En astronomía , la magnitud es una medida del brillo de un objeto , generalmente en una banda de paso definida. En la antigüedad, Hiparco introdujo una determinación imprecisa pero sistemática de la magnitud de los objetos .
Los valores de magnitud no tienen unidad. La escala es logarítmica y está definida de tal manera que una estrella de magnitud 1 es exactamente 100 veces más brillante que una estrella de magnitud 6. Por lo tanto, cada paso de una magnitud es 1 veces más brillante que la magnitud 1 superior. Cuanto más brillante parece 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 y 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 una cierta distancia de 10 parsecs para las estrellas. Se utiliza una definición más compleja de magnitud absoluta para los planetas y los 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 del cielo nocturno, de −1,46. Venus, en su punto más brillante, tiene una magnitud de -5. La Estación Espacial Internacional (ISS) alcanza a veces una magnitud de −6.
Los astrónomos aficionados suelen expresar la oscuridad del cielo en términos de magnitud límite , es decir, la magnitud aparente de la estrella más débil que pueden ver a simple vista. En un sitio oscuro, es habitual que la gente vea estrellas de magnitud 6 o más débiles.
La magnitud aparente es en realidad una medida de iluminancia , que también puede medirse en unidades fotométricas como el lux . [1]
El astrónomo griego Hiparco elaboró un catálogo que indicaba el brillo aparente de las estrellas en el siglo II a. C. En el siglo II d. C., el astrónomo alejandrino Ptolomeo clasificó las estrellas en una escala de seis puntos y originó el término magnitud. [2] A simple vista, una estrella más prominente como Sirio o Arturo 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 magnitudes a simple vista de esta manera:
Las estrellas fijas parecen ser de diferentes tamaños, no porque realmente lo sean, sino porque no están todas igualmente distantes de nosotros. [nota 1] Las que están más cerca sobresaldrán en brillo y tamaño; las estrellas más remotas darán una luz más tenue y parecerán más pequeñas a la vista. De aquí surge la distribución de las estrellas , según su orden y dignidad, en clases ; la primera clase que contiene las que están más cerca de nosotros, se llama estrellas de la primera magnitud; las que están próximas a ellas, son estrellas de la segunda magnitud ... y así sucesivamente, hasta que llegamos a las estrellas de la sexta magnitud, que comprenden las estrellas más pequeñas que se pueden discernir a simple vista. Porque todas las demás estrellas , que solo se ven con la ayuda de un telescopio, y que se llaman telescópicas, no se cuentan entre estos seis órdenes. Aunque la distinción de estrellas en seis grados de magnitud es comúnmente aceptada por los astrónomos , 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 son exactamente del mismo tamaño y brillo. E incluso entre las estrellas que se consideran de la clase más brillante, parece haber una variedad de magnitud; pues Sirio o Arturo son cada una de ellas más brillantes que Aldebarán o el ojo del toro , o incluso que la estrella en Spica ; y, sin embargo, todas estas estrellas se cuentan entre las estrellas del primer orden. Y hay algunas estrellas de un orden intermedio, por lo que los astrónomos han diferido en su clasificación; algunos colocan las mismas estrellas en una clase, otros en otra. Por ejemplo: El Perrito fue colocado por Tycho entre las estrellas de segunda magnitud, que Ptolomeo contaba entre las estrellas de primera clase: y por lo tanto no es verdaderamente ni del primer ni del segundo orden, sino que debería estar clasificado en un lugar entre ambos. [3]
Tenga en cuenta que cuanto más brillante sea la estrella, menor será su magnitud: las estrellas brillantes de "primera magnitud" son estrellas de "primera clase", mientras que las estrellas apenas visibles a simple vista son estrellas de "sexta magnitud" o "sexta clase". El sistema consistía en 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 "grande" de las estrellas en términos de tamaño angular, lo que en teoría significaba que la magnitud de una estrella podía 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), mientras que las estrellas de segunda a sexta magnitud medían 1 ⁄ 2 de grado.+1 ⁄ 2 ′, 1+1 ⁄ 12 ′, 3 ⁄ 4 ′, 1 ⁄ 2 ′ y 1 ⁄ 3 ′, respectivamente. [4] 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 falsa de una estrella en forma de disco que era más grande para las estrellas más brillantes y más pequeña para las más débiles. Los astrónomos, desde Galileo hasta Jaques Cassini, confundieron estos discos falsos con los cuerpos físicos de las estrellas y, por lo tanto, hasta el siglo XVIII continuaron pensando en la magnitud en términos del tamaño físico de una estrella. [5] Johannes Hevelius produjo una tabla muy precisa de tamaños de estrellas medidos telescópicamente, pero ahora los diámetros medidos variaban desde poco más de seis segundos de arco para la primera magnitud hasta poco menos de 2 segundos para la sexta magnitud. [5] [6] 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 todavía hablaban en términos del tamaño de una estrella más que de su brillo. [5] Incluso a principios del siglo XIX, el sistema de magnitud continuó describiéndose en términos de seis clases determinadas por el tamaño aparente. [7]
Sin embargo, a mediados del siglo XIX los astrónomos habían medido las distancias a las estrellas a través de la paralaje estelar , y así entendieron que las estrellas están tan lejos que parecen esencialmente fuentes puntuales de luz. Tras los avances en la comprensión de la difracción de la luz y la visión astronómica , los astrónomos comprendieron plenamente que los tamaños aparentes de las estrellas eran falsos y que esos tamaños dependían de la intensidad de la luz que provenía de una estrella (esto es, el brillo aparente de la estrella, que se puede medir en unidades como vatios por metro cuadrado), de modo que las estrellas más brillantes parecían más grandes.
Las primeras mediciones fotométricas (realizadas, por ejemplo, utilizando una luz para proyectar una “estrella” artificial en el campo de visión de un telescopio y ajustándola para que coincidiera en brillo con 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 adoptase una escala logarítmica de 5 √ 100 ≈ 2,512 entre magnitudes, de modo que cinco pasos de magnitud correspondiesen precisamente a un factor de 100 en el brillo. [8] [9] 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, aproximadamente 2,5 2 veces más brillante que una estrella de magnitud 3, aproximadamente 2,5 3 veces 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 tienen magnitud 0 y Sirius tiene magnitud −1,46. [ cita requerida ]
Como se mencionó anteriormente, la escala parece funcionar "a la inversa", y los objetos con una magnitud negativa 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 de esta línea son más brillantes, mientras que los que aparecen más a la derecha son más tenues. Por lo tanto, el cero aparece en el medio, con los objetos más brillantes en el extremo izquierdo y los más tenues en el extremo derecho.
Dos de los principales tipos de magnitudes que distinguen los astrónomos son:
La diferencia entre estos conceptos se puede apreciar comparando dos estrellas. Betelgeuse (magnitud aparente 0,5, magnitud absoluta -5,8) aparece ligeramente más tenue en el cielo que Alpha Centauri A (magnitud aparente 0,0, magnitud absoluta 4,4) a pesar de que emite miles de veces más luz, porque Betelgeuse está mucho más lejos.
Según la escala de magnitud logarítmica moderna, dos objetos, uno de los cuales se utiliza como referencia o línea base, cuyo flujo (es decir, brillo, una medida de potencia por unidad de área) en unidades como vatios por metro cuadrado (W m −2 ) son F 1 y F ref , tendrán magnitudes m 1 y m ref relacionadas por
Los astrónomos utilizan el término "flujo" para lo que a menudo se llama "intensidad" en física, con el fin de evitar la confusión con la intensidad específica . Usando esta fórmula, la escala de magnitud se puede extender más allá del antiguo rango de magnitud 1-6, y se convierte en una medida precisa de brillo en lugar de simplemente 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 tiene una magnitud de -1,46, Arcturus es -0,04, Aldebarán es 0,85, Spica es 1,04 y Procyon es 0,34. Bajo el antiguo sistema de magnitud, todas estas estrellas podrían haber sido clasificadas como "estrellas de primera magnitud".
También se pueden calcular magnitudes para objetos mucho más brillantes que las estrellas (como el Sol y la Luna ) y para objetos demasiado tenues para ser vistos por el ojo humano (como Plutón ).
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 a partir de:
porque la intensidad disminuye proporcionalmente al cuadrado de la distancia. 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 partículas de polvo interestelar , entonces la magnitud aparente del objeto será correspondientemente más débil. Para magnitudes de extinción A, la relación entre magnitudes aparentes y absolutas se convierte en
Las magnitudes absolutas estelares se designan generalmente 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 pequeña (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 de los objetos del Sistema Solar se expresan con frecuencia en función de una distancia de 1 UA. Se los designa con el 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 UA del Sol y a 1 UA del observador. [10]
La siguiente es una tabla que muestra las magnitudes aparentes de los objetos celestes y satélites artificiales que van desde el Sol hasta el objeto más débil visible con el telescopio espacial James Webb (JWST) :
Cualquier sistema de magnitud debe calibrarse para definir el brillo de magnitud cero. Muchos sistemas de magnitud, como el sistema Johnson UBV, asignan el brillo promedio de varias estrellas a un cierto número por definición, y todas las demás mediciones de magnitud se comparan con ese punto de referencia. [15] Otros sistemas de magnitud calibran midiendo la energía directamente, sin un punto de referencia, y estos se denominan sistemas de referencia "absolutos". Los sistemas de referencia absolutos actuales incluyen el sistema de magnitud AB , en el que la referencia es una fuente con una densidad de flujo constante por unidad de frecuencia, [16] y el sistema STMAG, en el que la fuente de referencia se define como que tiene una densidad de flujo constante por unidad de longitud de onda. [ cita requerida ]
Otra medida logarítmica de intensidad es el nivel, en decibelios . Aunque se utiliza más comúnmente para la intensidad del sonido, también se utiliza para la intensidad de la luz. Es un parámetro para tubos fotomultiplicadores y ópticas de cámara similares para telescopios y microscopios. Cada factor de 10 en intensidad corresponde a 10 decibelios. En particular, un multiplicador de 100 en intensidad corresponde a un aumento de 20 decibelios y también corresponde a una disminución de la magnitud en 5. Generalmente, el cambio en el nivel está relacionado con un cambio en la magnitud en
Por ejemplo, un objeto que es 1 magnitud más grande (más débil) que una referencia produciría una señal que es4 dB más pequeño (más débil) que la referencia, lo que podría necesitar ser compensado con un aumento en la capacidad de la cámara en otros 10 decibeles.
![{\displaystyle {\sqrt[{5}]{100}}\aproximadamente 2,512}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/fed184113e02b2f8b9edcedca0920c0d14661ead)
