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Magnitud (astronomía)

Ilustración de fuentes de luz de magnitud 1 a 3,5, en incrementos de 0,5. En astronomía , la magnitud es una medida del brillo de un objeto , generalmente dentro de una banda de...

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Ilustración de fuentes de luz de magnitud 1 a 3,5, en incrementos de 0,5.

En astronomía , la magnitud es una medida del brillo de un objeto , generalmente dentro de 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 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 es1005≈2.512{\displaystyle {\sqrt[{5}]{100}}\approx 2.512}veces más brillante que la magnitud 1 mayor [ 1 ] . 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 su luminosidad intrínseca , 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 si se colocara a una distancia determinada, 10 pársecs para las estrellas. Para los planetas y los 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 del Sol.

El Sol tiene una magnitud aparente de -27 y Sirio , la estrella visible más brillante en el cielo nocturno, de -1,46. Venus, en su punto más brillante, tiene una magnitud de -5. La Estación Espacial Internacional (ISS) a veces alcanza 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 tenue que pueden ver a simple vista. En un lugar oscuro, es habitual ver 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 . [ 2 ]

Historia

Fuentes de luz de diferentes magnitudes. En el cielo nocturno se puede observar un destello satelital muy brillante.

El astrónomo griego Hiparco elaboró ​​un catálogo que registraba 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 acuñó el término magnitud . [ 3 ] A simple vista, una estrella más prominente como Sirio o Arcturus parece más grande que una menos prominente como Mizar , que a su vez parece más grande que una estrella realmente tenue como Alcor . En 1736, el matemático John Keill describió el antiguo sistema de magnitud a simple vista de esta manera:

Las estrellas fijas parecen tener diferentes tamaños, no porque realmente lo sean, sino porque no todas están a la misma distancia de nosotros. [ nota 1 ] Aquellas que están más cerca sobresaldrán en brillo y tamaño; las estrellas más remotas darán una luz más tenue y parecerán más pequeñas a simple 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 cerca de nosotros, se llaman estrellas de primera magnitud; las que están junto a ellas, son estrellas de segunda magnitud... y así sucesivamente, hasta que llegamos a las estrellas de 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 las estrellas en seis grados de magnitud es comúnmente aceptada por los astrónomos ; Sin embargo, no debemos juzgar que cada estrella en particular deba clasificarse exactamente según un tamaño determinado, que es uno de los 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, aparece una variedad de magnitud; pues Sirio o Arcturus son cada una de ellas más brillantes que Aldebarán o el Ojo de Toro , o incluso que la estrella en Spica ; y, sin embargo, todas estas estrellas se consideran entre las estrellas del primer orden. Y hay algunas estrellas de un orden intermedio, que los astrónomos han diferido en su clasificación; algunos colocan las mismas estrellas en una clase, otros en otra. Por ejemplo: Tycho colocó al perrito entre las estrellas de segunda magnitud, que Ptolomeo consideró entre las estrellas de primera clase; por lo tanto, no es verdaderamente ni de primer ni de segundo orden, sino que debería estar clasificado en un lugar intermedio entre ambos. [ 4 ]

Cabe destacar que cuanto más brillante es la estrella, menor es su magnitud: las estrellas brillantes de "primera magnitud" son de "primera clase", mientras que las apenas visibles a simple vista son de "sexta magnitud" o "sexta clase". El sistema consistía en una simple clasificación del brillo estelar en seis grupos distintos, pero no tenía en cuenta las variaciones de brillo dentro de cada grupo.

Tycho Brahe intentó medir directamente el "tamaño" de las estrellas en términos de tamaño angular, lo que en teoría significaba que la magnitud de una estrella podía determinarse por algo más que el juicio subjetivo descrito en la cita anterior. Concluyó que las estrellas de primera magnitud medían 2 minutos de arco (2′) en 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 + 1/2 ′ , 1 + 1/12 ′ , 3/4 ′ , 1/2 ′ y 1/3 ′ , respectivamente. [ 5 ] 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 producían una imagen espuria en forma de disco de una estrella que era más grande para las estrellas más brillantes y más pequeña para las más débiles. Los astrónomos desde Galileo hasta Jacques Cassini confundieron estos discos espurios con los cuerpos físicos de las estrellas, y así, hasta el siglo XVIII, continuaron pensando en la magnitud en términos del tamaño físico de una estrella. [ 6 ] 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. [ 6 ] [ 7 ] Para 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. [ 6 ] Incluso a principios del siglo XIX, el sistema de magnitud continuó describiéndose en términos de seis clases determinadas por el tamaño aparente. [ 8 ]

Sin embargo, a mediados del siglo XIX, los astrónomos habían medido las distancias a las estrellas mediante la paralaje estelar y, por lo tanto, comprendieron 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 engañosos y cómo esos tamaños dependían de la intensidad de la luz que provenía 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.

Definición moderna

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 con el brillo de 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 correspondían precisamente a un factor de 100 en brillo. [ 9 ] [ 10 ] 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 una de "primera clase", por lo que Arcturus o Vega tienen una magnitud de 0, y Sirius tiene una magnitud de -1,46.

Escala

Como se mencionó anteriormente, la escala parece funcionar "a la inversa", de modo que los objetos con magnitud negativa son más brillantes que aquellos con 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 que aparecen más a la derecha son más tenues. Por lo tanto, el cero aparece en el centro, con los objetos más brillantes en el extremo izquierdo y los más tenues en el extremo derecho.

Magnitud aparente y absoluta

Dos de los principales tipos de magnitudes que distinguen los astrónomos son:

  • Magnitud aparente: el brillo de un objeto tal como aparece en el cielo nocturno.
  • La magnitud absoluta mide la luminosidad de un objeto (o la luz reflejada en el caso de objetos no luminosos como los asteroides ); es la magnitud aparente del objeto vista desde una distancia específica, convencionalmente 10 pársecs (32,6 años luz ).

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.

Magnitud aparente

Un diagrama de dispersión que muestra cómo se miden los objetos familiares en términos de magnitud aparente, luminancia superficial y diámetro angular .

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

metro1−metrormiF=−2.5registro10⁡(F1FrmiF).{\displaystyle m_{1}-m_{\rm {ref}}=-2.5\log _{10}\left({\frac {F_{1}}{F_{\rm {ref}}}}\right).}

Los astrónomos utilizan el término "flujo" para lo que en física se suele llamar "intensidad", con el fin de evitar confusiones con la intensidad específica . Mediante esta fórmula, la escala de magnitud se puede extender más allá del antiguo rango de magnitud 1-6, convirtiéndose en una medida precisa de brillo en lugar de un simple sistema de clasificación. Los astrónomos ahora miden diferencias tan pequeñas como una centésima de magnitud. Las estrellas con magnitudes entre 1,5 y 2,5 se denominan de segunda magnitud; existen unas 20 estrellas más brillantes que 1,5, que son estrellas de primera magnitud (véase la lista de las estrellas más brillantes ). Por ejemplo, Sirio tiene una magnitud de -1,46, Arcturus de -0,04, Aldebarán de 0,85, Spica de 1,04 y Proción de 0,34. Según el antiguo sistema de magnitud, todas estas estrellas podrían haberse clasificado 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 ).

Magnitud absoluta

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 desde:

metro−METRO=2.5registro10⁡(d/10)2=5(registro10⁡d−1),{\displaystyle mM=2.5\log _{10}(d/10)^{2}=5\left(\log _{10}d-1\right)\,,}

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 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 debida 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 las magnitudes aparente y absoluta se convierte en

metro−METRO=5(registro10⁡d−1)+A.{\displaystyle mM=5\left(\log _{10}d-1\right)+A.}

Las magnitudes absolutas estelares se suelen designar con una M mayúscula seguida de un subíndice que indica la banda de paso. Por ejemplo, M V es la magnitud a 10 pársecs 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; suele ser menor (es decir, más brillante) que una magnitud absoluta en una banda de paso determinada, 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 estrellas amarillas.

Las magnitudes absolutas de los objetos del Sistema Solar se citan frecuentemente basándose en una distancia de 1 UA. Estas se representan con una H mayúscula. Dado que estos objetos se iluminan 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. [ 11 ]

Ejemplos

La siguiente tabla muestra las magnitudes aparentes de objetos celestes y satélites artificiales, desde el Sol hasta el objeto más tenue visible con el Telescopio Espacial James Webb (JWST) :

Otras escalas

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 número determinado por definición, y todas las demás mediciones de magnitud se comparan con ese punto de referencia. [ 16 ] Otros sistemas de magnitud se 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, [ 17 ] y el sistema STMAG, en el que la fuente de referencia se define con una densidad de flujo constante por unidad de longitud de onda.

Decibel

Otra medida logarítmica de intensidad es el nivel, en decibelios . Aunque se usa más comúnmente para la intensidad del sonido, también se usa 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 la intensidad corresponde a 10 decibelios. En particular, un multiplicador de 100 en la 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 por

ΔL=−4Δmetro{\displaystyle \Delta L=-4\Delta m\,}dB

Por ejemplo, un objeto que es 1 magnitud más grande (más débil) que una referencia produciría una señal que es4  dB menor (más débil) que la referencia, lo que podría requerir una compensación mediante un aumento en la capacidad de la cámara en la misma cantidad de decibelios.

Véase también

Notas

  1. ↑ Hoy en día, los astrónomos saben que el brillo de las estrellas es una función tanto de su distancia como de su propia luminosidad .
  2. ↑ Bajo cielos muy oscuros, como los que se encuentran en zonas rurales remotas.

Referencias

  1. ↑ Pogson, N. (14 de noviembre de 1856). "Magnitudes de treinta y seis de los planetas menores para el primer día de cada mes del año 1857" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 17 (1): 12– 15. doi : 10.1093/mnras/17.1.12 . ISSN 0035-8711 . 
  2. ↑ Crumey, A. (octubre de 2006). "Umbral de contraste humano y visibilidad astronómica" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 442 (3): 2600– 2619. arXiv : 1405.4209 . Bibcode : 2014MNRAS.442.2600C . doi : 10.1093/mnras/stu992 .
  3. ↑ Miles, R. (octubre de 2006). "Una breve historia de la fotometría: de Hiparco al Telescopio Espacial Hubble" . Journal of the British Astronomical Association . 117 : 172. Bibcode : 2007JBAA..117..172M . Recuperado el 8 de febrero de 2021 .
  4. ↑ Keill, J. (1739). Introducción a la verdadera astronomía (3.ª ed.). Londres. págs. 47-48 .  
  5. ↑ Thoren, VE (1990). El Señor de Uraniborg . Cambridge: Cambridge University Press. pág . 306. ISBN  9780521351584.
  6. 1 2 3 Graney, CM; Grayson, TP (2011). "Sobre los discos telescópicos de las estrellas: una revisión y análisis de las observaciones estelares desde principios del siglo XVII hasta mediados del siglo XIX". Annals of Science . 68 (3): 351– 373. arXiv : 1003.4918 . doi : 10.1080/00033790.2010.507472 . S2CID 118007707 . 
  7. ↑ Graney, CM (2009). "Datos fotométricos del siglo XVII en forma de mediciones telescópicas de los diámetros aparentes de las estrellas por Johannes Hevelius". Baltic Astronomy . 18 ( 3– 4): 253– 263. arXiv : 1001.1168 . Bibcode : 2009BaltA..18..253G .
  8. ↑ Ewing, A.; Gemmere, J. (1812). Astronomía práctica . Burlington, NJ: Allison. pág. 41. 
  9. ↑ Hoskin, M. (1999). The Cambridge Concise History of Astronomy . Cambridge: Cambridge University Press. p. 258. 
  10. ↑ Tassoul, JL; Tassoul, M. (2004). Una breve historia de la física solar y estelar . Princeton, NJ: Princeton University Press . pág . 47. ISBN  9780691117119.
  11. ↑ "Glosario" . JPL. Archivado del original el 25/11/2017 . Consultado el 23/11/2017 .
  12. ↑ "Observar estrellas y planetas a la luz del día" . sky.velp.info . Archivado del original el 7 de marzo de 2016. Consultado el 8 de mayo de 2018 .
  13. ↑ "La escala de magnitud astronómica" . www.icq.eps.harvard.edu . Consultado el 17 de diciembre de 2020 .
  14. ↑ Illingworth, GD; Magee, D.; Oesch, PA; Bouwens, RJ; Labbé, I.; Stiavelli, M.; van Dokkum, PG; Franx, M.; Trenti, M.; Carollo, CM; Gonzalez, V. (21 de octubre de 2013). "El campo profundo extremo XDF del HST: Combinando todos los datos ACS y WFC3/IR de la región HUDF en el campo más profundo jamás visto". The Astrophysical Journal Supplement Series . 209 (1): 6. arXiv : 1305.1931 . Bibcode : 2013ApJS..209....6I . doi : 10.1088/0067-0049/209/1/6 . S2CID 55052332 . 
  15. ↑ "Telescopios" . www.jaymaron.com . Archivado del original el 1 de agosto de 2017. Consultado el 14 de septiembre de 2017 .(Consultado el 14 de septiembre de 2017)
  16. ↑ Johnson, HL; Morgan, WW (1953). "Fotometría estelar fundamental para estándares de tipo espectral en el sistema revisado del atlas espectral de Yerkes" . The Astrophysical Journal . 117 : 313. Bibcode : 1953ApJ...117..313J . doi : 10.1086/145697 . ISSN 0004-637X . 
  17. ↑ Oke, JB; Gunn, JE (1983). "Estrellas estándar secundarias para espectrofotometría absoluta" . The Astrophysical Journal . 266 : 713. Bibcode : 1983ApJ...266..713O . doi : 10.1086/160817 . ISSN 0004-637X . 
  • Rothstein, Dave (18 de septiembre de 2003). "¿Qué es la magnitud aparente?" . Universidad de Cornell . Archivado del original el 17 de enero de 2015. Recuperado el 23 de diciembre de 2011 .
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