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la mayoría de las formas de contar y medir cosas funcionan lógicamente. Cuando la cosa que estás midiendo aumenta, el número se hace más grande. Después de todo, cuando aumentas de peso, la báscula no te indica un número menor de libras o kilogramos. Pero las cosas no son tan sensatas en astronomía, al menos no cuando se trata del brillo de las estrellas., Introduzca el sistema de magnitud Estelar.
los orígenes antiguos del sistema de magnitud Estelar
las magnitudes estelares cuentan hacia atrás, el resultado de una antigua casualidad que parecía una buena idea en ese momento. La historia comienza alrededor de 129 B. C., Cuando el astrónomo griego Hipparchus produjo el primer catálogo bien conocido de la estrella. Hiparco clasificó sus estrellas de una manera simple. Llamó a los más brillantes «de primera magnitud», simplemente significando » los más grandes.»Estrellas no tan brillantes que él llamó» de segunda magnitud», o la segunda más grande. Las estrellas más débiles que podía ver las llamó » de sexta magnitud.,»Alrededor de A. D. 140 Claudio Ptolomeo copió este sistema en su propia lista de estrellas. A veces Ptolomeo añadió las palabras «mayor» o «menor» para distinguir entre las estrellas dentro de una clase de magnitud. Las obras de Ptolomeo siguieron siendo los textos básicos de astronomía durante los próximos 1.400 años, por lo que todo el mundo utilizó el sistema de primera a sexta magnitudes. Funcionó bien.
Galileo forzó el primer cambio. Al girar sus telescopios hacia el cielo, Galileo descubrió que existían estrellas que eran más débiles que la sexta magnitud de Ptolomeo., «De hecho, con el vidrio detectarás debajo de las estrellas de la sexta magnitud una multitud de otras que escapan a la vista natural que es difícilmente creíble», se regocijó en su tratado Sidereus Nuncius de 1610. «El más grande de ellos . . . podemos designar como de la séptima magnitud.»Así entró un nuevo término en el lenguaje astronómico, y el sistema de magnitud estelar se volvió abierto. No podría haber vuelta atrás.
a medida que los telescopios se hicieron más grandes y mejores, los astrónomos siguieron agregando más magnitudes al fondo de la escala., Hoy en día, un par de binoculares de 50 milímetros mostrarán estrellas de aproximadamente 9A magnitud, un telescopio aficionado de 6 pulgadas alcanzará la magnitud 13, y el Telescopio Espacial Hubble ha visto objetos tan débiles como la magnitud 31A.
a mediados del siglo XIX, los astrónomos se dieron cuenta de que había una necesidad apremiante de definir toda la escala del sistema de magnitud estelar con más precisión que mediante el juicio del globo ocular. Ya habían determinado que una estrella de magnitud 1 brilla con aproximadamente 100 veces La Luz de una estrella de magnitud 6. En consecuencia, en 1856 el astrónomo de Oxford Norman R., Pogson propuso que una diferencia de cinco magnitudes se definiera exactamente como una relación de brillo de 100 a 1. Esta regla conveniente fue adoptada rápidamente. Por lo tanto, una magnitud corresponde a una diferencia de brillo de exactamente la quinta raíz de 100, o muy cercana a 2.512, un valor conocido como la relación Pogson.
el sistema de magnitud estelar resultante es logarítmico, en claro acuerdo con la creencia de la década de 1850 de que todos los sentidos humanos son logarítmicos en su respuesta a los estímulos. La escala de decibelios para calificar la sonoridad también se hizo logarítmica.,
cincuenta y ocho magnitudes de brillo aparente abarcan las cosas que estudian los astrónomos, desde el sol deslumbrante hasta los objetos más débiles detectados con el Telescopio Espacial Hubble. Este rango es equivalente a una relación de brillo de unos 200 mil millones de billones.
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Por desgracia, no es así, no para el brillo, el sonido o cualquier otra cosa. Nuestras percepciones del mundo siguen curvas de la ley del poder, no logarítmicas. Así una estrella de magnitud 3.,0 no se ve exactamente a mitad de camino en el brillo entre 2.0 y 4.0. Parece un poco más débil que eso. La estrella que se ve a mitad de camino entre 2.0 y 4.0 será de aproximadamente magnitud 2.8. Cuanto mayor sea la diferencia de magnitud, mayor será esta discrepancia. En consecuencia, Sky & los mapas del cielo dibujados por computadora del telescopio utilizan puntos estelares que se clasifican de acuerdo con una relación de ley de poder.
pero el mundo científico en la década de 1850 era gaga para los logaritmos, por lo que ahora están encerrados en el sistema de magnitud estelar tan firmemente como la numeración hacia atrás de Hipparchus.,
ahora que las magnitudes estelares se clasificaron en una escala matemática precisa, sin embargo, mal ajustada, otro problema se hizo inevitable. Algunas estrellas de» magnitud 1 » eran mucho más brillantes que otras. Los astrónomos no tuvieron más remedio que extender la escala a valores más brillantes y débiles. Así Rigel, Capella, Arcturus, y Vega son magnitud 0, una declaración incómoda que suena como que no tienen brillo en absoluto! Pero era demasiado tarde para empezar de nuevo. La escala de magnitud se extiende más lejos en números negativos: Sirio brilla en magnitud -1.5, Venus alcanza -4.4, la Luna Llena es de aproximadamente -12.,5, y el sol arde en magnitud -26.7.
otros colores, otras Magnitudes
los pasos de banda de los filtros de color estándar UBVRI, junto con el espectro de una estrella azul-blanca típica.
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a finales del siglo XIX, los astrónomos utilizaban la fotografía para registrar el cielo y medir el brillo de las estrellas, y surgió un nuevo problema. Algunas estrellas que muestran el mismo brillo al ojo mostraron diferentes brillos en la película, y viceversa., En comparación con el ojo, las emulsiones fotográficas eran más sensibles a la luz azul y menos a la luz roja. En consecuencia, se idearon dos escalas separadas para el sistema de magnitud estelar. Visual magnitude, o mvis, describía cómo una estrella miraba a los ojos. La magnitud fotográfica, o mpg, se refiere a imágenes de estrellas en película en blanco y negro sensible al azul. Ahora se abrevian mv y mp, respectivamente.
Esta complicación resultó ser una bendición disfrazada. La diferencia entre la magnitud fotográfica y visual de una estrella era una medida conveniente del color de la estrella., La diferencia entre los dos tipos de magnitud se llamó el «índice de color.»Su valor es cada vez más positivo para las estrellas amarillas, naranjas y rojas, y negativo para las azules.
pero diferentes emulsiones fotográficas tienen diferentes respuestas espectrales! Y los ojos de la gente también difieren. Por un lado, las lentes de sus ojos se vuelven amarillas con la edad; las personas mayores ven el mundo a través de filtros amarillos. Los sistemas de magnitud diseñados para diferentes rangos de longitud de onda tenían que estar más claramente definidos que esto.,
hoy en día, magnitudes precisas se especifican por lo que un fotómetro fotoeléctrico estándar ve a través de filtros de color estándar. Se han ideado varios sistemas fotométricos; el más conocido se llama UBV por los tres filtros más utilizados. U abarca el ultravioleta cercano, B es azul, y V corresponde bastante cerca a la magnitud visual Antigua; su pico ancho está en la banda amarillo-verde, donde el ojo es más sensible.
el índice de Color ahora se define como la magnitud B menos la magnitud V. Una estrella blanca pura tiene un B-V de aproximadamente 0.2, nuestro Sol amarillo es 0.,63, Betelgeuse naranja-rojo es 1.85, y la estrella más azul que se cree posible es -0.4, azul pálido-blanco.
tan exitoso fue el sistema UBV que se extendió hacia redward con filtros R E I para definir magnitudes estándar de rojo e infrarrojo cercano. Por lo tanto, a veces se llama UBVRI. Los astrónomos infrarrojos lo han llevado a longitudes de onda aún más largas, recogiendo alfabéticamente después de I para definir las bandas J, K, L, M, N y Q. Estos fueron elegidos para que coincidieran con las longitudes de onda de las «ventanas» infrarrojas en la atmósfera de la Tierra, longitudes de onda en las que el vapor de agua no absorbe completamente la luz de las estrellas.,
en todas las bandas de onda, La Estrella Brillante Vega ha sido elegida (arbitrariamente) para definir la magnitud 0.0. Dado que Vega es más tenue en longitudes de onda infrarrojas que en la luz visible, las magnitudes infrarrojas son, por definición y bastante artificialmente, «más brillantes» que sus contrapartes visuales.
apariencia y realidad
¿Cuál es, entonces, el brillo real de un objeto? ¿Cuánta energía total nos está enviando en todas las longitudes de onda combinadas, visibles e invisibles? La respuesta se llama magnitud bolométrica, mbol, porque la radiación total se midió una vez con un dispositivo llamado bolómetro., La magnitud bolométrica ha sido llamada la vista de Dios del verdadero brillo de un objeto. Los astrofísicos lo valoran como la verdadera medida de la emisión de energía total de un objeto vista desde la Tierra. La corrección bolométrica dice cuánto más brillante es la magnitud bolométrica que la magnitud V. Su valor es siempre negativo, porque cualquier estrella u objeto emite al menos alguna radiación fuera de la porción visual del espectro electromagnético.
hasta ahora hemos estado lidiando solo con magnitudes aparentes, con lo brillantes que se ven las cosas desde la Tierra., No sabemos cuán intrínsecamente brillante es un objeto hasta que también tomamos en cuenta su distancia. Así los astrónomos crearon la escala de magnitud absoluta. La magnitud absoluta de un objeto es simplemente lo brillante que parecería si se coloca a una distancia estándar de 10 parsecs (32.6 años luz).
en el mapa izquierdo de Canis Major, los tamaños de puntos indican las magnitudes aparentes de las estrellas; los puntos coinciden con el brillo de las estrellas tal como las vemos., La versión de la derecha indica las magnitudes absolutas de las mismas estrellas: cuán brillantes aparecerían si todas se colocaran a la misma distancia (32,6 años luz) de la Tierra. La magnitud absoluta es una medida de la verdadera luminosidad estelar.
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visto desde esta distancia, el sol brillaría a una magnitud visual poco impresionante de 4.85. Rigel ardería en un deslumbrante -8, casi tan brillante como el cuarto de luna. La enana roja Próxima Centauri, La Estrella más cercana al sistema solar, parece ser de magnitud 15.,6, el más pequeño destello visible en un telescopio de 16 pulgadas! Conocer las magnitudes absolutas deja claro cuán vastamente diversos son los objetos que casualmente agrupamos bajo la sola palabra «estrella».»
las magnitudes absolutas se escriben siempre con una M mayúscula, las magnitudes aparentes con una m minúscula. cualquier tipo de magnitud aparente-fotográfica, bolométrica o lo que sea — se puede convertir en una magnitud absoluta.
(para cometas y asteroides, se usa una «magnitud absoluta» muy diferente., El estándar aquí es qué tan brillante le parecería el objeto a un observador de pie en el sol si el objeto estuviera a una unidad astronómica de distancia.)
entonces, ¿es el sistema de magnitud estelar demasiado complicado? Para nada. Ha crecido y evolucionado para satisfacer todas las necesidades de medición de brillo exactamente como se requiere. Hipparcus estaría encantado.