Las magnitudes de los astros

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Olimpíadas Sanluiseñas del Conocimiento – Astronomía 2011
Lectura: Las magnitudes, sobre el brillo de los astros
La primera clasificación de las estrellas por su brillo se debe al astrónomo griego Hiparco, quien
alrededor del año 120 a.C. compiló un catálogo con aproximadamente un millar de estrellas
identificándolas por su brillo relativo, el que denominó magnitud. Esa primera lista fue publicada
posteriormente por Ptolomeo en su famoso texto de astronomía denominado Almagesto.
Hiparco identificó las estrellas dando su posición en relación a la constelación de la que formaban parte e
indicando su brillo según seis clases o “magnitudes”. A las estrellas más brillantes les asignó la primera
magnitud y a las apenas visibles a simple vista la sexta magnitud, el resto de las estrellas tienen
magnitudes intermedias entre 1 y 6. Cuanto mayor es el número que designa la magnitud de un astro,
menor es el brillo observado.
La magnitud aparente (m) de una estrella, planeta o de otro cuerpo celeste es una medida de su brillo
aparente; es decir, la cantidad de luz que se recibe del objeto. Mientras que la cantidad de luz recibida
depende realmente del ancho de la atmósfera, las magnitudes aparentes se normalizan a un valor que
tendrían fuera de la atmósfera. Cabe destacar que el brillo aparente no es igual al brillo real -un objeto
extremadamente brillante puede aparecer absolutamente débil, si está lejos-.
Escala de magnitudes aparentes de diversos astros
Magnitud aparente
Objeto celeste
-26,8
-12,6
-4,4
-2,8
-1,5
-0,7
+3,0
Sol
Luna Llena
Brillo máximo de Venus
Brillo máximo de Marte
Estrella más brillante: Cirius
Segunda estrella más brillante: Canopus
Estrellas débiles que son visibles en una vecindad urbana
+6,0
+12,6
+30
Estrellas débiles visibles al ojo humano
Quasar más brillante
Objetos observables con el Telescopio Espacial Hubble
El procedimiento de indicar el brillo de una estrella fue perfeccionándose con el tiempo, se verificó que
cada magnitud corresponde a una diferencia de brillo de aproximadamente 2,5 veces con respecto a la
siguiente. John Herschel, astrónomo inglés, en 1830 determinó que una estrella de primera magnitud es
100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud, es decir, a una diferencia de 5 magnitudes le
corresponde una relación de brillo de 100.
En 1856 Pogson formalizó el sistema definiendo que una típica estrella de primera magnitud es aquella
100 veces más brillante que una típica estrella de magnitud sexta; así, una estrella de primera magnitud
es aproximadamente 2,5 veces más brillante que una de segunda magnitud. La raíz quinta de 100, un
número irracional (2,512) se conoce como cociente de Pogson. La escala de Pogson fue fijada
originalmente asignando a la estrella Polaris la magnitud de 2. Pero dado que los astrónomos han
descubierto que la estrella polar es levemente variable, la estrella Vega es utilizada como referencia.
El sistema moderno no está limitado a 6 magnitudes. Los objetos realmente brillantes tienen magnitudes
negativas. Por ejemplo Cirius, como hemos visto en la tabla de la página anterior, la estrella más
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brillante, tiene una magnitud aparente de -1,5. La escala moderna incluye a la Luna y al Sol; la Luna Llena
tiene una magnitud aparente de -12,6 y el Sol tiene una magnitud aparente de -26,8. Los telescopios
Hubble y Keck han localizado estrellas con magnitudes de +30.
Lo que observamos como magnitudes de las estrellas se corresponde con el brillo aparente que ellas
tienen vistas desde la Tierra, pero estos no son los brillos reales de las estrellas, que al estar ubicadas a
diferentes distancias, las estrellas tienen brillos aparentes distintos. Para poder comparar sus brillos
intrínsecos, debemos conocer sus distancias, y dados esos valores, definimos la magnitud absoluta.
La magnitud absoluta (M) de un objeto, es la magnitud aparente que tendría si estuviera a 10 parsecs de
distancia, alrededor de 32.616 años luz o 3 × 10 14 kilómetros en un espacio completamente vacío sin
absorción interestelar. De esta manera, si determinamos el valor de la magnitud absoluta de las estrellas
podemos entonces comparar sus brillos entre sí, ya que las estamos ubicando a todas a la misma
distancia de la Tierra. Para definir la magnitud absoluta es necesario especificar el tipo de radiación
electromagnética que está siendo medida. La magnitud absoluta se deduce generalmente de la
magnitud visual medida con un filtro V (correspondiente a la zona del espectro electromagnético del
visible) , expresándose como Mv. Si está definida para otras longitudes de onda, llevará diferentes
subíndices, y si se considera la radiación en todas las longitudes de onda, recibe el nombre de magnitud
absoluta bolométrica (Mbol).
Existe una expresión matemática que relaciona la magnitud absoluta con la magnitud aparente y la
distancia al astro (medida en parsecs), con la cuál se puede hallar el valor de la magnitud absoluta (M) si
se conocen estos dos valores:
M = m + 5 – 5 × log d
En resumen, contamos entonces con dos clases de magnitudes: las aparentes que corresponden a los
brillos observados, y las absolutas que es una medida de la cantidad de luz que realmente emiten las
estrellas.
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