Magnitud
La magnitud de la estrella ( brillo ) es una característica numérica adimensional del brillo de un objeto, denotada por la letra m (del latín magnitudo - "magnitud, tamaño"). Por lo general, el concepto se aplica a los cuerpos celestes. La magnitud caracteriza el flujo de energía de la estrella en cuestión (la energía de todos los fotones por segundo) por unidad de área. Así, la magnitud estelar aparente depende de las características físicas del propio objeto (es decir, la luminosidad ), y de la distancia a este. Cuanto menor sea el valor de la magnitud, más brillante será el objeto. El concepto de magnitud se utiliza para medir el flujo de energía en los rangos visible, infrarrojo y ultravioleta. El poder de penetración de los telescopios y astrógrafos se mide en magnitudes estelares .
Definición
Incluso en el siglo II a. mi. El antiguo astrónomo griego Hiparco dividió todas las estrellas en seis magnitudes. Llamó a las estrellas más brillantes de primera magnitud, a las estrellas más tenues de sexta magnitud, y distribuyó uniformemente el resto entre magnitudes intermedias.
Como resultó más tarde, la conexión de tal escala con cantidades físicas reales es logarítmica, ya que el ojo percibe un cambio en el brillo por la misma cantidad de veces como un cambio por la misma cantidad ( Ley de Weber-Fechner ). Por lo tanto, en 1856, Norman Pogson propuso la siguiente formalización de la escala de magnitud, que se ha vuelto generalmente aceptada [1] [2] :
donde m son las magnitudes de los objetos, L son la iluminación de los objetos. Tal definición corresponde a una disminución de 100 veces en el flujo luminoso con un aumento de magnitud de 5 unidades .
Esta fórmula permite determinar solo la diferencia en las magnitudes estelares, pero no las magnitudes en sí. Para construir una escala absoluta con su ayuda, es necesario establecer el punto cero: el brillo, que corresponde a la magnitud cero (0 m ). Primero, el brillo de Vega se tomó como 0 m . Luego se redefinió el punto nulo, pero para observaciones visuales Vega todavía puede servir como patrón de magnitud estelar aparente cero (según el sistema moderno, en la banda V del sistema UBV , su brillo es +0.03 m , que es indistinguible de cero a ojo).
Según las mediciones modernas, una estrella de magnitud aparente cero fuera de la atmósfera terrestre genera una iluminación de 2,54⋅10 −6 lux . El flujo luminoso de tal estrella es aproximadamente igual a 10 3 fotones / (cm² s Å ) en luz verde (banda V del sistema UBV) o 10 6 fotones / (cm² s) en todo el rango de luz visible.
Las siguientes propiedades ayudan a utilizar las magnitudes estelares aparentes en la práctica:
- Un aumento del flujo luminoso de 100 veces corresponde a una disminución de la magnitud estelar aparente de exactamente 5 unidades .
- Una disminución en la magnitud de una unidad significa un aumento en el flujo luminoso de 100 1/5 ≈ 2.512 veces .
Hoy en día, el concepto de magnitud se utiliza no solo para las estrellas, sino también para otros objetos, por ejemplo, para la Luna y los planetas . La magnitud de los objetos más brillantes es negativa. Por ejemplo, el brillo de la Luna en la fase llena alcanza los −12,7 m , y el brillo del Sol es −26,7 m .
Magnitud aparentey absoluta
El concepto de magnitud absoluta ( M ) es ampliamente utilizado. Esta es la magnitud del objeto que tendría si estuviera a 10 parsecs del observador. El valor absoluto, a diferencia del visible, permite comparar la luminosidad de diferentes estrellas, ya que no depende de la distancia a ellas.
La magnitud estelar observada desde la Tierra se denomina aparente ( m ). Este nombre se usa para distinguirlo del absoluto, y se usa incluso para cantidades medidas en el ultravioleta, infrarrojo o algún otro rango de radiación no percibido por el ojo (una cantidad medida en el rango visible se llama visual ) [2] . La magnitud bolométrica absoluta del Sol es +4,8 m y la magnitud aparente es −26,7 m .
Un cambio en la distancia a un objeto provoca un cambio en su magnitud aparente (asumiendo que su luminosidad es constante), ya que la iluminación que produce es proporcional al cuadrado recíproco de la distancia:
Por ejemplo, si tomamos 10 pc para r 2 (la distancia a la que el valor absoluto de M , por definición, coincide con el visible) y denotamos m 1 = m ( r 1 ) , entonces
lo que permite, conociendo los valores de dos de las tres variables (magnitud aparente m 1 , magnitud absoluta M , distancia r 1 ) en esta ecuación, determinar el valor de la tercera:
La diferencia μ \ u003d m 1 - M en la última fórmula se llama módulo de distancia :
Dependencia espectral
La magnitud depende de la sensibilidad espectral del receptor de radiación ( ojo , detector fotoeléctrico, placa fotográfica , etc.)
- La magnitud bolométrica indica la potencia radiante total de una estrella (es decir, la potencia radiante en todas las longitudes de onda). Para medirlo, se usa un dispositivo especial: un bolómetro . La relevancia de este valor se debe al hecho de que algunas estrellas (muy calientes y muy frías) irradian predominantemente fuera del espectro visible.
Sin embargo, la mayoría de las veces, las magnitudes estelares se miden en ciertos intervalos de longitud de onda. Para ello se han desarrollado sistemas fotométricos , cada uno de los cuales dispone de un conjunto de bandas que abarcan diferentes rangos de longitud de onda. Dentro de cada banda, la sensibilidad es máxima para una determinada longitud de onda y disminuye gradualmente con la distancia a la misma.
El sistema fotométrico más común es el sistema UBV , que consta de tres bandas que cubren diferentes intervalos de longitud de onda. En él, para cada objeto, se pueden medir 3 magnitudes estelares:
- La magnitud visual ( V ) es la magnitud en el filtro V, cuya máxima transmisión está cerca de la máxima sensibilidad del ojo humano ( 555 nm ).
- La magnitud "azul" ( B ) caracteriza el brillo de un objeto en la región azul del espectro; máxima sensibilidad a una longitud de onda de unos 445 nm .
- La magnitud ultravioleta ( U ) tiene un máximo en la región ultravioleta a una longitud de onda de unos 350 nm .
Las diferencias de magnitud de un objeto en diferentes rangos (para el sistema UBV estos son U − B y B − V ) son indicadores del color del objeto: cuanto más grandes son, más rojo es el objeto. El sistema fotométrico UBV se define de tal manera que los índices de color de las estrellas A0V son iguales a cero.
Hay otros sistemas fotométricos, cada uno de los cuales puede determinar su propio conjunto de magnitudes estelares.
- Magnitud fotográfica - se determina por la sensibilidad espectral de una emulsión fotográfica no sensibilizada con un máximo de sensibilidad a una longitud de onda de 425 nm ; por definición coincide con la magnitud visual de las estrellas A0V y el brillo (6,0 ± 0,5) m . Junto con la magnitud fotovisual, se utilizó en el sistema de magnitud fotográfica obsoleto.
Magnitudes estelares de algunos objetos
| Un objeto | metro |
|---|---|
| Sol | −26,7 ( 400.000 veces más brillante que la luna llena) |
| luna en luna llena | −12,74 |
| Flash "Iridium" (máximo) | −9,5 |
| Supernova 1054 (máximo) | −6,0 |
| Venus (máximo) | −4,67 |
| Estación Espacial Internacional (máximo) | −4 |
| La Tierra (vista desde el Sol) | −3,84 |
| Júpiter (máximo) | −2,94 |
| Marte (máximo) | −2,91 |
| Mercurio (máximo) | −2,45 |
| Saturno (con anillos; máximo) | −0,24 |
| Estrellas de la Osa Mayor | +2 |
| Galaxia de Andromeda | +3.44 |
| Lunas galileanas de Júpiter | +5...6 |
| Urano | +5.5 |
| Las estrellas más débiles visibles a simple vista |
+6 a +7.72 |
| Neptuno | +7.8 |
| Próxima Centauri | +11.1 |
| El cuásar más brillante | +12.6 |
| El objeto más débil capturado por un telescopio terrestre de 8 metros |
+27 |
| El objeto más tenue fotografiado por el Telescopio Espacial Hubble |
+31.5 |
| Un objeto | Constelación | metro |
|---|---|---|
| Sirio | Perro grande | −1,47 |
| canopo | Quilla | −0,72 |
| α centauro | centauro | −0,27 |
| arcturus | Botas | −0,04 |
| Vega | Lira | +0.03 |
| Capilla | Auriga | +0.08 |
| Rigel | Orión | +0.12 |
| Proción | Perro pequeño | +0.38 |
| Achernar | eridanus | +0.46 |
| Betelgeuse | Orión | +0.50 |
| altaïr | Águila | +0.75 |
| Aldebarán | Tauro | +0.85 |
| Antarés | Escorpión | +1.09 |
| Pólux | Mellizos | +1.15 |
| Fomalhaut | pescado del sur | +1.16 |
| Deneb | Cisne | +1.25 |
| Régulo | un leon | +1.35 |
| Ubicación del observador | metro |
|---|---|
| Directamente en la superficie del Sol (total de todo el disco) | −38,4 |
| Ícaro ( perihelio ) | −30,4 |
| Mercurio (perihelio) | −29,3 |
| Venus (perihelio) | −27,4 |
| Tierra | −26,7 |
| Marte ( afelio ) | −25,6 |
| Júpiter (afelio) | −23,0 |
| Saturno (afelio) | −21,7 |
| Urano (afelio) | −20,2 |
| Neptuno (Afelio) | −19,3 |
| Plutón (Afelio) | −18,2 |
| 631 a. mi. | −12,7 (brillo de luna llena) |
| Sedna (afelio) | −11,8 |
| 2006 SQ 372 (afelio) | −10,0 |
| Cometa Hyakutake (Afelio) | −8,3 |
| calle 0.456 del año | −4.4 (brillo de Venus) |
| alfa centauro | +0.5 |
| Sirio | +2.0 |
| calle 55 años | +6.0 (umbral de visibilidad a simple vista) |
| Rigel | +12.0 |
| Nebulosa de Andrómeda | +29.3 |
| 3C 273 (cuásar más brillante) | +44.2 |
| UDFj-39546284 (el objeto astronómico más distante en 2011, incluido el corrimiento al rojo) | +49.8 |
Véase también
- Clases de luminosidad de las estrellas
- Lista de las estrellas más brillantes
- Indice de color
- Fotometría
- Sistema fotométrico
Notas
- ↑ Surdin V. G. Stars. - Ed. 2º, rev. y adicional - M. : Fizmatlit, 2009. - P. 63. - (Astronomía y astrofísica). - ISBN 978-5-9221-1116-4 .
- ↑ 1 2 Surdin V. G. . Magnitud estelar . Glosario Astronet.ru . Astronet . Fecha de acceso: 16 de septiembre de 2012. Archivado desde el original el 28 de noviembre de 2010.
- ↑ Calculado en base al hecho de que la magnitud a una distancia de 1 AU. es −26,7 m , que corresponde a la magnitud absoluta del Sol +4,87 m .
Enlaces
- Mironov A. V. Fotometría de precisión . Astronet . Consultado el 28 de agosto de 2012. Archivado desde el original el 9 de noviembre de 2012.
- Determinación de la magnitud estelar en la imagen . "Astroturista" Consultado el 20 de noviembre de 2009. Archivado desde el original el 11 de mayo de 2012.
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