Céu & Telescópio
Mais formas de contar e de medir as coisas funcionam de forma lógica. Quando a coisa que estás a medir aumenta,o número aumenta. Quando você ganha peso, afinal, a escala não lhe diz um número menor de libras ou quilos. Mas as coisas não são tão sensatas em astronomia — pelo menos não quando se trata de luminosidade das estrelas., Entre no sistema de Magnitude estelar.
origens antigas do sistema de Magnitude estelar
as magnitudes das estrelas contam para trás, o resultado de um acaso antigo que parecia uma boa ideia na época. A história começa por volta de 129 A. C., quando o astrônomo grego Hipparco produziu o primeiro catálogo de estrelas bem conhecido. Hiparco classificou as suas Estrelas de uma forma simples. Ele chamou os mais brilhantes “de primeira magnitude”, simplesmente significando ” os maiores.”Estrelas não tão brilhantes que ele chamou de” De segunda magnitude”, ou de segunda maior. As estrelas mais fracas que ele podia ver ele chamou de “da sexta magnitude., Em torno de 140 D. C. Claudius Ptolomeu copiou este sistema em sua própria lista de estrelas. Às vezes Ptolomeu adicionou as palavras “maior” ou “menor” para distinguir entre estrelas dentro de uma classe de magnitude. As obras de Ptolomeu permaneceram os textos básicos da astronomia para os próximos 1.400 anos, então todos usaram o sistema de primeira a sexta magnitudes. Funcionou muito bem.Galileu forçou a primeira mudança. Ao virar seus recém-feitos telescópios para o céu, Galileu descobriu que existiam estrelas que eram mais fracas do que a sexta magnitude de Ptolomeu., “De fato, com o vidro você vai detectar abaixo das estrelas da sexta magnitude tal multidão de outros que escapam da visão natural que é dificilmente crível”, exultou em seu tracto Sidereus Nuncius 1610. “O maior destes . . . nós podemos designar como da sétima magnitude. Assim, um novo termo entrou na linguagem astronômica, e o sistema de magnitude estelar tornou-se aberto. Não pode haver volta atrás.à medida que os telescópios ficavam maiores e melhores, os astrônomos continuavam adicionando mais magnitudes ao fundo da escala., Hoje, um par de binóculos de 50 milímetros mostrará Estrelas de aproximadamente 9 magnitude, um telescópio amador de 6 polegadas atingirá a 13ª magnitude, e o Telescópio Espacial Hubble tem visto objetos tão fracos como a 31ª magnitude.
em meados do século XIX, os astrônomos perceberam que havia uma necessidade premente de definir toda a escala do sistema de magnitude estelar mais precisamente do que pelo julgamento do globo ocular. Eles já haviam determinado que uma estrela de primeira magnitude brilha com cerca de 100 vezes a luz de uma estrela de sexta magnitude. Assim, em 1856, o astrônomo de Oxford Norman R., Pogson propôs que uma diferença de cinco magnitudes fosse exatamente definida como uma razão de brilho de 100 para 1. Esta regra conveniente foi rapidamente adotada. Uma magnitude assim corresponde a uma diferença de brilho de exatamente a quinta raiz de 100, ou muito perto de 2.512 — um valor conhecido como a razão Pogson.
o sistema de magnitude estelar resultante é logarítmico, de acordo com a crença de 1850 de que todos os sentidos humanos são logarítmicos em sua resposta a estímulos. A escala de decibéis para a classificação da intensidade foi igualmente feita logarítmica.,
Cinquenta e oito magnitudes de brilho aparente abrangem as coisas que os astrônomos estudo, do Sol forte para o mais fraco objetos detectados com o Telescópio Espacial Hubble. Este intervalo é equivalente a uma razão de brilho de cerca de 200 bilhões de trilhões.
Sky & Telescope
Alas, it’s not quite so, not for brightness, sound, or anything else. As nossas percepções do mundo seguem curvas de poder-lei, não logarítmicas. Assim, uma estrela de magnitude 3.,0 de fato não parece exatamente a metade do brilho entre 2.0 e 4.0. Parece um pouco mais fraco do que isso. A estrela que parece a meio caminho entre 2,0 e 4,0 será de magnitude 2,8. Quanto maior for a diferença de magnitude, maior será esta discrepância. Consequentemente, Sky & Os mapas do telescópio desenhados por computador usam pontos estelares que são dimensionados de acordo com uma relação power-law.mas o mundo científico na década de 1850 era gaga por logaritmos, então agora eles estão presos no sistema de magnitude estelar tão firmemente quanto a numeração retrógrada de Hiparco.,agora que as magnitudes estelares foram classificadas numa escala matemática precisa, por mais imprópria que fosse, outro problema tornou-se inevitável. Algumas Estrelas de” primeira magnitude ” eram muito mais brilhantes do que outras. Os astrónomos não tiveram escolha a não ser estender a escala para valores mais brilhantes, bem como para valores mais fracos. Assim Rigel, Capella, Arcturus, e Vega são magnitude 0, uma afirmação estranha que parece que eles não têm brilho algum! Mas era tarde demais para recomeçar. A escala de magnitude estende-se mais para números negativos: Sirius brilha em magnitude -1,5, Vênus atinge -4,4, a Lua Cheia é cerca de -12.,5, e o sol brilha em magnitude -26,7.
Outras Cores, Outras Magnitudes
O bandpasses do padrão UBVRI filtros de cor, juntamente com o espectro típico de um azul-branco estrelas.
Céu & Telescópio
Ao final do século 19, os astrônomos estavam usando a fotografia para registrar o céu e medir a estrela de brilho, e um novo problema surgiu. Algumas estrelas mostrando o mesmo brilho para o olho mostraram diferentes luminosidade no filme, e vice-versa., Em comparação com o olho, as emulsões fotográficas eram mais sensíveis à luz azul e menos à luz vermelha. Assim, duas escalas separadas para o sistema de magnitude estelar foram criadas. Magnitude Visual, ou mvis, descreveu como uma estrela olhou para os olhos. Magnitude fotográfica, ou mpg, refere-se a imagens de estrelas em filme sensível a azul preto-e-branco. Estes são agora abreviados mv e mp, respectivamente.esta complicação acabou por ser uma bênção disfarçada. A diferença entre a magnitude fotográfica e visual de uma estrela era uma medida conveniente da cor da estrela., A diferença entre os dois tipos de magnitude foi chamada de “índice de cores”.”Seu valor é cada vez mais positivo para as estrelas amarelas, laranja e vermelha, e negativo para as azuis.mas as diferentes emulsões fotográficas têm respostas espectrais diferentes! E os olhos das pessoas também diferem. Por um lado, as suas lentes oculares ficam amarelas com a idade; as pessoas idosas vêem o mundo através de filtros amarelos. Os sistemas de Magnitude concebidos para diferentes faixas de comprimento de onda tinham de ser mais claramente definidos do que isto.,atualmente, magnitudes precisas são especificadas pelo que um fotômetro fotoelétrico padrão vê através de filtros de cores padrão. Vários sistemas fotométricos foram criados; o mais familiar é chamado UBV após os três filtros mais comumente usados. U abrange o quase ultravioleta, B é azul, e V corresponde bastante perto da antiga magnitude visual; seu pico é na faixa amarelo-verde, onde o olho é mais sensível.
Índice de cores é agora definido como a magnitude B menos a magnitude V. Uma estrela branca pura tem um B-V de cerca de 0,2, o nosso sol amarelo é 0.,63, Betelgeuse vermelho-laranja é 1,85, e a estrela mais azul possível é-0.4, azul-branco pálido.
tão bem sucedido foi o sistema UBV que foi estendido para o vermelho com filtros R E I para definir magnitudes padrão vermelho e infravermelho próximo. Por isso é às vezes chamado UBVRI. Astrônomos infravermelhos carregaram-no para comprimentos de onda ainda mais longos, pegando alfabeticamente depois de I para definir as bandas J, K, L, M, N e Q. Estes foram escolhidos para coincidir com os comprimentos de onda de “janelas” infravermelhos na atmosfera da Terra — comprimentos de onda em que o vapor de água não absorve inteiramente a luz das estrelas.,
em todas as faixas onduladas, a estrela brilhante Vega foi escolhida (arbitrariamente) para definir magnitude 0.0. Uma vez que Vega é mais fraca em comprimentos de onda infravermelhos do que em luz visível, magnitudes infravermelhas são, por definição e artificialmente, “mais brilhantes” do que suas contrapartes visuais.
aparência e realidade
o que, então, é o brilho real de um objeto? Quanta energia total nos está a enviar em todos os comprimentos de onda combinados, visíveis e invisíveis? A resposta é chamada de magnitude bolométrica, mbol, porque a radiação total já foi medida com um dispositivo chamado bolômetro., A magnitude bolométrica tem sido chamada de visão de Deus do verdadeiro brilho de um objeto. Os astrofísicos valorizam-na como a verdadeira medida da emissão total de energia de um objeto visto da Terra. A correção bolométrica diz O quanto mais brilhante a magnitude bolométrica é do que a magnitude V. Seu valor é sempre negativo, porque qualquer estrela ou objeto emite pelo menos alguma radiação fora da porção visual do espectro eletromagnético.até agora temos lidado apenas com magnitudes aparentes — como as coisas brilhantes parecem da Terra., Não sabemos o quão intrinsecamente brilhante um objeto é até que tenhamos também em conta a sua distância. Assim, os astrônomos criaram a escala de magnitude absoluta. A magnitude absoluta de um objeto é simplesmente o quão brilhante ele apareceria se colocado a uma distância padrão de 10 parsecs (32,6 anos-luz).
no mapa à esquerda de Canis Major, os tamanhos dos pontos indicam as magnitudes aparentes das estrelas; os pontos correspondem à luminosidade das estrelas tal como as vemos., A versão do lado direito indica as magnitudes absolutas das mesmas estrelas – quão brilhantes elas apareceriam se fossem todas colocadas à mesma distância (32,6 anos-luz) da Terra. Magnitude absoluta é uma medida da verdadeira luminosidade estelar.
Céu & Telescópio
Visto de longe, o Sol iria brilhar em um inexpressivo magnitude visual 4.85. Rigel brilhava em um deslumbrante-8, quase tão brilhante como o quarto da lua. A anã vermelha Proxima Centauri, A estrela mais próxima do sistema solar, parece ser de magnitude 15.,6, o mais pequeno brilho visível num telescópio de 16 polegadas! Conhecer magnitudes absolutas torna claro o quão vastamente diversificados são os objetos que casualmente colocamos juntos sob a única palavra “estrela”.qualquer tipo de magnitude aparente — fotográfico, bolométrico ou seja o que for — pode ser convertido para uma magnitude absoluta.
(para cometas e asteroides, uma magnitude absoluta muito diferente é usada., O padrão aqui é o quão brilhante o objeto pareceria a um observador de pé sobre o sol se o objeto estivesse a uma unidade astronômica de distância.)
então, o sistema de magnitude estelar é muito complicado? De todo. Ele cresceu e evoluiu para preencher todas as necessidades de medição de brilho exatamente como necessário. Hipparcus ficaria encantado.