Magnitud y Luminosidad

Magnitud y Luminosidad

Las magnitudes medidas a la distancia estándar de 10 parsec se denominan magnitudes absolutas, que se expresa con la letra mayúscula M y la magnitud aparente con la m minúscula (excepto las medidas fotoeléctricamente que se representan por U, B, V).

Si ocurre que una estrella está a una distancia de 10 parsecs, su magnitud aparente y absoluta serán las mismas. Si está a una distancia mayor y la trasladamos a 10 parsecs para obtener su magnitud apsoluta aparecerá más brillante que en su posición real. Como es más brillante su magnitud absoluta será un número más pequeño que el de su magnitud aparente. Por el contrario sí la estrella está más próxima de 10 parsecs, y la movemos a la distancia estándar será más débil y su magnitud absoluta será un número mayor que el correspondiente a la aparente.

 Magnitud Aparente  

(m), es la magnitud de una estrella estimada por el ojo humano. Éste es capaz de catalogar en orden de brillo y distinguir cuando dos estrellas tienen el mismo brillo o una estrella y una fuente artificial. Hoy día se utilizan los fotómetros que nos permiten medir magnitudes con mucha precisión. El brillo de un objeto celeste medido por un observador es la magnitud aparente (m). Si m no lleva ningún subíndice se asume que se trata de la magnitud visual.
La escala de brillo estelar que se sigue utilizando hoy día en astronomía fue creada en el siglo II antes de nuestra era o quizás antes por el astrónomo griego Hiparco de Nicea (180-110 a. C.), cuando no existían ni indicios sobre las unidades físicas de medición de la energía luminosa. Hiparco dividió las estrellas en seis clases de magnitudes que hoy designamos por los números 1-6. Hay que hacer constar que estos números no tienen nada que ver con los tamaños reales de las estrellas. Según Hiparco, las estrellas de primera magnitud eran las más brillantes, mientras que las de la sexta estaban en el límite de la percepción visual, colocándose entre estos extremos las demás. Fue Sir John Frederick William Herschel (1782-1871) quien advirtió que, por término medio, la intensidad luminosa de la primera magnitud es cien veces superior a la sexta, o sea, para obtener el brillo aparente de una estrella de primera magnitud, es necesario reunir cien de sexta. Partiendo de esto y de la ley de Feschner, según la cual la sensación crece en progresión aritmética al crecer la excitación en progresión geométrica, Norman Pagson (1829-91) determinó que la relación entre las intensidades luminosas de una magnitud y la siguiente debía permanecer constante.

 Magnitud Absoluta

magnitud absoluta (M) es la magnitud aparente m, que un objeto tendría si estuviera a una distancia de 10 parsecs (alredededor de 32,616 años luz, o 3×10¹⁴ kilómetros). Para definir la magnitud absoluta es necesario especificar el tipo de radiacion electromagnetica que está siendo medida. 

 Luminosidad

Si una estrella emite la misma cantidad de luz en todas las direcciones, se dice que radia isotrópicamente, a una distancia d su radiación se habrá distribuido en una superficie esférica de área 4pd². Si la luz o radiación medida a través de esta superficie la hemos llamado brillo b, los astrónomos definen la Luminosidad de la estrella como la energía total emitida por unidad de tiempo o potencia radiada y será

L = 4p d² b

Fuera de la fuente emisora la radiación ni se crea ni se destruye, la luminosidad, por tanto, no depende de la distancia pero el brillo disminuye proporcionalmente al cuadrado de la inversa de la distancia, b = L / 4pd² . Si hacemos medidas de la intensidad de la luz recibida de las estrellas en función de la distancia a que se encuentran se obtiene que varía de forma inversa con el cuadrado de la distancia, esto es, si llevamos a una estrella nueve veces más lejos, se hace 81 veces más débil (naturalmente no se mueven físicamente las estrellas sino se considera como aparecerían a diferentes distancias). Se ha supuesto que la materia interestelar no absorbe la luz de las estrellas, hecho que no es cierto como se verá más adelante.