La magnitud evidente ( m del del ) de un cuerpo celeste es una medida de su brillo según lo considerado por un observador en la tierra, normalizada al valor que tendría en la ausencia de la atmósfera . Cuanto más brillante el objeto aparece, más bajo es el valor numérico de su magnitud .

Explicación

La escala sobre la cual la magnitud ahora se mide tiene su origen en la práctica helenística de dividir esas estrellas visibles al ojo desnudo en seis magnitudes del . Las estrellas más brillantes reputaban de la primera magnitud ( m = 1), mientras que el más débiles estaban de sexta magnitud ( m = 6), el límite de la opinión visual humano (sin la ayuda de un telescopio ). Cada grado de magnitud era considerado ser dos veces el brillo del grado siguiente (una escala logarítmica ). Este método algo crudo de indicar el brillo de estrellas fue popularizado por el Ptolemy en su Almagest del, y se cree generalmente para haber originado con el Hipparchus . Este sistema original no midió la magnitud Sun .

En 1856, el Pogson formalizó el sistema definiendo una primera estrella típica de la magnitud como estrella que es 100 veces más brillantes que una sexta estrella típica de la magnitud; así, una primera estrella de la magnitud es cerca de 2.512 veces más brillantes que una segunda estrella de la magnitud. La quinta raíz de 100 se conoce como cociente de Pogson del . La escala de Pogson fue fijada original asignando la estrella polar que una magnitud de 2. astrónomos descubrió más adelante que la estrella polar es levemente variable, así que primero cambiaron al Vega como la estrella estándar de la referencia, y en seguida cambiaron a usar los puntos cero tabulados para los flujos medidos. La magnitud depende de la venda de la longitud de onda (véase abajo).

El sistema moderno se limita no más a 6 magnitudes o solamente a la luz visible. Los objetos muy brillantes tienen magnitudes negativas del . Por ejemplo, el Sirius, la estrella más brillante de la esfera celestial, tiene una magnitud evidente de − 1. La escala moderna incluye la luna y el Sun ; la Luna Llena tiene una magnitud evidente de − 12.6 y el Sun tiene una magnitud evidente de − 26. El telescopio espacial de Hubble ha localizado las estrellas con magnitudes de 30 en las longitudes de onda visibles y los telescopios de Keck han localizado las estrellas semejantemente débiles en el infrarrojo.

Ejemplo 1

¿ cuál es la diferencia en brillo entre el Sun y la Luna Llena?

¡m_f del $-\; m\_b\; =\; x\; \backslash !\; \backslash$

$variación\; del\; de\; 2.512^x\; =\; de$ en el brillo

El la magnitud evidente del Sun es -26.73, y la magnitud evidente de la Luna Llena es -12. La Luna Llena es la más débil de los dos objetos, mientras que el Sun es el más brillante.

Diferencia del en el brillo

¡$x\; =\; m\_f\; -\; m\_b\; \backslash !\; \backslash$

¡$x\; =\; -12.13\; \backslash !\; \backslash$

¡$x\; =\; 14.13\; \backslash !\; \backslash$

Variación del en el brillo

¡v_b del $=\; 2.512^x\; \backslash !\; \backslash$

¡$v\_b\; =\; 2.13\}\; \backslash !\; \backslash$

¡v_b del $=\; 449.16\; \backslash !\; \backslash$

variación del en brillo = 449.16

El en términos de magnitud evidente, el Sun es más de 449.032 veces más brillante que la Luna Llena. Esto es una buena razón para evitar considerar directo el Sun, incluso durante las fases no-totales del de de un eclipse solar. (Viendo el Sun eclipsado es totalmente seguro, pero permanece solamente eclipsado totalmente por mismo un corto período de tiempo.)

Ejemplo 2

¿ cuál es la diferencia en brillo entre Sirius y la estrella polar?

¡m_f del $-\; m\_b\; =\; x\; \backslash !\; \backslash$

¡= \! del $2.512^x\backslash$ variación del en el brillo

El la magnitud evidente de Sirius es -1.44, y la magnitud evidente de la estrella polar es 1. La estrella polar es la más débil de las dos estrellas, mientras que Sirius es el más brillante.

Diferencia del en el brillo

¡$x\; =\; m\_f\; -\; m\_b\; \backslash !\; \backslash$

¡$x\; =\; 1.41\; \backslash !\; \backslash$

¡$x\; =\; 3.41\; \backslash !\; \backslash$

Variación del en el brillo

¡v_b del $=\; 2.512^x\; \backslash !\; \backslash$

¡$v\_b\; =\; 2.41\}\; \backslash !\; \backslash$

¡v_b del $=\; 23.124\; \backslash !\; \backslash$

El en términos de magnitud evidente, Sirius es 23.124 veces más brillante que la estrella polar la estrella del norte .

La segunda cosa al aviso es que la escala es el logarítmico que el brillo relativo de dos objetos es determinado por la diferencia de sus magnitudes. Por ejemplo, una diferencia de 3.2 significa que un objeto es cerca de 19 veces más brillantes que el otro, porque el cociente de Pogson levantado a la energía 3.054607… Una idea falsa común es que la naturaleza logarítmica de la escala es debido al hecho de que el ojo humano sí mismo tiene una respuesta logarítmica. En el tiempo de Pogson esto era probablemente verdad (véase la ley de Weber-Fechner), pero ahora se cree que la respuesta es una ley de energía (véase la ley de energía de Stevens ).

La magnitud es complicada por el hecho de que la luz no es el monocromático. La sensibilidad de un detector ligero varía según la longitud de onda de la luz, y la manera de la cual varía depende del tipo de detector ligero. Que esta razón, es necesario especifique cómo la magnitud se mide para que el valor sea significativa. Con este fin el sistema UBV es ampliamente utilizado, en el cual la magnitud se mide en tres diversas vendas de la longitud de onda: U (centrado aproximadamente 350 nanómetro, en el cercano ultravioleta), B (cerca de 435 nanómetro, en la región azul) y V (cerca de 555 nanómetro, en el medio de la gama visual humana en luz del día). La venda de V fue elegida para los propósitos espectrales y da las magnitudes que correspondían de cerca a ésas vistas por el ojo humano luz-adaptado, y cuando una magnitud evidente se da sin cualquier calificación más otra, es generalmente igual de la magnitud de V más o menos la se significa que, que la magnitud visual .

Desde estrellas más frescas, tales como gigantes rojos y enanos rojos emitir poca energía en el azul y las regiones ULTRAVIOLETA del espectro su energía son a menudo under-represented por la escala de UBV. De hecho, un cierto L y las estrellas de la clase de T tienen una magnitud estimada de bien sobre 100, puesto que emiten extremadamente poca luz visible, pero son los más fuertes infrarrojo.

Las medidas de magnitud necesitan el tratamiento cauteloso y es extremadamente importante medir como con como. En la película fotográfica del siglo a principios de siglo 20 y más viejo (azul-sensible) ortocromático, los brillos relativos supergigante Rigel azul y el Betelgeuse supergigante rojo que se invierte la estrella variable irregular (en el máximo) compararon a lo que ven nuestros ojos puesto que esta película arcaica es más sensible a la luz azul que él están a la luz roja. Las magnitudes obtenidas de este método se conocen como magnitudes fotográficas y ahora se consideran obsoletas.

Para los objetos dentro de nuestra galaxia con un dado la magnitud absoluta, 5 se agrega a la magnitud evidente para cada aumento décuplo en la distancia al objeto. Esta relación no solicita objetos en las distancias muy grandes (mucho más alla de nuestra galaxia), puesto que una corrección para la relatividad general debe entonces ser considerado debido a la naturaleza no-Euclidiana del espacio.

Ver también

Magnitud absoluta
Luminosidad en la astronomía
Lista de las estrellas más brillantes
Lista de las estrellas brillantes más cercanas
Lista de las estrellas más cercanas
Brillo superficial

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Zenithic

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