) cuantifica el brillo de una estrella o cuerpo celeste observado desde la Tierra.En el siglo II a. C. se catalogó a las estrellas por su magnitud aparente.Por lo tanto, si se tienen tres estrellas cuyos brillos siguen la proporción 1:10:100, la tercera corresponde a la más brillante, la diferencia entre las magnitudes aparentes de la primera y la segunda es la misma que la diferencia entre la segunda y la tercera.El telescopio espacial Hubble permite observar objetos con magnitudes aparentes de +31,5.Es por esto que está condicionada por la sensibilidad del instrumento y de su filtro paso banda.Por consiguiente, la magnitud aparente se mide para determinadas bandas del espectro luminoso.En el caso de medir en el espectro visible, se denomina magnitud visual (La escala con la que se mide la magnitud aparente tiene origen en la práctica helenística de dividir las estrellas visibles con ojo desnudo (sin ayuda de un telescopio) en el intervalo del 1 al 6.Las estrellas más visibles formaban parte de la primera magnitud.Mientras que las más débiles se consideraban en la sexta magnitud, siendo este el límite de la percepción visual humana.Este método para indicar la visibilidad de las estrellas a simple vista fue divulgado por Claudio Ptolomeo en su Almagesto, y se cree que pudo haber sido originado por Hiparco de Nicea.A este valor se le conoce como el cociente de Pogson.En longitudes de onda más cortas (por ejemplo, visibles), la emisión del polvo a estas temperaturas es insignificante.Con los sistemas de magnitudes modernos, el brillo en un rango muy amplio se especifica según la definición logarítmica que se detalla a continuación, utilizando esta referencia cero.El brillo de Vega es superado por cuatro estrellas del cielo nocturno en longitudes de onda visibles (y más en longitudes de onda infrarrojas), así como por los brillantes planetas Venus, Marte y Júpiter, y éstos deben describirse mediante magnitudes negativas.En la tabla siguiente se pueden encontrar magnitudes negativas para otros objetos astronómicos muy brillantes.A continuación se introducen los sistemas de magnitud más comunes.Para ambos casos el punto cero se considera tal que la magnitud de Vega en estos sistemas coincida en el espectro visible., con sus respectivos flujos en la misma banda se obtiene a partir de:(medida en pársecs) de una estrella es posible determinar su magnitud absolutaSiendo esta la magnitud que tendría si la estrella se encontrara a una distancia de 10 pc:Por lo tanto, es necesario tomar en cuenta la pérdida por polvo cósmico introduciendo una corrección(aparente) toma en cuenta el flujo radiado en cualquier longitud de onda y se define como:= 3.0128×1028 W la magnitud bolométrica absoluta y la luminosidad del Sol respectivamente.Esto implica generalmente la observación simultánea, en condiciones idénticas, de estrellas estándar cuya magnitud utilizando ese filtro espectral se conoce con precisión.Normalmente, se observan unas cuantas estrellas diferentes de magnitud conocida que sean suficientemente similares.Se prefieren las estrellas de calibración cercanas al objetivo (para evitar grandes diferencias en las trayectorias atmosféricas).Para los recién llegados a la astronomía, la Magnitud Aparente se escala con la potencia recibida (en contraposición a la amplitud), por lo que para la astrofotografía se puede utilizar la medida del brillo relativo para escalar los tiempos de exposición entre estrellas.La magnitud aparente también se suma (integra) en todo el objeto, por lo que es independiente del enfoque.Esto debe tenerse en cuenta al escalar los tiempos de exposición para objetos con un tamaño aparente significativo, como el Sol, la Luna y los planetas.
Norman Pogson conocido por formalizar la escala de magnitudes aparentes.
Imagen de 30 Doradus tomada por VISTA de ESO. Esta nebulosa tiene una magnitud visual de 8.
