Magnitud (astronomía) para niños
En la astronomía, la magnitud es una forma de medir qué tan brillante se ve una estrella o cualquier otro objeto en el cielo. Los antiguos astrónomos griegos fueron los primeros en clasificar las estrellas según su brillo.
Ellos llamaron "estrellas de primera magnitud" a las más brillantes que veían al anochecer o al amanecer. Luego, clasificaron las estrellas menos brillantes como de segunda magnitud, tercera magnitud, y así sucesivamente, hasta las de sexta magnitud, que eran las más débiles que podían ver a simple vista en la oscuridad total.
En el siglo II a. C., un astrónomo y matemático griego llamado Hiparco de Nicea creó un catálogo con casi 1000 estrellas. Las agrupó en seis categorías de brillo, que llamó magnitudes. Las más brillantes eran de primera magnitud y las más tenues de sexta. Este sistema se sigue usando hoy, pero con algunos cambios. El cambio más importante lo hizo el astrónomo inglés Norman Pogson en el siglo XIX.
Los astrónomos usan dos tipos principales de magnitud: la magnitud aparente y la magnitud absoluta. La magnitud aparente (m) es el brillo de un objeto tal como lo vemos desde la Tierra. Este brillo depende de cuánto brilla el objeto por sí mismo, de qué tan lejos está y de si algo (como polvo en el espacio) bloquea su luz. La magnitud absoluta (M) describe cuánto brilla un objeto en realidad. Se calcula como si el objeto estuviera a una distancia estándar de la Tierra (10 parsecs para las estrellas). Para planetas y otros cuerpos pequeños del Sistema solar, la definición es un poco diferente.
El Sol tiene una magnitud aparente de -27, lo que lo hace increíblemente brillante. Sirio, la estrella más brillante que vemos en el cielo nocturno, tiene una magnitud de -1,46. Venus, cuando está más brillante, llega a -5. La Estación Espacial Internacional (EEI) a veces puede alcanzar una magnitud de -6.
Los astrónomos aficionados a menudo hablan de la "magnitud límite" para describir qué tan oscuro está el cielo. Es la magnitud de la estrella más débil que pueden ver sin telescopio. En un lugar muy oscuro, es común ver estrellas de sexta magnitud o incluso más débiles.
Contenido
Historia de la Magnitud Estelar
¿Cómo se Clasificaban las Estrellas al Principio?
En el siglo II a. C., el astrónomo griego Hiparco hizo un catálogo donde anotó el brillo de las estrellas. Luego, en el siglo II de nuestra era, el astrónomo Ptolomeo de Alejandría clasificó las estrellas en una escala de seis puntos, y así nació el término "magnitud".
Al principio, se pensaba que las estrellas más brillantes, como Sirio o Arcturus, parecían más grandes que las menos brillantes, como Mizar. En 1736, el matemático John Keill explicó que las estrellas más cercanas parecían más grandes y brillantes, mientras que las más lejanas se veían más pequeñas y tenues. Por eso, las clasificaron en "clases": las más cercanas eran de primera magnitud, y así sucesivamente hasta la sexta magnitud, que eran las más pequeñas visibles a simple vista. Las estrellas que solo se veían con telescopio no se incluían en estas seis clases.
Es importante recordar que, en este sistema, cuanto más brillante era una estrella, menor era su número de magnitud. Las estrellas muy brillantes eran de "primera magnitud", mientras que las apenas visibles eran de "sexta magnitud". Este sistema era una forma sencilla de agrupar las estrellas por brillo, pero no medía las diferencias exactas de brillo dentro de cada grupo.
La Medición del Tamaño de las Estrellas
Tycho Brahe intentó medir el "tamaño" de las estrellas por su diámetro aparente. Pensó que las estrellas de primera magnitud medían 2 minutos de arco (un minuto de arco es una parte muy pequeña de un grado). Sin embargo, cuando se inventó el telescopio, se vio que las estrellas eran mucho más pequeñas de lo que se pensaba.
Los primeros telescopios mostraban las estrellas como pequeños discos, que eran más grandes para las estrellas brillantes y más pequeños para las débiles. Los astrónomos, desde Galileo hasta Jacques Cassini, confundieron estos discos con el tamaño real de las estrellas. Así, hasta el siglo XVIII, seguían pensando en la magnitud como el tamaño físico de una estrella.
Más tarde, astrónomos como William Herschel se dieron cuenta de que esos discos eran solo un efecto del telescopio y del brillo de la estrella. Pero aun así, en el siglo XIX, el sistema de magnitudes seguía describiéndose en términos de seis clases basadas en el tamaño aparente.
A mediados del siglo XIX, los astrónomos ya podían medir las distancias a las estrellas. Comprendieron que las estrellas están tan lejos que se ven como puntos de luz. También entendieron que el tamaño aparente de una estrella dependía de la intensidad de su luz.
La Definición Moderna de Magnitud
Las primeras mediciones precisas mostraron que las estrellas de primera magnitud eran unas 100 veces más brillantes que las de sexta magnitud.
Por eso, en 1856, Norman Pogson propuso una nueva escala. Sugirió que cada cinco pasos de magnitud correspondieran a un cambio de 100 veces en el brillo. Esto significa que cada intervalo de una magnitud es igual a un cambio de brillo de aproximadamente 2,512 veces (la raíz quinta de 100). Así, una estrella de magnitud 1 es unas 2,5 veces más brillante que una de magnitud 2, y así sucesivamente.
Este es el sistema moderno de magnitudes, que mide el brillo real, no el tamaño aparente, de las estrellas. Con esta escala, es posible tener magnitudes más brillantes que la "primera clase". Por ejemplo, Arcturus o Vega tienen magnitud 0, y Sirio tiene magnitud -1,46.
Magnitud Aparente y Magnitud Absoluta
Los astrónomos distinguen dos tipos principales de magnitudes:
- Magnitud aparente: Es el brillo de un objeto tal como lo vemos desde la Tierra en el cielo nocturno.
- Magnitud absoluta: Mide el brillo real de un objeto (o la luz que refleja para objetos que no brillan por sí mismos, como los asteroides). Es la magnitud aparente que tendría el objeto si estuviera a una distancia específica, que por convención es de 10 parsecs (unos 32,6 años luz).
Para entender la diferencia, podemos comparar dos estrellas. Betelgeuse (magnitud aparente 0,5, magnitud absoluta -5,8) se ve un poco más tenue en el cielo que Alfa Centauri (magnitud aparente 0,0, magnitud absoluta 4,4). Esto ocurre a pesar de que Betelgeuse emite miles de veces más luz, porque está mucho más lejos de nosotros.
Magnitud Aparente
La escala moderna de magnitudes es logarítmica. Esto significa que las diferencias de magnitud se relacionan con las divisiones del brillo. Si tenemos dos objetos con brillos medidos (flujos) de F1 y Fref, sus magnitudes m1 y mref se relacionan con la siguiente fórmula:
- Error al representar (Falta el ejecutable <code>texvc</code>. Véase math/README para configurarlo.): m_1-m_{\rm ref}=-2.5\log_{10} \left ( \frac{F_1}{F_{\rm ref}} \right ).
Esta fórmula permite que la escala de magnitudes se extienda más allá del rango original de 1 a 6. Ahora es una medida precisa del brillo, no solo un sistema de clasificación. Los astrónomos pueden medir diferencias muy pequeñas, incluso de una centésima de magnitud. Por ejemplo, Sirio es de magnitud -1,46, Arcturus es -0,04, Aldebarán es 0,85, Spica es 1,04 y Procyon es 0,34. En el sistema antiguo, todas estas estrellas habrían sido clasificadas como "estrellas de primera magnitud".
Las magnitudes también se pueden calcular para objetos mucho más brillantes que las estrellas (como el Sol y la Luna) y para objetos demasiado débiles para ser vistos a simple vista (como Plutón).
Magnitud Absoluta
La magnitud absoluta se calcula a partir de la magnitud aparente y la distancia de un objeto. La fórmula es:
- Error al representar (Falta el ejecutable <code>texvc</code>. Véase math/README para configurarlo.): m - M = 2.5 \log_{10} (d/10)^2 = 5 \left( \log_{10}d - 1 \right)\,,
Esto se conoce como módulo de distancia. Aquí, d es la distancia a la estrella en parsecs, m es la magnitud aparente y M es la magnitud absoluta.
Si hay polvo o gas en el espacio que absorbe la luz entre el objeto y nosotros, el objeto parecerá más débil. Si la extinción (absorción de luz) es A, la relación cambia a:
- Error al representar (Falta el ejecutable <code>texvc</code>. Véase math/README para configurarlo.): m - M = 5 \left( \log_{10}d - 1 \right) + A.
Las magnitudes absolutas de las estrellas se suelen escribir con una M mayúscula y una letra pequeña para indicar el tipo de luz que se mide. Por ejemplo, MV es la magnitud a 10 pársecs en la banda de luz visible. La magnitud bolométrica (Mbol) tiene en cuenta toda la radiación que emite un objeto, no solo la luz visible.
Las magnitudes absolutas de los objetos del sistema solar se suelen dar basándose en una distancia de 1 unidad astronómica (UA). Se representan con la letra H. Como estos objetos brillan principalmente por la luz reflejada del Sol, la magnitud H se define como la magnitud aparente del objeto a 1 UA del Sol y a 1 UA del observador.
La Escala Moderna de Magnitudes
La escala moderna de magnitudes se basa en el brillo de las estrellas. Cuando una estrella es 100 veces más brillante que otra, su magnitud es 5 unidades menor. Esto significa que si la magnitud aumenta en 1, el brillo disminuye en aproximadamente 2,512 veces (que es la raíz quinta de 100).
Esto se hace por dos razones: para parecerse a la antigua clasificación griega y para seguir la ley de Norman Pogson. La escala actual se ha ajustado para que coincida lo más posible con las magnitudes que veían los antiguos, especialmente cuando se usa el ojo humano para medir el brillo, lo que se llama magnitud visual.
| Magnitud | Brillo relativo (aproximado) |
|---|---|
| 0 | 1 |
| 1 | 2,512 |
| 2 | 6,310 |
| 3 | 15,851 |
| 4 | 39,818 |
| 5 | 100,022 |
| 6 | 251,257 |
El brillo de una estrella disminuye con la distancia y también si hay algo en el espacio que absorbe su luz. Por eso, las magnitudes que medimos desde la Tierra son solo magnitudes aparentes.
Otros Tipos de Magnitudes
Existen otras formas de medir el brillo en astronomía:
- Magnitud absoluta: Es el brillo real de una estrella si estuviera a una distancia estándar y sin que nada absorbiera su luz. Está relacionada con el brillo propio del objeto.
- Magnitud bolométrica: Considera toda la radiación que emite un objeto, no solo la luz visible.
- Según el instrumento que mide el brillo, la magnitud aparente puede ser magnitud fotoeléctica, magnitud fotográfica, magnitud fotovisual o magnitud monocromática.
- Magnitud integrada o magnitud total: Es el brillo de un objeto grande como una nebulosa o una galaxia si toda su luz estuviera concentrada en un solo punto.
- Magnitud combinada: Es el brillo que se mide cuando se observan dos estrellas que parecen estar muy cerca una de la otra. El observador las ve como un solo brillo, que se puede calcular a partir de sus brillos individuales.
- La magnitud de un eclipse es un concepto diferente, pero relacionado. Se refiere a la parte del diámetro del Sol o la Luna que queda oculta durante un eclipse.
- La magnitud límite es la magnitud más débil que puede observar un telescopio o la magnitud más débil de las estrellas que aparecen en un catálogo de estrellas.
Galería de imágenes
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Ilustración de fuentes luminosas de magnitud 1 a 3,5, en incrementos de 0,5
Véase también
En inglés: Magnitude (astronomy) Facts for Kids
