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 fuera visto desde una distancia de exactamente 10 parsecs (32,6 años luz ), sin extinción (o atenuación) de su luz debido a la absorción por las estrellas interestelares. Materia 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 con 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 generalmente oscilan entre aproximadamente −10 y +20. 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 relación de 100 en sus luminosidades, y una diferencia de n magnitudes en magnitud absoluta corresponde a una relación 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 magnitud absoluta M _V = +4,83. ^[1] Los objetos muy luminosos pueden tener magnitudes absolutas negativas: por ejemplo, la Vía Láctea tiene una magnitud B absoluta de aproximadamente −20,8. ^[2]

Como ocurre 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 comúnmente citada es la magnitud visual absoluta , que utiliza la banda visual (V) del espectro (en el sistema fotométrico UBV ). Las magnitudes absolutas se indican 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 (Mbol ₎ representa su luminosidad total en todas las longitudes de onda , en lugar de en una sola banda de filtro, como se expresa en una escala de magnitud logarítmica. Para convertir de una magnitud absoluta en una banda de filtro específica a una magnitud bolométrica absoluta, se aplica una corrección bolométrica (BC). ^[3]

Estrellas y galaxias

En astronomía estelar y galáctica, la distancia estándar es 10 pársecs (unos 32,616 años luz, 308,57 petámetros o 308,57 billones de kilómetros). Una estrella de 10 pársecs tiene un 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 extensión extensa de 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 estelar, y calculando la magnitud de esa fuente puntual como aparecería si observado 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 pársecs de la Tierra. Los ejemplos incluyen Rigel (−7,0), Deneb (−7,2), Naos (−6,0) y Betelgeuse (−5,6). En comparación, Sirio tiene una magnitud absoluta de sólo 1,4, que es aún 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 generalmente oscilan entre aproximadamente −10 y +20. Las magnitudes absolutas de las galaxias pueden ser mucho menores (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, 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 débiles visibles a simple vista se les asignó m = 6 . ^[7] La ​​diferencia entre ellos 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

$${\displaystyle 100^{\frac {m-M}{5}}={\frac {F_{10}}{F}}=\left({\frac {d}{10\;\mathrm {pc} }}\right)^{2},}$$

FdF ₁₀10 pclogaritmo común

$${\displaystyle M=m-5\log _{10}(d_{\text{pc}})+5=m-5\left(\log _{10}d_{\text{pc}}-1\right),}$$

la extinción por gas y polvoVía Láctealas nubes oscuras . ^[8]

Para objetos 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 cambio, se debe tener en cuenta la relatividad general . Además, el corrimiento al rojo cosmológico complica la relación entre la magnitud absoluta y 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 ser necesario aplicar una corrección K a las magnitudes de los objetos distantes.

La magnitud absoluta M también se puede escribir en términos de magnitud aparente m y paralaje estelar p :

$${\displaystyle M=m+5\left(\log _{10}p+1\right),}$$

mmódulo de distancia μ

$${\displaystyle M=m-\mu .}$$

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 un 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 Black Eye 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 aquellos no observados 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, se debe calcular asumiendo una temperatura efectiva .

Clásicamente, la diferencia en la magnitud bolométrica está relacionada con la relación de luminosidad según: ^[7]

$${\displaystyle M_{\mathrm {bol,\star } }-M_{\mathrm {bol,\odot } }=-2.5\log _{10}\left({\frac {L_{\star }}{L_{\odot }}}\right)}$$

$${\displaystyle {\frac {L_{\star }}{L_{\odot }}}=10^{0.4\left(M_{\mathrm {bol,\odot } }-M_{\mathrm {bol,\star } }\right)}}$$

• 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 SI para potencia ( vatios ) e irradiancia (W/m ² ), respectivamente. Aunque los astrónomos habían utilizado las magnitudes bolométricas durante muchas décadas, había diferencias sistemáticas en las escalas absolutas de magnitud-luminosidad presentadas en diversas referencias astronómicas, y no había ninguna estandarización internacional. Esto llevó a diferencias sistemáticas en las escalas de corrección bolométrica. ^[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 ser calculadas).

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 modo que el Sol (con luminosidad nominal3,828 × 10 ²⁶  W ) corresponde a la magnitud bolométrica absoluta M _bol,⊙ = 4,74 . Si se coloca 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]

Siguiendo 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:

$${\displaystyle M_{\mathrm {bol} }=-2.5\log _{10}{\frac {L_{\star }}{L_{0}}}\approx -2.5\log _{10}L_{\star }+71.197425}$$

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

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

La luminosidad de la estrella en vatios se puede calcular en función de su magnitud bolométrica absoluta M _bol como:

$${\displaystyle L_{\star }=L_{0}10^{-0.4M_{\mathrm {bol} }}}$$

Cuerpos del Sistema Solar ( H )

Para planetas y asteroides , se utiliza una definición de magnitud absoluta que es más significativa para 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 AU. ${\displaystyle H}$

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 del sol, y están conectados por la relación ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle m}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle m}$

$${\displaystyle m=H+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}d_{BO}}{d_{0}^{2}}}\right)}-2.5\log _{10}{q(\alpha )},}$$

ángulo de faseintegral de faseintegración^[13] ${\displaystyle \alpha }$ ${\displaystyle q(\alpha )}$

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  AU , la distancia promedio entre la Tierra y el Sol

Aproximaciones para la integral de fase q ( α )

El valor de depende de las propiedades de la superficie reflectante, en particular de su rugosidad . En la práctica, se utilizan diferentes aproximaciones basadas en 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 suaves. ^[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 es 2/3 tan brillante 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 reflectantes difusas ideales . Sea el ángulo de fase en grados , entonces ^[14] ${\displaystyle \alpha }$

$${\displaystyle q(\alpha )={\frac {2}{3}}\left(\left(1-{\frac {\alpha }{180^{\circ }}}\right)\cos {\alpha }+{\frac {1}{\pi }}\sin {\alpha }\right).}$$

${\displaystyle \alpha =90^{\circ }}$ ${\textstyle {\frac {1}{\pi }}}$ ${\displaystyle \alpha =0^{\circ }}$

Por el contrario, un modelo de reflector de disco difuso es simple , lo cual no es realista, pero representa el aumento 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]} ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle p}$

$${\displaystyle D={\frac {1329}{\sqrt {p}}}\times 10^{-0.2H}\mathrm {km} ,}$$

$${\displaystyle H=5\log _{10}{\frac {1329}{D{\sqrt {p}}}}.}$$

Ejemplo: la magnitud absoluta de la Luna se puede calcular a partir de su diámetro y albedo geométrico : ^[18] ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle D=3474{\text{ km}}}$ ${\displaystyle p=0.113}$

$${\displaystyle H=5\log _{10}{\frac {1329}{3474{\sqrt {0.113}}}}=+0.28.}$$

un cuarto de fase ${\displaystyle d_{BS}=1{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle d_{BO}=384400{\text{ km}}=0.00257{\text{ AU}}.}$ ${\textstyle q(\alpha )\approx {\frac {2}{3\pi }}}$

$${\displaystyle m=+0.28+5\log _{10}{\left(1\cdot 0.00257\right)}-2.5\log _{10}{\left({\frac {2}{3\pi }}\right)}=-10.99.}$$

^[19] ${\displaystyle m=-10.0.}$

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 basadas en propiedades conocidas o supuestas del cuerpo. ^[13] Para los planetas, las aproximaciones para el término de corrección en la fórmula para m se han derivado empíricamente, para coincidir 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 está la inclinación efectiva de los anillos de Saturno (su inclinación en relación con el observador), que, visto desde la Tierra, varía entre 0° y 27° en el transcurso de una órbita de Saturno, y es un pequeño término de corrección que depende de la subtierra de Urano. y latitudes subsolares. es el año de la Era Común . La magnitud absoluta de Neptuno está cambiando lentamente debido a 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 sólo es válida después del año 2000. Para algunas circunstancias, como para Venus, no hay observaciones disponibles, y en esos casos se desconoce la curva de fase. La fórmula de la Luna sólo es aplicable a la cara visible de la Luna , la porción 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 estaba respecto del Sol y de la Tierra en un ángulo de fase de (casi un cuarto de fase). En condiciones de fase completa, Venus habría sido visible en Teniendo en cuenta el alto ángulo de fase, el término de corrección anterior produce una magnitud aparente real de ${\displaystyle d_{BS}=0.719{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle d_{BO}=0.645{\text{ AU}}}$ ${\displaystyle \alpha =93.0^{\circ }}$ ${\displaystyle m=-4.384+5\log _{10}{\left(0.719\cdot 0.645\right)}=-6.09.}$

$${\displaystyle m=-6.09+\left(-1.044\times 10^{-3}\cdot 93.0+3.687\times 10^{-4}\cdot 93.0^{2}-2.814\times 10^{-6}\cdot 93.0^{3}+8.938\times 10^{-9}\cdot 93.0^{4}\right)=-4.59.}$$

^[23] ${\displaystyle m=-4.62}$

Ejemplo 2: En la fase del primer cuarto , la aproximación para la Luna da. Con eso, 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 más bajo. ${\textstyle -2.5\log _{10}{q(90^{\circ })}=2.71.}$ ${\textstyle m=+0.28+5\log _{10}{\left(1\cdot 0.00257\right)}+2.71=-9.96,}$ ${\displaystyle -10.0}$

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

Asteroide 1 Ceres , fotografiado por la nave espacial Dawn en ángulos de fase de 0°, 7° y 33°. La fuerte 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 el oleaje de oposición. Los valores más grandes de corresponden a un efecto de oposición menos pronunciado. Para la mayoría de los asteroides, se supone un valor de , correspondiente a un aumento 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 isotrópica 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 más fuerza en la dirección de la luz incidente y su brillo aumenta rápidamente a medida que se acerca el ángulo de fase . Este rápido brillo cercano a la oposición se llama efecto de oposición . Su fuerza 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 de las efemérides publicado 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 de brillo, típicamente ${\displaystyle G}$0,3 mag , cuando el objeto está cerca de la oposición. Se conoce con precisión sólo 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 se limita a ángulos de fase muy pequeños. Sin embargo, hasta 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 , hasta o más. ^[30] Además, su magnitud absoluta puede variar con la dirección de visión, 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 en toda la extensión visible de la coma ) y magnitud nuclear ( , el brillo de la región central sola). ^[31] Ambas son escalas diferentes a la escala de magnitud utilizada para planetas y asteroides, y no pueden usarse para comparar el tamaño con la magnitud absoluta H de un asteroide . ${\displaystyle m_{1}}$ ${\displaystyle m_{2}}$

La actividad de los cometas varía según su distancia al Sol. Su brillo se puede aproximar como

$${\displaystyle m_{1}=M_{1}+2.5\cdot K_{1}\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}}{d_{0}}}\right)}+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BO}}{d_{0}}}\right)}}$$

$${\displaystyle m_{2}=M_{2}+2.5\cdot K_{2}\log _{10}{\left({\frac {d_{BS}}{d_{0}}}\right)}+5\log _{10}{\left({\frac {d_{BO}}{d_{0}}}\right)},}$$

Unidad Astronómica^[32] ${\displaystyle m_{1,2}}$ ${\displaystyle M_{1,2}}$ ${\displaystyle d_{BS}}$ ${\displaystyle d_{BO}}$ ${\displaystyle d_{0}}$ ${\displaystyle K_{1,2}}$ ${\displaystyle K=2}$

Por ejemplo, la curva de luz del cometa C/2011 L4 (PANSTARRS) puede aproximarse mediante ^[33] El día de su paso por el perihelio, el 10 de marzo de 2013, el cometa PANSTARRS estaba alejado del Sol y de la Tierra. Se predice que la magnitud aparente total fue en ese momento. El Minor Planet Center da un valor cercano a eso . ^[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 dramáticamente. Puede cambiar a medida que el cometa se vuelve más o menos activo con el tiempo o si sufre una explosión. Esto dificulta el uso de la magnitud absoluta para una estimación del tamaño. Cuando se descubrió el cometa 289P/Blanpain en 1819, se estimó que su magnitud absoluta era de . ^[40] Posteriormente se perdió y no fue redescubierto hasta 2003. En ese momento, su magnitud absoluta había disminuido a , ^[42] y se comprendió que la aparición de 1819 coincidió con un estallido. 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 jamás caracterizado físicamente y, por lo general, no supera los 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 por 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]

Meteoros

Para un meteoro , la distancia estándar para medir magnitudes es a una altitud de 100 km (62 millas) en el cenit del observador . ^{[44] [45]}

Ver 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/unidad de área
• Lista de estrellas más luminosas
• Magnitud fotográfica
• Brillo de la superficie : la magnitud de los objetos extendidos
• Punto cero (fotometría) : el punto de calibración típico para el flujo de estrellas

Referencias

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enlaces externos

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