Magnitud aparente

Magnitud estelar aparente (denotada m ) - una medida del brillo de un cuerpo celeste (más precisamente, la iluminacióncreado por este cuerpo) desde el punto de vista de un observador terrestre. Es común utilizar el valor corregido al valor que tendría en ausencia de atmósfera . Cuanto más brillante es un objeto, menor es su magnitud .

La especificación "aparente" indica únicamente que esta magnitud se observa desde la Tierra; esta aclaración es necesaria para distinguirla de la magnitud absoluta (que es una característica de la fuente misma, y no las condiciones de su observación). No se refiere al rango visible: las cantidades visibles también se miden en el infrarrojo o en algún otro rango. El valor medido en el rango visible se llama visual [1] .

En el espectro visible, la estrella más brillante del cielo nocturno fuera del sistema solar, Sirio , tiene una magnitud aparente de −1,46 m .

La estrella más cercana a nosotros, el Sol, tiene una magnitud aparente de −26,74 m

Una fuente que emite en el rango visible y produce una iluminación de 1 lux (por ejemplo, una fuente con una intensidad luminosa de 1 candela ubicada a una distancia de 1 m) tiene una magnitud aparente de −14,20 m [2] [3] .

Historia

Visible a simple vista [4]	valor aparente	Brillo relativo a Vega	Número de estrellas más brillantes que esta magnitud aparente [5]
Sí	−1,0	250%	una
	0.0	100 %	cuatro
	1.0	40%	quince
	2.0	dieciséis %	48
	3.0	6,3%	171
	4.0	2,5%	513
	5.0	1,0%	1602
	6.0	0,40%	4 800
	6.5	0,25%	9096 [6]
No	7.0	0,16%	14 000
	8.0	0.063%	42 000
	9.0	0.025%	121 000
	10.0	0.010%	340 000

La escala utilizada para indicar la magnitud se originó en la Grecia helenística y se utilizó para dividir las estrellas visibles a simple vista en seis magnitudes . Las estrellas más brillantes en el cielo nocturno son de primera magnitud ( m = 1) y las más tenues son de sexta magnitud ( m = 6), que es el límite de la percepción visual humana (sin la ayuda de instrumentos ópticos). Se consideró que cada valor entero tenía el doble de brillo que el siguiente valor (es decir, se utilizó una escala logarítmica ), aunque esta relación era subjetiva debido a la falta de fotodetectores . Esta escala bastante aproximada para el brillo de las estrellas fue popularizada por Ptolomeo en su Almagesto y generalmente se cree que fue acuñada por Hiparco . Esto es imposible de probar o refutar ya que el catálogo de estrellas original de Hipparchus se ha perdido. El único texto sobreviviente del mismo Hipparchus (un comentario sobre Aratus ) muestra que no tenía un sistema para describir numéricamente el brillo: siempre usa términos como "grande" o "pequeño", "brillante" o "débil" o incluso tales descripciones como "visto en luna llena" [7] .

En 1856, Norman Robert Pogson dio una definición más formal, definiendo una estrella de primera magnitud como una estrella que es 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud, postulando así la escala logarítmica todavía en uso en la actualidad. Esto significa que una estrella de magnitud m es unas 2,512 veces más brillante que una estrella de magnitud m +1 . Esta cifra corresponde a la quinta raíz de 100 y se conoce como coeficiente de Pogson [8] . El punto cero de la escala de Pogson se determinó originalmente tomando la magnitud estelar aparente de la estrella polar como exactamente 2,00 m . Más tarde, los astrónomos descubrieron que Polaris era una estrella variable y variaba ligeramente en brillo, por lo que cambiaron a Vega como su punto de referencia estándar, postulando el brillo de Vega como la definición de magnitud cero para cualquier longitud de onda dada.

Aparte de los ajustes menores, el brillo de Vega todavía sirve como definición de magnitud cero para las porciones visibles e infrarrojas cercanas del espectro, donde su distribución de energía espectral es cercana a la de un cuerpo negro a 11.000 K. Sin embargo, con el advenimiento de la astronomía infrarroja , se descubrió que la emisión de Vega incluía un exceso de radiación infrarroja , presumiblemente debido al disco circunestelar , que está compuesto de polvo a altas temperaturas (pero mucho más frío que la superficie de la estrella). A longitudes de onda más cortas (por ejemplo, visibles) a estas temperaturas, hay poca emisión de polvo. Para extender correctamente la escala de magnitud al rango infrarrojo del espectro, esta característica de Vega no debería afectar la definición de la escala de magnitud. Por lo tanto, la escala de magnitud se extrapoló a todas las longitudes de onda en función de la curva de radiación de cuerpo negro para una superficie estelar ideal a una temperatura de 11 000 K , no contaminada por la radiación de su vecindad. Basándose en este modelo , se puede calcular la irradiancia espectral (normalmente expresada en jans ) para un punto correspondiente a magnitud cero en función de la longitud de onda [9] . Se indican ligeras desviaciones entre los sistemas que utilizan instrumentos de medición desarrollados independientemente para permitir una comparación adecuada de los datos obtenidos por diferentes astrónomos, pero de mayor importancia práctica es la determinación de la magnitud no en una sola longitud de onda, sino en relación con la respuesta de los filtros espectrales estándar utilizados en fotometría , en diferentes rangos de longitud de onda.

Valores límite para observación visual a gran aumento [10]

Diámetro del telescopio (mm)	límite de magnitud _ _
35	11.3
60	12.3
102	13.3
152	14.1
203	14.7
305	15.4
406	15.7
508	16.4

En los sistemas de magnitud modernos, el brillo en un rango muy amplio se determina de acuerdo con una definición logarítmica, que se detalla a continuación, utilizando un estándar dado. En la práctica, tales magnitudes estelares aparentes no superan las 30 (para posibles valores observados). Vega es más brillante que cuatro estrellas en el cielo nocturno en longitudes de onda visibles (y más en longitudes de onda infrarrojas), así como los brillantes planetas Venus, Marte y Júpiter, y debe describirse en términos negativos . Por ejemplo, Sirio , la estrella más brillante de la esfera celeste , tiene una magnitud de −1,4 m en el rango visible. Los valores negativos para otros objetos astronómicos muy brillantes se pueden encontrar en la tabla de la derecha.

Los astrónomos han desarrollado otros sistemas de puntos de referencia fotométricos como alternativas al sistema basado en el brillo de Vega. El sistema de magnitud más utilizado es AB [11] , en el que los puntos cero fotométricos se basan en un espectro de referencia hipotético que tiene un flujo constante por unidad de intervalo de frecuencia , en lugar de utilizar un espectro estelar o una curva de cuerpo negro como referencia. El punto cero de la magnitud AB se determina de modo que las magnitudes del objeto basadas en AB y Vega sean aproximadamente iguales en la banda del filtro V.

Diferencia de magnitud

Si las magnitudes aparentes de los objetos 1 y 2 son iguales a m 1 y m 2 , entonces su diferencia se define como

m_{1}-m_{2}=-2{,}5\,\operatorname {lg} \left({\frac {L_{1}}{L_{2}}}\right),

donde L 1 , L 2 - iluminación de estos objetos. Esta relación se conoce como la ecuación de Pogson. También se puede escribir de otra forma [2] :

\operatorname {lg} \left({\frac {L_{1}}{L_{2}}}\right)=-0{,}4\,(m_{1}-m_{2})

{\frac {L_{1}}{L_{2}}}=\left(10^{0{,}4}\right)^{-(m_{1}-m_{2})} \aprox. 2{,}512^{-(m_{1}-m_{2})}.

Así, una diferencia de 5 magnitudes corresponde a una relación de iluminación de 100 veces , y una diferencia de una magnitud corresponde a 100 1/5 ≈ 2,512 veces .

A partir de la ecuación de Pogson, se puede obtener la iluminación en lux creada por una fuente con una magnitud aparente conocida m 1 en el rango visible. Como la iluminación L 2 = 1 lux crea una fuente con magnitud aparente m 2 = −14,20 m , entonces [2]

{\displaystyle L_{1}=10^{-0{,}4(m_{1}+14{,}20)))

lux.

Invirtiendo la fórmula, obtenemos la magnitud estelar aparente del objeto que crea la iluminación L 1 , expresada en lux:

m_{1}=-2{,}5\,\operatorname {lg} L_{1}-14{,}20.

Ejemplos

La magnitud estelar aparente de la Luna llena es −12,7 m ; el brillo del Sol es −26,7 m .

La diferencia entre las magnitudes de la Luna ( ) y el Sol ( ): $m_1$ $m_2$

m_{1}-m_{2}=(-12{,}7^{m})-(-26{,}7^{m})=14{,}0^{m}.

La proporción de iluminación del Sol y la Luna:

L_{2}/L_{1}=2{,}512^{m_{1}-m_{2}}=2{,}512^{14{,}0}\aproximadamente 400~000.

Así, el Sol es unas 400.000 veces más brillante que la Luna llena.

La iluminación creada por estrellas con una magnitud aparente de 1,0 m y 6,0 m en el rango visible es de 8,3 × 10 −7 lux y 8,3 × 10 −9 lux , respectivamente [2] .

Magnitud total

La magnitud estelar aparente total ( m s ) de dos cuerpos celestes muy próximos entre sí con magnitudes estelares aparentes m 1 y m 2 se calcula convirtiendo m 1 y m 2 en iluminancias, sumando las iluminancias y luego transformándolas inversamente a una forma logarítmica: [ 12]

m_{\mathrm {s} }=-2{,}5\operatorname {lg} \left(10^{-m_{1}\times 0{,}4}+10^{-m_{2 }\veces 0{,}4}\derecha).

Por el mismo principio, se puede calcular la magnitud estelar total de los sistemas que tienen niveles de multiplicidad más altos .

Notas

↑ Surdin V. G. . Magnitud estelar . Glosario Astronet.ru . Astronet . Fecha de acceso: 28 de febrero de 2015. Archivado desde el original el 28 de noviembre de 2010. (indefinido)
↑ 1 2 3 4 Dufay J. Introducción a la astrofísica: las estrellas . - Publicaciones de Dover, 2012. - Pág. 3. - ISBN 9780486607719 .
↑ Imágenes electrónicas McLean IS en astronomía: detectores e instrumentación . - Springer, 2008. - Pág. 529. - ISBN 978-3-540-76582-0 .
↑ Vmag<6.5 . Base de datos astronómica SIMBAD. Consultado el 25 de junio de 2010. Archivado desde el original el 12 de marzo de 2020. (indefinido)
↑ Magnitud . Observatorio Solar Nacional—Pico Sacramento. Consultado el 23 de agosto de 2006. Archivado desde el original el 6 de febrero de 2008. (indefinido)
↑ "Catálogo de estrellas brillantes"
↑ Hoffmann, S., Hipparchs Himmelsglobus, Springer, Wiesbaden/Nueva York, 2017
↑ Pogson, N. (1856). “Magnitudes de Treinta y Seis de los Planetas Menores para el primer día de cada mes del año 1857” . MNRAS . 17 _ Código Bib : 1856MNRAS..17...12P . DOI : 10.1093/mnras/17.1.12 . Archivado desde el original el 3 de julio de 2007 . Consultado el 16 de junio de 2006 . Parámetro obsoleto utilizado |deadlink=( ayuda )
↑ www.astro.utoronto.ca .
↑ Norte, Gerald. Observando estrellas variables, novas y supernovas / Gerald North, Nick James. - Cambridge University Press, 2014. - Pág. 24. - ISBN 9781107636125 . Archivado el 24 de agosto de 2021 en Wayback Machine .
↑ Oke, JB (15 de marzo de 1983). “Estrellas estándar secundarias para espectrofotometría absoluta” . El diario astrofísico . 266 : 713-717. Código Bib : 1983ApJ...266..713O . DOI : 10.1086/160817 .
↑ Aritmética de magnitudes . Tema Semanal . Caglow. Consultado el 30 de enero de 2012. Archivado desde el original el 11 de diciembre de 2018.

Enlaces

La escala de magnitud astronómica Archivado el 29 de agosto de 2019 en Wayback Machine // International Comet Quarterly

diccionarios y enciclopedias	Gran catalán
En catálogos bibliográficos	TIERRA : 4226162-4