Magnitud absoluta

Medida de la luminosidad de los objetos celestes

En astronomía , 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 se lo observara desde una distancia de exactamente 10 parsecs (32,6 años luz ), sin extinción (o atenuación) de su luz debido a la absorción por materia interestelar 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. Para los cuerpos del Sistema Solar que brillan en luz reflejada, se utiliza una definición diferente de magnitud absoluta (H), basada en una distancia de referencia estándar de una unidad astronómica .

Las magnitudes absolutas de las estrellas suelen oscilar entre −10 y +20, aproximadamente. Las magnitudes absolutas de las galaxias pueden ser mucho menores (más brillantes).

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 razón de 100 en sus luminosidades, y una diferencia de n magnitudes en magnitud absoluta corresponde a una razón 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 una magnitud absoluta M _V = +4,83. ^[1] Los objetos muy luminosos pueden tener magnitudes absolutas negativas: por ejemplo, la galaxia de la Vía Láctea tiene una magnitud absoluta B de aproximadamente −20,8. ^[2]

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 citada comúnmente 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.

La magnitud bolométrica absoluta de un objeto (M _bol ) representa su luminosidad total en todas las longitudes de onda , en lugar de en una única banda de filtro, tal como se expresa en una escala de magnitud logarítmica. Para convertir una magnitud absoluta en una banda de filtro específica en una magnitud bolométrica absoluta, se aplica una corrección bolométrica (BC). ^[3]

Estrellas y galaxias

En astronomía estelar y galáctica, la distancia estándar es de 10 pársecs (unos 32,616 años luz, 308,57 petámetros o 308,57 billones de kilómetros). Una estrella a 10 pársecs tiene una paralaje de 0,1″ (100 milisegundos de arco ). Las galaxias (y otros objetos extensos ) son mucho más grandes que 10 pársecs; su luz se irradia sobre una extensa porción del cielo, y su brillo general no se puede observar directamente desde distancias relativamente cortas, pero se utiliza la misma convención. La magnitud de una galaxia se define midiendo toda la luz irradiada sobre todo el objeto, tratando ese brillo integrado como el brillo de una única fuente puntual o similar a una estrella, y calculando la magnitud de esa fuente puntual como aparecería si se observara a la distancia estándar de 10 pársecs. En consecuencia, la magnitud absoluta de cualquier objeto es igual a la magnitud aparente que tendría si estuviera a 10 pársecs de distancia.

Algunas estrellas visibles a simple vista tienen una magnitud absoluta tan baja que parecerían lo suficientemente brillantes como para eclipsar a los planetas y proyectar sombras si estuvieran a 10 parsecs de la Tierra. Los ejemplos incluyen Rigel (−7,8), Deneb (−8,4), Naos (−6,2) y Betelgeuse (−5,8). A modo de comparación, Sirio tiene una magnitud absoluta de solo 1,4, que sigue siendo más brillante que el Sol , cuya magnitud visual absoluta es 4,83. La magnitud bolométrica absoluta del Sol se establece arbitrariamente, normalmente en 4,75. ^{[4] [5]} Las magnitudes absolutas de las estrellas suelen oscilar entre aproximadamente −10 y +20. Las magnitudes absolutas de las galaxias pueden ser mucho más bajas (más brillantes). Por ejemplo, la galaxia elíptica gigante M87 tiene una magnitud absoluta de −22 (es decir, tan brillante como unas 60.000 estrellas de magnitud −10). Algunos núcleos galácticos activos ( cuásares como CTA-102 ) pueden alcanzar magnitudes absolutas superiores a −32, lo que los convierte en los objetos persistentes más luminosos del universo observable, aunque estos objetos pueden variar en brillo en escalas de tiempo astronómicamente cortas. En el extremo extremo, el resplandor óptico del estallido de rayos gamma GRB 080319B alcanzó, según un artículo, una magnitud r absoluta más brillante que −38 durante unas pocas decenas de segundos. ^[6]

Magnitud aparente

El astrónomo griego Hiparco estableció una escala numérica para describir el brillo de cada estrella que aparece en el cielo. A las estrellas más brillantes del cielo se les asignó una magnitud aparente m = 1 , y a las estrellas más tenues visibles a simple vista se les asignó m = 6. [ ^7] La ​​diferencia entre ellas corresponde a un factor de 100 en brillo. Para los objetos dentro de la vecindad inmediata del Sol, la magnitud absoluta M y la magnitud aparente m desde cualquier distancia d (en pársecs , con 1 pc = 3,2616 años luz ) están relacionadas por donde F es el flujo radiante medido a la distancia d (en pársecs), F ₁₀ el flujo radiante medido a la distancia 10 pc . Usando el logaritmo común , la ecuación puede escribirse como donde se supone que la extinción por gas y polvo es insignificante. Las tasas de extinción típicas dentro de la galaxia de la Vía Láctea son de 1 a 2 magnitudes por kilopársec, cuando se tienen en cuenta las nubes oscuras . ^[8] $${\displaystyle 100^{\frac {m-M}{5}}={\frac {F_{10}}{F}}=\left({\frac {d}{10\;\mathrm {pc} }}\right)^{2},}$$ $${\displaystyle M=m-5\log _{10}(d_{\text{pc}})+5=m-5\left(\log _{10}d_{\text{pc}}-1\right),}$$

Para objetos situados a distancias muy grandes (fuera de la Vía Láctea), se debe utilizar la distancia de luminosidad d _L (distancia definida mediante mediciones de luminosidad) en lugar de d , porque la aproximación euclidiana no es válida para objetos distantes. En su lugar, se debe tener en cuenta la relatividad general . Además, el corrimiento al rojo cosmológico complica la relación entre la magnitud absoluta y la aparente, porque la radiación observada se desplazó hacia el rango rojo del espectro. Para comparar las magnitudes de objetos muy distantes con las de objetos locales, podría tener que aplicarse una corrección K a las magnitudes de los objetos distantes.

La magnitud absoluta M también se puede escribir en términos de la magnitud aparente m y la paralaje estelar p : o utilizando la magnitud aparente m y el módulo de distancia μ : $${\displaystyle M=m+5\left(\log _{10}p+1\right),}$$ $${\displaystyle M=m-\mu .}$$

Ejemplos

Rigel tiene una magnitud visual m _V de 0,12 y una distancia de unos 860 años luz: $${\displaystyle M_{\mathrm {V} }=0.12-5\left(\log _{10}{\frac {860}{3.2616}}-1\right)=-7.0.}$$

Vega tiene una paralaje p de 0,129″ y una magnitud aparente m _V de 0,03: $${\displaystyle M_{\mathrm {V} }=0.03+5\left(\log _{10}{0.129}+1\right)=+0.6.}$$

La Galaxia del Ojo Negro tiene una magnitud visual m _V de 9,36 y un módulo de distancia μ de 31,06: $${\displaystyle M_{\mathrm {V} }=9.36-31.06=-21.7.}$$

Magnitud bolométrica

La magnitud bolométrica absoluta ( Mbol ) tiene en cuenta la radiación electromagnética en todas las longitudes de onda . Incluye aquellas no observadas debido a la banda de paso instrumental _, la absorción atmosférica de la Tierra y la extinción por polvo interestelar . Se define en función de la luminosidad de las estrellas. En el caso de estrellas con pocas observaciones, debe calcularse suponiendo una temperatura efectiva .

Clásicamente, la diferencia de magnitud bolométrica está relacionada con la relación de luminosidad según: ^[7] que hace por inversión: donde $${\displaystyle M_{\mathrm {bol,\star } }-M_{\mathrm {bol,\odot } }=-2.5\log _{10}\left({\frac {L_{\star }}{L_{\odot }}}\right)}$$ $${\displaystyle {\frac {L_{\star }}{L_{\odot }}}=10^{0.4\left(M_{\mathrm {bol,\odot } }-M_{\mathrm {bol,\star } }\right)}}$$

• L _⊙ es la luminosidad del Sol (luminosidad bolométrica)
• L _★ es la luminosidad de la estrella (luminosidad bolométrica)
• M _bol,⊙ es la magnitud bolométrica del Sol
• M _bol,★ es la magnitud bolométrica de la estrella.

En agosto de 2015, la Unión Astronómica Internacional aprobó la Resolución B2 ^[9] que define los puntos cero de las escalas de magnitud bolométrica absoluta y aparente en unidades del SI para potencia ( vatios ) e irradiancia (W/m2 ⁾ , respectivamente. Aunque los astrónomos habían utilizado magnitudes bolométricas durante muchas décadas, había habido diferencias sistemáticas en las escalas de magnitud absoluta-luminosidad presentadas en varias referencias astronómicas, y ninguna estandarización internacional. Esto condujo a diferencias sistemáticas en las escalas de correcciones bolométricas. ^[10] Combinado con magnitudes bolométricas absolutas asumidas incorrectamente para el Sol, esto podría conducir a errores sistemáticos en las luminosidades estelares estimadas (y otras propiedades estelares, como radios o edades, que dependen de la luminosidad estelar para calcularse).

La resolución B2 define una escala de magnitud bolométrica absoluta donde M _bol = 0 corresponde a la luminosidad L ₀ =3,0128 × 10 ²⁸  W , con la luminosidad del punto cero L ₀ establecida de manera que el Sol (con luminosidad nominal3,828 × 10 ²⁶  W ) corresponde a la magnitud bolométrica absoluta M _bol,⊙ = 4,74 . Colocando una fuente de radiación (por ejemplo, una estrella) a la distancia estándar de 10 parsecs , se deduce que el punto cero de la escala de magnitud bolométrica aparente m _bol = 0 corresponde a la irradiancia f ₀ =2,518 021 002 × 10 ⁻⁸  W/m ² . Utilizando la escala IAU 2015, la irradiancia solar total nominal(" constante solar ") medida en 1 unidad astronómica (1361 W/m ² ) corresponde a una magnitud bolométrica aparente del Sol de m _bol,⊙ = −26,832 . ^[10]

Tras la Resolución B2, la relación entre la magnitud bolométrica absoluta de una estrella y su luminosidad ya no está directamente ligada a la luminosidad (variable) del Sol: donde $${\displaystyle M_{\mathrm {bol} }=-2.5\log _{10}{\frac {L_{\star }}{L_{0}}}\approx -2.5\log _{10}L_{\star }+71.197425}$$

• L _★ es la luminosidad de la estrella (luminosidad bolométrica) en vatios
• L ₀ es la luminosidad del punto cero3.0128 × 10 ²⁸  W
• M _bol es la magnitud bolométrica de la estrella

La nueva escala de magnitud absoluta de la UAI desconecta permanentemente la escala de la variable Sol. Sin embargo, en esta escala de potencia del SI, la luminosidad solar nominal corresponde estrechamente a M _bol = 4,74 , un valor que fue adoptado comúnmente por los astrónomos antes de la resolución de la UAI de 2015. ^[10]

La luminosidad de la estrella en vatios se puede calcular en función de su magnitud bolométrica absoluta M _bol como: utilizando las variables definidas anteriormente. $${\displaystyle L_{\star }=L_{0}10^{-0.4M_{\mathrm {bol} }}}$$

Cuerpos del Sistema Solar (yo)

Para los planetas y asteroides , se utiliza una definición de magnitud absoluta que es más significativa para los objetos no estelares. La magnitud absoluta, comúnmente llamada , se define como la magnitud aparente que tendría el objeto si estuviera a una unidad astronómica (UA) tanto del Sol como del observador, y en condiciones de oposición solar ideal (una disposición que es imposible en la práctica). ^[12] Debido a que los cuerpos del Sistema Solar están iluminados por el Sol, su brillo varía en función de las condiciones de iluminación, descritas por el ángulo de fase . Esta relación se conoce como curva de fase . La magnitud absoluta es el brillo en el ángulo de fase cero, una disposición conocida como oposición , desde una distancia de una UA. ${\displaystyle H}$

Magnitud aparente

El ángulo de fase se puede calcular a partir de las distancias cuerpo-sol, observador-sol y observador-cuerpo, utilizando la ley de los cosenos . ${\displaystyle \alpha }$

La magnitud absoluta se puede utilizar para calcular la magnitud aparente de un cuerpo. Para un objeto que refleja la luz solar, y están conectados por la relación donde es el ángulo de fase , el ángulo entre las líneas cuerpo-Sol y cuerpo-observador. es la integral de fase (la integración de la luz reflejada; un número en el rango de 0 a 1). ^[13] ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle m}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle m}$ $${\displaystyle m=H+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}d_{BO}}{d_{0}^{2}}}\right)}-2.5\log _{10}{q(\alpha )},}$$ ${\displaystyle \alpha }$ ${\displaystyle q(\alpha )}$

Por la ley de los cosenos , tenemos: $${\displaystyle \cos {\alpha }={\frac {d_{\mathrm {BO} }^{2}+d_{\mathrm {BS} }^{2}-d_{\mathrm {OS} }^{2}}{2d_{\mathrm {BO} }d_{\mathrm {BS} }}}.}$$

Distancias:

• d _BO es la distancia entre el cuerpo y el observador
• d _BS es la distancia entre el cuerpo y el Sol
• d _OS es la distancia entre el observador y el Sol
• d ₀ , un factor de conversión de unidades , es la constante 1  UA , la distancia promedio entre la Tierra y el Sol.

Aproximaciones para la integral de faseq ( α )

El valor de depende de las propiedades de la superficie reflectante, en particular de su rugosidad . En la práctica, se utilizan diferentes aproximaciones en función de las propiedades conocidas o supuestas de la superficie. Las superficies de los planetas terrestres son generalmente más difíciles de modelar que las de los planetas gaseosos, estos últimos tienen superficies visibles más lisas. ^[13] ${\displaystyle q(\alpha )}$

Los planetas como esferas difusas

Reflexión difusa sobre esfera y disco plano

Brillo con fase para modelos de reflexión difusa. La esfera tiene 2/3 del brillo en fase cero, mientras que el disco no se puede ver más allá de los 90 grados.

Los cuerpos planetarios pueden aproximarse razonablemente bien como esferas reflectoras difusas ideales . Sea el ángulo de fase en grados , entonces ^[14] Una esfera difusa de fase completa refleja dos tercios de la luz que refleja un disco plano difuso del mismo diámetro. Una cuarta parte de la fase ( ) tiene tanta luz como una fase completa ( ). ${\displaystyle \alpha }$ $${\displaystyle q(\alpha )={\frac {2}{3}}\left(\left(1-{\frac {\alpha }{180^{\circ }}}\right)\cos {\alpha }+{\frac {1}{\pi }}\sin {\alpha }\right).}$$ ${\displaystyle \alpha =90^{\circ }}$ ${\textstyle {\frac {1}{\pi }}}$ ${\displaystyle \alpha =0^{\circ }}$

Por el contrario, un modelo de reflector de disco difuso es simplemente , lo cual no es realista, pero sí representa la oleada de oposición para superficies rugosas que reflejan una luz más uniforme en ángulos de fase bajos. ${\displaystyle q(\alpha )=\cos {\alpha }}$

La definición del albedo geométrico , una medida de la reflectividad de las superficies planetarias, se basa en el modelo de reflector de disco difuso. La magnitud absoluta , el diámetro (en kilómetros ) y el albedo geométrico de un cuerpo están relacionados por ^{[15] [16] [17]} o equivalentemente, ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle p}$ $${\displaystyle D={\frac {1329}{\sqrt {p}}}\times 10^{-0.2H}\mathrm {km} ,}$$ $${\displaystyle H=5\log _{10}{\frac {1329}{D{\sqrt {p}}}}.}$$

Ejemplo: La magnitud absoluta de la Luna se puede calcular a partir de su diámetro y albedo geométrico : ^[18] Tenemos , En cuarto de fase , (según el modelo de reflector difuso), esto produce una magnitud aparente de El valor real es algo menor que eso, Esta no es una buena aproximación, porque la curva de fase de la Luna es demasiado complicada para el modelo de reflector difuso. ^[19] Una fórmula más precisa se da en la siguiente sección. ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle D=3474{\text{ km}}}$ ${\displaystyle p=0.113}$ $${\displaystyle H=5\log _{10}{\frac {1329}{3474{\sqrt {0.113}}}}=+0.28.}$$ ${\displaystyle d_{BS}=1{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle d_{BO}=384400{\text{ km}}=0.00257{\text{ AU}}.}$ ${\textstyle q(\alpha )\approx {\frac {2}{3\pi }}}$ $${\displaystyle m=+0.28+5\log _{10}{\left(1\cdot 0.00257\right)}-2.5\log _{10}{\left({\frac {2}{3\pi }}\right)}=-10.99.}$$ ${\displaystyle m=-10.0.}$

Modelos más avanzados

Debido a que los cuerpos del Sistema Solar nunca son reflectores difusos perfectos, los astrónomos utilizan diferentes modelos para predecir magnitudes aparentes basándose en propiedades conocidas o supuestas del cuerpo. ^[13] Para los planetas, se han derivado empíricamente aproximaciones para el término de corrección en la fórmula para m , para que coincidan con las observaciones en diferentes ángulos de fase . Las aproximaciones recomendadas por el Almanaque Astronómico ^[20] son ​​( en grados): ${\displaystyle -2.5\log _{10}{q(\alpha )}}$ ${\displaystyle \alpha }$

Las diferentes mitades de la Luna, vistas desde la Tierra

Aquí se muestra la inclinación efectiva de los anillos de Saturno (su inclinación relativa al observador), que, vista desde la Tierra, varía entre 0° y 27° a lo largo de una órbita de Saturno, y es un pequeño término de corrección que depende de las latitudes subterráneas y subsolares de Urano. es el año de la era común . La magnitud absoluta de Neptuno está cambiando lentamente debido a los efectos estacionales a medida que el planeta se mueve a lo largo de su órbita de 165 años alrededor del Sol, y la aproximación anterior solo es válida después del año 2000. Para algunas circunstancias, como para Venus, no hay observaciones disponibles y la curva de fase es desconocida en esos casos. La fórmula para la Luna solo es aplicable al lado cercano de la Luna , la parte que es visible desde la Tierra. ${\displaystyle \beta }$ ${\displaystyle \phi '}$ ${\displaystyle t}$ ${\displaystyle \alpha \geq 179^{\circ }}$

Ejemplo 1: El 1 de enero de 2019, Venus se encontraba en un ángulo de fase de (cerca de un cuarto de fase) con respecto al Sol y con respecto a la Tierra . En condiciones de fase completa, Venus habría sido visible en Teniendo en cuenta el alto ángulo de fase, el término de corrección anterior arroja una magnitud aparente real de Esto es cercano al valor de predicho por el Laboratorio de Propulsión a Chorro. ^[23] ${\displaystyle d_{BS}=0.719{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle d_{BO}=0.645{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle \alpha =93.0^{\circ }}$ ${\displaystyle m=-4.384+5\log _{10}{\left(0.719\cdot 0.645\right)}=-6.09.}$ $${\displaystyle m=-6.09+\left(-1.044\times 10^{-3}\cdot 93.0+3.687\times 10^{-4}\cdot 93.0^{2}-2.814\times 10^{-6}\cdot 93.0^{3}+8.938\times 10^{-9}\cdot 93.0^{4}\right)=-4.59.}$$ ${\displaystyle m=-4.62}$

Ejemplo 2: En la fase de cuarto creciente , la aproximación para la Luna da Con ello, la magnitud aparente de la Luna está cerca del valor esperado de aproximadamente . En el último cuarto , la Luna es aproximadamente 0,06 mag más débil que en el primer cuarto, porque esa parte de su superficie tiene un albedo menor. ${\textstyle -2.5\log _{10}{q(90^{\circ })}=2.71.}$ ${\textstyle m=+0.28+5\log _{10}{\left(1\cdot 0.00257\right)}+2.71=-9.96,}$ ${\displaystyle -10.0}$

El albedo de la Tierra varía en un factor de 6, desde 0,12 en el caso sin nubes hasta 0,76 en el caso de nubes altoestratos . La magnitud absoluta en la tabla corresponde a un albedo de 0,434. Debido a la variabilidad del clima , la magnitud aparente de la Tierra no se puede predecir con tanta precisión como la de la mayoría de los demás planetas. ^[20]

Asteroides

El asteroide 1 Ceres , fotografiado por la sonda espacial Dawn en ángulos de fase de 0°, 7° y 33°. La marcada diferencia de brillo entre los tres es real. La imagen de la izquierda en un ángulo de fase de 0° muestra el aumento de brillo debido al efecto de oposición .

Integrales de fase para varios valores de G

Relación entre el parámetro de pendiente y la oleada de oposición. Los valores mayores de corresponden a un efecto de oposición menos pronunciado. Para la mayoría de los asteroides, se supone un valor de , que corresponde a una oleada de oposición de . ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle G=0.15}$ ${\displaystyle 0.3{\text{ mag}}}$

Si un objeto tiene atmósfera, refleja la luz de forma más o menos isótropa en todas las direcciones y su brillo puede modelarse como un reflector difuso. Los cuerpos sin atmósfera, como los asteroides o las lunas, tienden a reflejar la luz con mayor intensidad en la dirección de la luz incidente y su brillo aumenta rápidamente a medida que el ángulo de fase se acerca a . Este rápido aumento de brillo cerca de la oposición se denomina efecto de oposición . Su intensidad depende de las propiedades físicas de la superficie del cuerpo y, por lo tanto, difiere de un asteroide a otro. ^[13] ${\displaystyle 0^{\circ }}$

En 1985, la IAU adoptó el sistema semiempírico , basado en dos parámetros y llamado magnitud absoluta y pendiente , para modelar el efecto de oposición para las efemérides publicadas por el Minor Planet Center . ^[24] ${\displaystyle HG}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle G}$ $${\displaystyle m=H+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}d_{BO}}{d_{0}^{2}}}\right)}-2.5\log _{10}{q(\alpha )},}$$

dónde

• La integral de fase es y ${\displaystyle q(\alpha )=\left(1-G\right)\phi _{1}\left(\alpha \right)+G\phi _{2}\left(\alpha \right)}$
• ${\textstyle \phi _{i}\left(\alpha \right)=\exp {\left(-A_{i}\left(\tan {\frac {\alpha }{2}}\right)^{B_{i}}\right)}}$para o , , , y . ^[25] ${\displaystyle i=1}$ ${\displaystyle 2}$ ${\displaystyle A_{1}=3.332}$ ${\displaystyle A_{2}=1.862}$ ${\displaystyle B_{1}=0.631}$ ${\displaystyle B_{2}=1.218}$

Esta relación es válida para ángulos de fase y funciona mejor cuando . ^[26] ${\displaystyle \alpha <120^{\circ }}$ ${\displaystyle \alpha <20^{\circ }}$

El parámetro de pendiente se relaciona con el aumento del brillo, típicamente ${\displaystyle G}$0,3 mag , cuando el objeto está cerca de la oposición. Se conoce con precisión solo para un pequeño número de asteroides, por lo que para la mayoría de los asteroides se supone un valor de . ^[26] En casos raros, puede ser negativo. ^{[25] [27]} Un ejemplo es 101955 Bennu , con . ^[28] ${\displaystyle G=0.15}$ ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle G=-0.08}$

En 2012, el sistema fue reemplazado oficialmente por un sistema mejorado con tres parámetros , y , que produce resultados más satisfactorios si el efecto de oposición es muy pequeño o está restringido a ángulos de fase muy pequeños. Sin embargo, a partir de 2022, este sistema no ha sido adoptado ni por el Minor Planet Center ni por el Jet Propulsion Laboratory . ^{[13] [29]} ${\displaystyle HG}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle G_{1}}$ ${\displaystyle G_{2}}$ ${\displaystyle HG_{1}G_{2}}$

La magnitud aparente de los asteroides varía a medida que giran , en escalas de tiempo de segundos a semanas dependiendo de su período de rotación , en hasta o más. ^[30] Además, su magnitud absoluta puede variar con la dirección de observación, dependiendo de su inclinación axial . En muchos casos, no se conocen ni el período de rotación ni la inclinación axial, lo que limita la previsibilidad. Los modelos presentados aquí no capturan esos efectos. ^{[26] [13]} ${\displaystyle 2{\text{ mag}}}$

Magnitudes cometarias

El brillo de los cometas se da por separado como magnitud total ( , el brillo integrado sobre toda la extensión visible de la coma ) y magnitud nuclear ( , el brillo de la región central solamente). ^[31] Ambas son escalas diferentes a la escala de magnitud utilizada para planetas y asteroides, y no se pueden usar para una comparación de tamaño con la magnitud absoluta de un asteroide H . ${\displaystyle m_{1}}$ ${\displaystyle m_{2}}$

La actividad de los cometas varía con su distancia al Sol. Su brillo se puede aproximar como donde son las magnitudes aparentes total y nuclear del cometa, respectivamente, son sus magnitudes total y nuclear "absolutas", y son las distancias cuerpo-Sol y cuerpo-observador, es la Unidad Astronómica , y son los parámetros de pendiente que caracterizan la actividad del cometa. Para , esto se reduce a la fórmula para un cuerpo puramente reflectante (que no muestra actividad cometaria). ^[32] $${\displaystyle m_{1}=M_{1}+2.5\cdot K_{1}\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}}{d_{0}}}\right)}+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BO}}{d_{0}}}\right)}}$$ $${\displaystyle m_{2}=M_{2}+2.5\cdot K_{2}\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}}{d_{0}}}\right)}+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BO}}{d_{0}}}\right)},}$$ ${\displaystyle m_{1,2}}$ ${\displaystyle M_{1,2}}$ ${\displaystyle d_{BS}}$ ${\displaystyle d_{BO}}$ ${\displaystyle d_{0}}$ ${\displaystyle K_{1,2}}$ ${\displaystyle K=2}$

Por ejemplo, la curva de luz del cometa C/2011 L4 (PANSTARRS) se puede aproximar mediante ^[33] El día de su paso por el perihelio, el 10 de marzo de 2013, el cometa PANSTARRS estaba a 1000 m del Sol y a 1000 m de la Tierra. Se predice que la magnitud aparente total fue de 1000 m en ese momento. El Centro de Planetas Menores da un valor cercano a ese, . ^[34] ${\displaystyle M_{1}=5.41{\text{, }}K_{1}=3.69.}$ ${\displaystyle 0.302{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle 1.109{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle m_{1}}$ ${\displaystyle m_{1}=5.41+2.5\cdot 3.69\cdot \log _{10}{\left(0.302\right)}+5\log _{10}{\left(1.109\right)}=+0.8}$ ${\displaystyle m_{1}=+0.5}$

La magnitud absoluta de cualquier cometa puede variar drásticamente. Puede cambiar a medida que el cometa se vuelve más o menos activo con el tiempo o si sufre una erupción. Esto dificulta el uso de la magnitud absoluta para una estimación del tamaño. Cuando se descubrió el cometa 289P/Blanpain en 1819, su magnitud absoluta se estimó en . ^[40] Posteriormente se perdió y solo se redescubrió en 2003. En ese momento, su magnitud absoluta había disminuido a , ^[42] y se descubrió que la aparición de 1819 coincidió con una erupción. 289P/Blanpain alcanzó un brillo a simple vista (5-8 mag) en 1819, a pesar de que es el cometa con el núcleo más pequeño que se haya caracterizado físicamente, y generalmente no llega a ser más brillante que 18 mag. ^{[40] [41]} ${\displaystyle M_{1}=8.5}$ ${\displaystyle M_{1}=22.9}$

Para algunos cometas que han sido observados a distancias heliocéntricas lo suficientemente grandes como para distinguir entre la luz reflejada desde la coma y la luz del propio núcleo, se ha calculado una magnitud absoluta análoga a la utilizada para los asteroides, lo que permite estimar los tamaños de sus núcleos. ^[43]

Meteoritos

En el caso de un meteoro , la distancia estándar para la medición de magnitudes es una altitud de 100 km (62 mi) en el cenit del observador . ^{[44] [45]}

Véase también

• Proyecto Araucaria
• Diagrama de Hertzsprung-Russell : relaciona la magnitud absoluta o la luminosidad con el color espectral o la temperatura de la superficie .
• La unidad preferida del radioastrónomo Jansky : lineal en potencia/área de la unidad
• Lista de las estrellas más luminosas
• Magnitud fotográfica
• Brillo superficial : la magnitud para objetos extendidos
• Punto cero (fotometría) : el punto de calibración típico para el flujo de estrellas

Referencias

1. "Hoja informativa sobre el Sol". Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA . Consultado el 25 de febrero de 2017 .
2. Karachentsev, I. D.; et al. (2004). "Un catálogo de galaxias vecinas". The Astronomical Journal . 127 (4): 2031–2068. Bibcode :2004AJ....127.2031K. doi : 10.1086/382905 .
3. Flower, PJ (septiembre de 1996). "Transformaciones de diagramas Hertzsprung-Russell teóricos a diagramas color-magnitud: temperaturas efectivas, colores BV y correcciones bolométricas". The Astrophysical Journal . 469 : 355. Bibcode :1996ApJ...469..355F. doi :10.1086/177785.
4. Cayrel de Strobel, G. (1996). "Estrellas que se parecen al Sol". Astronomy and Astrophysics Review . 7 (3): 243–288. Bibcode :1996A&ARv...7..243C. doi :10.1007/s001590050006. S2CID  189937884.
5. Casagrande, L.; Portinari, L.; Flynn, C. (noviembre de 2006). "Parámetros fundamentales precisos para estrellas de la secuencia principal inferior". MNRAS (Resumen). 373 (1): 13–44. arXiv : astro-ph/0608504 . Bibcode :2006MNRAS.373...13C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10999.x . S2CID  16400466.
6. Bloom, JS; Perley, DA; Li, W.; Butler, NR; Miller, AA; Kocevski, D.; Kann, DA; Foley, RJ; Chen, H.-W.; Filippenko, AV; Starr, DL (19 de enero de 2009). "Observaciones del GRB 080319B a simple vista: implicaciones de la explosión más brillante de la naturaleza". The Astrophysical Journal . 691 (1): 723–737. arXiv : 0803.3215 . Bibcode :2009ApJ...691..723B. doi : 10.1088/0004-637x/691/1/723 . ISSN  0004-637X.
7. Carroll, BW; Ostlie, DA (2007). Introducción a la astrofísica moderna (2.ª ed.). Pearson. pp. 60–62. ISBN 978-0-321-44284-0.
8. Unsöld, A.; Baschek, B. (2013), El nuevo cosmos: una introducción a la astronomía y la astrofísica (5.ª ed.), Springer Science & Business Media , pág. 331, ISBN 978-3662043561
9. "Anunciados los proyectos de resolución de la XXIX Asamblea General de la UAI" . Consultado el 8 de julio de 2015 .
10. Mamajek, EE; Torres, G.; Prsa, A.; Harmanec, P.; Asplund, M.; Bennett, PD; Capitán, N.; Christensen-Dalsgaard, J.; Depagne, E.; Folkner, WM; Haberreiter, M.; Hekker, S.; Hilton, JL; Kostov, V.; Kurtz, DW; Laskar, J.; Masón, BD; Milón, EF; Montgomery, MM; Richards, MT; Schou, J.; Stewart, SG (13 de agosto de 2015), "Resolución B2 de la IAU de 2015 sobre los puntos cero recomendados para las escalas de magnitud bolométrica absoluta y aparente" (PDF) , Resoluciones adoptadas en las Asambleas Generales , Grupo de trabajo interdivisional AG de la IAU sobre unidades nominales para magnitudes estelares & Astronomía planetaria, arXiv : 1510.06262 , Bibcode :2015arXiv151006262M
11. Estimador del tamaño de asteroides de CNEOS
12. Luciuk, M., Magnitudes astronómicas (PDF) , p. 8 , consultado el 11 de enero de 2019
13. Karttunen, H.; Kröger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, KJ (2016). Astronomía fundamental. Saltador. pag. 163.ISBN​ 9783662530450.
14. Whitmell, CT (1907), "Brillo de un planeta", The Observatory , 30 : 97, Bibcode :1907Obs....30...96W
15. Bruton, D., Conversion of Absolute Magnitude to Diameter for Minor Planets, Stephen F. Austin State University, archivado desde el original el 23 de julio de 2011 , consultado el 12 de enero de 2019
16. El factor se puede calcular como , donde , la magnitud absoluta del Sol, y ${\displaystyle 1329{\text{ km}}}$ ${\displaystyle 2{\text{ AU}}\cdot 10^{H_{\text{Sun}}/5}}$ ${\displaystyle H_{\text{Sun}}=-26.76}$ ${\displaystyle 1{\text{ AU}}=1.4959787\times 10^{8}{\text{ km}}.}$
17. Pravec, P.; Harris, AW (2007). «Población de asteroides binarios 1. Contenido de momento angular» (PDF) . Icarus . 190 (190): 250–259. Código Bibliográfico :2007Icar..190..250P. doi :10.1016/j.icarus.2007.02.023. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
18. Albedo de la Tierra, Departamento de Física y Astronomía , consultado el 12 de enero de 2019
19. Luciuk, M., Albedo – ¿Qué tan brillante es la Luna? , consultado el 12 de enero de 2019
20. Anthony, M.; Hilton, JL (octubre de 2018). "Cálculo de magnitudes planetarias aparentes para The Astronomical Almanac". Astronomía y computación . 25 : 10–24. arXiv : 1808.01973 . Bibcode :2018A&C....25...10M. doi :10.1016/j.ascom.2018.08.002. S2CID  69912809.
21. "Enciclopedia - Los cuerpos más brillantes". IMCCE . Consultado el 29 de mayo de 2023 .
22. Cox, AN (2000). Allen's Astrophysical Quantities, cuarta edición . Springer-Verlag. pág. 310.
23. JPL Horizons (Tipo de efemérides "OBSERVADOR", Cuerpo objetivo "Venus [299]", Ubicación del observador "Geocéntrico [500]", Intervalo de tiempo "Inicio=2019-01-01 00:00, Detención=2019-01-02 00:00, Paso=1 d", CANTIDADES=9,19,20,24), Laboratorio de Propulsión a Chorro , consultado el 11 de enero de 2019
24. Minor Planet Circular 10193 (PDF) , Minor Planet Center, 27 de diciembre de 1985 , consultado el 11 de enero de 2019
25. Lagerkvist, C.-I.; Williams, I. (1987), "Estudios físicos de asteroides. XV – Determinación de parámetros de pendiente y magnitudes absolutas para 51 asteroides", Suplemento de Astronomía y Astrofísica , 68 (2): 295–315, Bibcode :1987A&AS...68..295L
26. Dymock, R. (2007), "El sistema de magnitudes H y G para asteroides" (PDF) , Journal of the British Astronomical Association , 117 (6): 342–343, Bibcode :2007JBAA..117..342D , consultado el 11 de enero de 2019
27. JPL Horizons (versión 3.75) (PDF) , Jet Propulsion Laboratory, 4 de abril de 2013, pág. 27 , consultado el 11 de enero de 2013
28. JPL Small-Body Database Browser – 101955 Bennu, Laboratorio de Propulsión a Chorro, 19 de mayo de 2018 , consultado el 11 de enero de 2019
29. Shevchenko, VG; et al. (abril de 2016), "Observaciones de asteroides en ángulos de fase bajos. IV. Parámetros promedio para el nuevo sistema de magnitud H, G1, G2", Planetary and Space Science , 123 : 101–116, Bibcode :2016P&SS..123..101S, doi :10.1016/j.pss.2015.11.007, hdl : 10138/228807
30. Harris, AW; Warner, BD; Pravec, P. (2016). "Datos derivados de la curva de luz de asteroides V16.0". Sistema de datos planetarios de la NASA . 246 : EAR-A-5-DDR-DERIVED-LIGHTCURVE-V16.0. Código Bibliográfico :2016PDSS..246.....H.
31. Guía del MPES (PDF) , Minor Planet Center, p. 11 , consultado el 11 de enero de 2019
32. Meisel, DD; Morris, CS (1976), "Parámetros de brillo de los cometas: definición, determinación y correlaciones", NASA. Goddard Space Flight Center the Study of Comets, Parte 1 , 393 : 410–444, Bibcode :1976NASSP.393..410M
33. Cometa C/2011 L4 (PANSTARRS), COBS , consultado el 11 de enero de 2019^{[ enlace muerto permanente ]}
34. Minor Planet & Comet Ephemeris Service (C/2011 L4, fecha de inicio de las efemérides=2013-03-10), Minor Planet Center , consultado el 11 de enero de 2019
35. Kidger, M. (3 de abril de 1997), Curva de luz del cometa Hale-Bopp, NASA JPL , consultado el 31 de mayo de 2019
36. Hughes, DW (16 de junio de 1989). "Magnitudes absolutas cometarias, su importancia y distribución". Asteroides, cometas, meteoritos III, Actas de una reunión (AMC 89) celebrada en el Observatorio Astronómico de la Universidad de Uppsala . Uppsala: 337. Bibcode :1990acm..proc..327H.
37. "JPL Small-Body Database Browser: (2014 UN271)" (última observación del 8 de agosto de 2021). Laboratorio de Propulsión a Chorro . Consultado el 15 de septiembre de 2021 .
38. "El cometa más grande jamás descubierto se está moviendo hacia un cielo cercano a ti". The New York Times . 28 de junio de 2021 . Consultado el 1 de julio de 2021 .
39. Farnham, Tony (6 de julio de 2021). «El cometa C/2014 UN271 (Bernardinelli-Bernstein) exhibió actividad a 23,8 ua». The Astronomer's Telegram . Consultado el 6 de julio de 2021 .
40. Yoshida, S. (24 de enero de 2015), "289P/Blanpain", aerith.net , consultado el 31 de mayo de 2019
41. Jewitt, D. (2006). "Cometa D/1819 W1 (Blanpain): todavía no ha muerto" (PDF) . Astronomical Journal . 131 (4): 2327–2331. Bibcode :2006AJ....131.2327J. doi : 10.1086/500390 . Consultado el 31 de mayo de 2019 .
42. 289P/Blanpain (17 de julio de 2013, última observación), Jet Propulsion Laboratory, 18 de mayo de 2019 , consultado el 31 de mayo de 2019
43. Lamy, PL; Toth, I.; Fernandez, YR; Weaver, HA (2004), Los tamaños, formas, albedos y colores de los núcleos cometarios (PDF) , University of Arizona Press, Tucson, págs. 223–264, Bibcode :2004come.book..223L, archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022
44. "Glosario – Magnitud absoluta de los meteoros". Organización Internacional de Meteoritos . Consultado el 16 de mayo de 2013 .
45. "Glosario de dinámica del sistema solar: magnitud absoluta de los cuerpos del sistema solar". Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA . Consultado el 16 de mayo de 2013 .

Enlaces externos

• Flujos de referencia de magnitud cero Archivado el 22 de febrero de 2003 en Wayback Machine.
• Unión Astronómica Internacional
• Calculadora de la magnitud absoluta de una estrella
• El sistema de magnitud
• Acerca de las magnitudes estelares Archivado el 27 de octubre de 2021 en Wayback Machine.
• Obtener la magnitud de cualquier estrella – SIMBAD
• Conversión de magnitud de planetas menores a diámetro
• Otra tabla para convertir la magnitud de un asteroide en un diámetro estimado