En astronomía , magnitud es la medida del brillo de un objeto , normalmente en una banda de paso definida . Hiparco introdujo en la antigüedad una determinación imprecisa pero sistemática de la magnitud de los objetos .
Los valores de magnitud no tienen unidad. La escala es logarítmica y se define de 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 veces más brillante que la magnitud 1 mayor. 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 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 pársecs para las estrellas. Para los planetas y cuerpos pequeños del Sistema Solar se utiliza una definición más compleja de magnitud absoluta , 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, −1,46. Venus en su punto más brillante es -5. La Estación Espacial Internacional (ISS) alcanza en ocasiones 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 sexta magnitud o más débiles.
La magnitud aparente es en realidad una medida de iluminancia , que también se puede medir en unidades fotométricas como el lux . [1]
El astrónomo griego Hiparco elaboró un catálogo que señalaba 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 dio origen al término magnitud. [2] 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 magnitudes a simple vista de esta manera:
Las Estrellas fijas parecen ser de diferentes Tamaños, no porque realmente lo sean, sino porque no todas están igualmente distantes de nosotros. [nota 1] Aquellos que estén más cerca sobresaldrán en brillo y grandeza; las estrellas más remotas darán una luz más débil y aparecerán más pequeñas a la vista. De ahí surge la Distribución de las Estrellas , según su Orden y Dignidad, en Clases ; la primera Clase, que contiene las que están más cercanas a nosotros, se llama Estrellas de primera Magnitud; las que están junto a ellas, son Estrellas de segunda Magnitud... y así sucesivamente, hasta llegar a las Estrellas de sexta Magnitud, que comprenden las Estrellas más pequeñas que pueden discernirse 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 estos seis órdenes. Aunque los astrónomos suelen aceptar la distinción de las estrellas en seis grados de magnitud ; sin embargo, no debemos juzgar que cada estrella en particular debe clasificarse exactamente de acuerdo con una determinada grandeza, que es una de las seis; sino que en realidad hay casi tantos Órdenes de Estrellas como Estrellas , siendo pocas de ellas exactamente de la misma Grandeza y Lustre. E incluso entre las estrellas que se consideran de la clase más brillante, aparece una variedad de magnitud; porque Sirio o Arcturus son cada uno de ellos más brillantes que Aldebarán o el Ojo de Buey , 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 tan intermedio, que los Astrónomos han diferido en su clasificación; algunos ponen las mismas Estrellas en una Clase, otros en otra. Por ejemplo: Tycho colocó al perrito 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 clasificarse en un Colocar entre ambos. [3]
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 "grande" 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), y las estrellas de segunda a sexta magnitud medían 1+1 ⁄ 2 ′, 1+1 ⁄ 12 ′, 3 ⁄ 4 ′, 1 ⁄ 2 ′ y 1 ⁄ 3 ′, respectivamente. [4] El desarrollo del telescopio demostró 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 en el caso de las estrellas más brillantes y más pequeña en el caso de las más débiles. Los astrónomos, desde Galileo hasta Jacques Cassini, confundieron estos discos espurios con los cuerpos físicos de las estrellas y, por ello, 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 medidas telescópicamente, pero ahora los diámetros medidos oscilaban 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 aún hablaban en términos del tamaño de una estrella más que de su brillo. . [5] Incluso hasta bien entrado el siglo XIX, el sistema de magnitudes continuó describiéndose en términos de seis clases determinadas por el tamaño aparente, en las que
No existe otra regla para clasificar las estrellas que la estimación del observador; y de ahí que algunos astrónomos consideren aquellas estrellas de primera magnitud que otros estiman como de segunda. [7]
Sin embargo, a mediados del siglo XIX los astrónomos habían medido las distancias a las estrellas mediante el paralaje estelar , y así entendieron que las estrellas están tan lejos que esencialmente aparecen como 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 espurios y cómo esos tamaños dependían de la intensidad de la luz proveniente de una estrella (este 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 coincida 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 adoptara una escala logarítmica de 5 √ 100 ≈ 2,512 entre magnitudes, de modo que cinco pasos de magnitud correspondieran precisamente a un factor de 100 en 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 Sirio tiene magnitud −1,46. [ cita necesaria ]
Como se mencionó anteriormente, la escala parece funcionar "al revés", siendo los objetos con una magnitud negativa 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, el cero aparece en el medio, con los objetos más brillantes en el extremo izquierdo y los objetos más oscuros en el extremo derecho.
Dos de los principales tipos de magnitudes que distinguen los astrónomos son:
La diferencia entre estos conceptos se puede ver 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.
Bajo la escala de magnitud logarítmica moderna, dos objetos, uno de los cuales se utiliza como referencia o línea de 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
Tenga en cuenta que los astrónomos utilizan constantemente el término flujo para lo que a menudo se llama intensidad en física, para evitar confusiones con la intensidad específica . Usando esta fórmula, la escala de magnitud se puede extender más allá del antiguo rango de magnitud 1 a 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 (ver la lista de estrellas más brillantes ). Por ejemplo, Sirio tiene magnitud −1,46, Arcturus es −0,04, Aldebarán es 0,85, Spica es 1,04 y Procyon es 0,34. Según el antiguo sistema de magnitud, todas estas estrellas podrían haber sido clasificadas como "estrellas de primera magnitud".
También se pueden calcular las magnitudes de objetos mucho más brillantes que las estrellas (como el Sol y la Luna ) y de objetos demasiado débiles para que el ojo humano los vea (como Plutón ).
A menudo sólo 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 desde:
porque la intensidad cae proporcionalmente a la distancia al cuadrado. Esto se conoce como módulo de distancia , donde d es la distancia a la estrella medida en pársecs , 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 magnitudes de extinción A , la relación entre las magnitudes aparente y absoluta se vuelve
Las magnitudes absolutas estelares suelen designarse con una M mayúscula con un subíndice para indicar la banda de paso. Por ejemplo, M V es la magnitud en 10 pársecs en la banda de paso V. Una magnitud bolométrica (Mbol ) 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 están normalizadas para que sean aproximadamente iguales a MV para las estrellas amarillas.
Las magnitudes absolutas de los objetos del Sistema Solar se citan con frecuencia basándose en una distancia de 1 AU. Estos se denominan 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 AU del Sol y 1 AU 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) :
Bajo el sistema de Pogson, se utilizó la estrella Vega como estrella de referencia fundamental, con una magnitud aparente definida como cero , independientemente de la técnica de medición o del filtro de longitud de onda. Esta es la razón por la que los objetos más brillantes que Vega, como Sirio (magnitud de 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 la hacía inadecuada 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 es cercano a cero, pero ya no exactamente, sino más bien 0,03 en la banda V (visual). [13] Los sistemas de referencia absoluta 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, y el sistema STMAG, en el que la fuente de referencia se define para que tenga una densidad de flujo constante por unidad de longitud de onda. . [ cita necesaria ]
Otra escala logarítmica de intensidad es el decibelio . 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 cámaras 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 decibeles y también corresponde a una disminución en magnitud de 5. Generalmente, el cambio en decibelios está relacionado con un cambio en magnitud de
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 por un aumento en la capacidad de la cámara en otros tantos decibeles.
![{\displaystyle {\sqrt[{5}]{100}}\aproximadamente 2,512}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/fed184113e02b2f8b9edcedca0920c0d14661ead)
