Contenido: Magnitud estelar. Instrumentos precisos. Sensación de la magnitud estelar. Magnitud aparente y su brillo. Magnitud absoluta.
Objetivo: Al finalizar la competencia describirá los fundamentos teóricos de magnitud estelar, sin error.
Magnitud estelar
Magnitud estelar, o simplemente magnitud, término que se utiliza en astronomía para designar el brillo, real o aparente, de un objeto celeste. El astrónomo de Alejandría Tolomeo dividió, originalmente, todas las estrellas visibles entre seis magnitudes: a las más brillantes les asignó la magnitud 1, a aquellas muy poco visibles a simple vista les asignó la magnitud 6, y al resto les asignó magnitudes intermedias.
Después de la aparición del telescopio en el siglo XVII este método lo fueron ampliando de diferentes formas otros astrónomos, hasta llegar a las estrellas más débiles. En el siglo XIX se adoptó, finalmente, un sistema patrón en el que una estrella de cualquier magnitud es 2,512 veces más brillante que la estrella de la siguiente magnitud; por ejemplo, una estrella de magnitud 2 es 2,512 veces más brillante que una estrella de magnitud 3.
La ventaja de esta escala de magnitudes es que coincide con el sistema de Tolomeo, y dado que 2,512 elevado a 5 es igual a 100, una estrella de magnitud 1 es exactamente 100 veces más brillante que una estrella de magnitud 6, que a su vez es 100 veces más brillante que una estrella de magnitud 11, y así sucesivamente.
La magnitud media de cientos de estrellas que se encontró en el Bonner Durchmusterung, un catálogo de estrellas preparado sobre el año 1860 por el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm August Argelander, se adoptó como patrón en la escala a efectos de determinación de magnitudes.
Instrumentos precisos
Con instrumentos precisos como bolómetros y radiómetros, los astrónomos pueden medir en la actualidad diferencias de hasta una centésima de magnitud.
Las estrellas con magnitudes entre 1,5 y 2,5 se califican como estrellas de magnitud 2.
Las estrellas más brillantes que las de magnitud 1,5 son las estrellas de magnitud 1, de las que hay 20. Así, la estrella de magnitud 1 Aldebarán tiene una magnitud real de 0,8; la estrella Altair de magnitud 1, ligeramente más brillante, tiene una magnitud real de 0,77.
Las estrellas más brillantes tienen magnitudes inferiores a cero. Sirio, la estrella más brillante (aparte del Sol), tiene una magnitud de -1,6.
El Sol tiene una magnitud de -26,7, siendo unas 10.000 millones de veces más brillante que Sirio, visto desde la Tierra.
Sensación de la magnitud estelar
Los objetos astronómicos, ya sean astros con luz propia, o bien astros que reflejan la luz que reciben de otros astros, emiten luminosidad o brillo que recibimos al observarlos provocando en nosotros la sensación de «mayor o menor magnitud».
El mayor o menor brillo se puede deber a diferentes factores, como el tamaño del objeto, la distancia a la que se encuentra de nosotros, la potencia de los procesos de combustión o desintegración nuclear si es un astro con luz propia, la estructura o composición del objeto si se trata de un astro que refleja la luz, etc.
La observación visual de las estrellas nos produce una sensación, la magnitud, o magnitud visual, o también, magnitud aparente, que es originada por una causa que llamaremos brillo, o también, luminosidad.
La definición de la magnitud estelar debe precisarse mediante la fijación de una escala de magnitudes y, fundamentalmente, del cero de dicha escala.
Desde Hiparco se admite que las estrellas más brillantes se indiquen con el número uno, y las que están ya en el límite de la visibilidad, a simple vista, con el número 6.
Por otra parte, y según la conocida ley de Fechner, las sensaciones siguen los términos de una progresión aritmética cuando las causas que provocan dichas sensaciones siguen los términos de una progresión geométrica.
Así, para cambios de la sensación de magnitud en progresión aritmética:
Magnitud m = 1, 2, 3, 4, …
Magnitud aparente y su brillo
La magnitud aparente de una estrella, de un planeta, o de cualquier otro cuerpo celeste es la medida de su brillo así como aparece, tal cual, pero sin tener en cuenta la atmósfera, porque ésta es variable para cada lugar de la Tierra. Pensemos, por ejemplo, que el grosor de la atmósfera en la Ciudad de México es mucho menor, que el grosor que tiene la misma atmósfera, en cualquier sitio que se encuentre al nivel del mar. Obviamente que en la Ciudad de México, el grosor de la atmósfera tendrá 2, 220 metros menos.
En las ecuaciones y en las abreviaturas, la magnitud aparente siempre se representa con una “eme” minúscula: “m”, mientras que la otra magnitud, la Absoluta, se representa siempre con una “eme” mayúscula: “M”. En pocas palabras, la magnitud absoluta (M) es la magnitud aparente (m) que tendría una estrella si se encontrara a 10 parsecs de nosotros, o sea a 32.616 años luz. Por lo pronto, nos ocupamos de la magnitud aparente (m). Sucede que este sistema de clasificación estelar fue usado extensamente por Claudio Tolomeo, en el siglo II d C., y aparece muchas veces en sus escritos. Pero ya desde el siglo II a C., lo usaba Hiparco de Nicea, quien fue su autor.
Hiparco de Nicea clasificó, mediante un sistema primitivo, pero científico, por su brillo, más de mil estrellas. A las primeras 20, las más brillantes, les dio el valor de +1, o sea de “primera magnitud”.
Luego las de segunda magnitud (+2), y así hasta la sexta magnitud (+6) que se encontraban en el límite de la visión humana. El cálculo del número de las estrellas situadas en estas 6 magnitudes, es aproximadamente de 5, 500. Todas las demás tienen que verse a través de binoculares o de un telescopio.
Según este sistema las estrellas más brillantes se representan con menor valor, y las extremadamente brillantes incluso tienen “un valor negativo”.
El sistema de Hiparco de Nicea no tomaba en cuenta a la Luna, ni al Sol, por supuesto. Estos fueron clasificados en tiempos modernos, siguiendo la misma escala, con valores negativos, para la Luna llena: -12.6, y para el Sol: -26.8, pero esto solo fue posible al inventarse el fotómetro en Inglaterra a finales del siglo XIX. Los científicos actuales usan la fotometría CCD, o sea, la que usa un Chip Cuantificador, la cual hace rudimentario el sistema de fotometría usado a principios del siglo XX.
El siguiente paso lo dio el inglés Norman Pogson en 1856, cuando estableció la “Constante de Pogson”. La cual consiste en definir que una estrella de primera magnitud es 100 veces más brillante que otra de sexta magnitud. De tal manera que entre magnitud y magnitud siempre habrá una variante de 2.512. En este sistema encontramos que el brillo máximo a que llega el planeta Venus es de -4.4, mientras que el de Marte es de -2.2. La estrella Sirio, que es la que más brilla aparentemente en el cielo nocturno, llega a -1.5, y la que le sigue, Canopo la encontramos en -0.7. En las ciudades solo podemos ver estrellas de magnitud aparente +3, mientras que en el campo, el límite de la visibilidad se sitúa en +6.
Magnitud absoluta
En astronomía, magnitud absoluta (‘M’) es la magnitud aparente, ‘m’, que tendría un objeto si estuviera a una distancia de 10 parsecs (alrededor de 32,616 años luz, o 3 × 10 14km) en un espacio completamente vacío sin absorción interestelar,la ventaja de la magnitud absoluta es que tiene una relación directa con las luminosidades de los astros, siendo la misma relación para cada uno de ellos.
Pudiendo así, al comparar las magnitudes absolutas entre dos o más astros, también comparar las luminosidades entre ellos -ya que la distancia no influye de ninguna forma-.
Magnitud absoluta de un cometa o asteroide es el brillo que tendría el astro en cuestión si estuviera situado a 1 u.a. tanto del Sol como de la Tierra y su ángulo de fase fuese 0º, es decir completamente iluminado por el Sol.
Fuentes: Enciclopedia encarta / casanchi.com / ilalux.com /Wikipedia.org