astrónomos ahora miden diferencias tan pequeñas como una centésima de magnitud. Las estrellas que tienen magnitudes entre 1,5 y 2,5 se denominan de segunda magnitud; hay unas 20 estrellas más brillantes que 1,5, que son estrellas de primera magnitud (consulte la lista de estrellas más brillantes ). Por ejemplo, Sirio es de magnitud -1,46, Arcturus es -0,04, Aldebarán es 0,85, Spica es 1,04 y Procyones 0,34. Bajo el antiguo sistema de magnitudes, todas estas estrellas podrían haber sido clasificadas como "estrellas de primera magnitud".

Las magnitudes también se pueden calcular para objetos mucho más brillantes que las estrellas (como el Sol y la Luna ) y para objetos demasiado débiles para que el ojo humano los vea (como Plutón ).

Magnitud absoluta [ editar ]

Artículo principal: Magnitud absoluta

A menudo, solo se menciona la magnitud aparente, ya que se puede medir directamente. La magnitud absoluta se puede calcular a partir de la magnitud aparente y la distancia de:

Esto se conoce como módulo de distancia , donde d es la distancia a la estrella medida en parsecs , m es la magnitud aparente y M es la magnitud absoluta.

Si la línea de visión entre el objeto y el observador se ve afectada por la extinción debido a la absorción de luz por las partículas de polvo interestelar , entonces la magnitud aparente del objeto será correspondientemente más débil. Para A magnitudes de extinción, la relación entre magnitudes aparentes y absolutas se convierte

Las magnitudes absolutas estelares generalmente se designan con una M mayúscula con un subíndice para indicar la banda de paso. Por ejemplo, M V es la magnitud a 10 parsecs en la banda de paso V. Una magnitud bolométrica (M bol ) es una magnitud absoluta ajustada para tener en cuenta la radiación en todas las longitudes de onda; normalmente es más pequeño (es decir, más brillante) que una magnitud absoluta en una banda de paso particular, especialmente para objetos muy calientes o muy fríos. Las magnitudes bolométricas se definen formalmente en función de la luminosidad estelar en vatios y se normalizan para que sean aproximadamente iguales a M V para las estrellas amarillas.

Las magnitudes absolutas para los objetos del sistema solar se cotizan con frecuencia en base a una distancia de 1 AU. Estos se denominan con un símbolo H mayúscula. Dado que estos objetos están iluminados principalmente por la luz reflejada del sol, una magnitud H se define como la magnitud aparente del objeto a 1 AU del sol y 1 AU del observador. [9]

Ejemplos [ editar ]

La siguiente es una tabla con magnitudes aparentes para objetos celestes y satélites artificiales que van desde el Sol hasta el objeto más tenue visible con el Telescopio Espacial Hubble (HST) :

Magnitud
aparente		Brillo
relativo a la
magnitud 0		EjemploMagnitud
aparente		Brillo
relativo a la
magnitud 0		EjemploMagnitud
aparente		Brillo
relativo a la
magnitud 0		Ejemplo
−276,31 × 10 10sol−7631Supernova SN 1006136,31 × 10 −6
Límite de cuásar 3C 273 de telescopios de 11 a 15 cm (4,5 a 6 pulgadas)
−262,51 × 10 10−6251ISS (máx.)142,51 × 10 −6Plutón (máx.)
Límite de telescopios de 8 a 10 pulgadas (20 a 25 cm)
−2510 10−5100Venus (máx.)1510 −6
−243,98 × 10 9−439,8Objetos más tenues visibles durante el día a simple vista cuando el sol está alto [10]dieciséis3,98 × 10 −7Caronte (máx.)
−231,58 × 10 9−315,8Júpiter (máx.) , Marte (máx.)171,58 × 10 −7
−226,31 × 10 8−26.31Mercurio (máx.)186,31 × 10 −8
−212,51 × 10 8−12.51Sirio192,51 × 10 −8
−2010 801Vega , Saturno (máx.)2010 −8
−193,98 × 10 710.398Antares213,98 × 10 −9Callirrhoe (satélite de Júpiter)
−181,58 × 10 720,158estrella polar221,58 × 10 −9
−176,31 × 10 630.0631Cor Caroli236,31 × 10 −10
−162,51 × 10 640.0251Acubens242,51 × 10 −10
−1510 650,01Vesta (máx.) , Urano (máx.)2510 −10Fenrir (satélite de Saturno)
−143,98 × 10 563,98 × 10 −3límite típico a simple vista [nota 2]263,98 × 10 −11
−131,58 × 10 5Luna llena71,58 × 10 −3Ceres (máx.) Estrellas más tenues a simple vista visibles desde áreas rurales "oscuras" [11]271,58 × 10 −11límite de luz visible de telescopios de 8 m
−126,31 × 10 486,31 × 10 −4Neptuno (máx.)286,31 × 10 −12
−112,51 × 10 492,51 × 10 −4292,51 × 10 −12
−1010 41010 −4límite típico de 7 × 50 binoculares3010 -12
−93,98 × 10 3Llamarada de iridio (máx.)113,98 × 10 −5Proxima Centauri313,98 × 10 −13
−81,58 × 10 3121,58 × 10 −5321,58 × 10 −13límite de luz visible de HST

Otras escalas [ editar ]

Bajo el sistema de Pogson, la estrella Vega se utilizó como estrella de referencia fundamental, con una magnitud aparente definida como cero , independientemente de la técnica de medición o el filtro de longitud de onda. Esta es la razón por la que los objetos más brillantes que Vega, como Sirius (magnitud Vega de -1.46. O -1.5), tienen magnitudes negativas. Sin embargo, a finales del siglo XX, se descubrió que Vega variaba en brillo, lo que lo hacía inadecuado para una referencia absoluta, por lo que el sistema de referencia se modernizó para no depender de la estabilidad de ninguna estrella en particular. Esta es la razón por la que el valor moderno de la magnitud de Vega está cerca, pero ya no es exactamente cero, sino 0.03 en la banda V (visual). [12] Los sistemas de referencia absoluta actuales incluyenSistema de magnitud AB , en el que la referencia es una fuente con una densidad de flujo constante por unidad de frecuencia, y el sistema STMAG, en el que la fuente de referencia se define en cambio para tener una densidad de flujo constante por unidad de longitud de onda. [ cita requerida ]

Ver también [ editar ]

  • Magnitud AB
  • Diagrama color-color
  • Lista de estrellas más brillantes
  • Estrella fotométrica estándar
  • Sistema fotométrico UBV

Notas [ editar ]

  1. ↑ Hoy, los astrónomos saben que el brillo de las estrellas es función tanto de su distancia como de su propia luminosidad .
  2. ^ Bajo cielos muy oscuros, como los que se encuentran en áreas rurales remotas

Referencias [ editar ]

  1. ^ Miles, R. (octubre de 2006). "Una historia de la luz de la fotometría: de Hipparchus al telescopio espacial Hubble" . Revista de la Asociación Astronómica Británica . 117 : 172 . Consultado el 8 de febrero de 2021 .
  2. ^ Keill, J. (1739). Una introducción a la verdadera astronomía (3ª ed.). Londres. págs.  47 –48.
  3. ^ Thoren, VE (1990). El Señor de Uraniborg . Cambridge: Cambridge University Press. pag. 306 .
  4. ^ a b c Graney, CM; Grayson, TP (2011). "En los discos telescópicos de las estrellas: una revisión y análisis de las observaciones estelares desde principios del siglo XVII hasta mediados del siglo XIX". Annals of Science . 68 (3): 351–373. arXiv : 1003.4918 . doi : 10.1080 / 00033790.2010.507472 .
  5. ^ Graney, CM (2009). "Datos fotométricos del siglo XVII en forma de medidas telescópicas de los diámetros aparentes de las estrellas por Johannes Hevelius". Astronomía báltica . 18 (3–4): 253–263. arXiv : 1001.1168 . Código bibliográfico : 2009BaltA..18..253G .
  6. ^ Ewing, A .; Gemmere, J. (1812). Astronomía práctica . Burlington, Nueva Jersey: Allison. pag. 41.
  7. ^ Hoskin, M. (1999). La historia concisa de la astronomía de Cambridge . Cambridge: Cambridge University Press. pag. 258.
  8. ^ Tassoul, JL; Tassoul, M. (2004). Una historia concisa de la física solar y estelar . Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press . pag. 47 .
  9. ^ "Glosario" . JPL. Archivado desde el original el 25 de noviembre de 2017 . Consultado el 23 de noviembre de 2017 .
  10. ^ "Ver estrellas y planetas a la luz del día" . sky.velp.info . Archivado desde el original el 7 de marzo de 2016 . Consultado el 8 de mayo de 2018 .
  11. ^ "La escala de magnitud astronómica" . www.icq.eps.harvard.edu . Consultado el 17 de diciembre de 2020 .
  12. ^ Milone, EF (2011). Fotometría astronómica: pasado, presente y futuro . Nueva York: Springer. pp.  182 -184. ISBN 978-1-4419-8049-6.

Enlaces externos [ editar ]

  • Rothstein, Dave (18 de septiembre de 2003). "¿Cuál es la magnitud aparente?" . Universidad de Cornell . Archivado desde el original el 17 de enero de 2015 . Consultado el 23 de diciembre de 2011 . CS1 maint: parámetro desalentado ( enlace )