Magnitud aparente

La magnitud aparente (m) de un objeto celeste es un número que indica la medida de su brillo tal y como es visto por un observador desde la Tierra y la cantidad de luz ( energía) que se recibe del objeto. Mientras que la cantidad de luz recibida depende realmente del ancho de la atmósfera, las magnitudes aparentes se normalizan a un valor que tendrían fuera de la atmósfera. Cuanto menor sea el número, más brillante aparece una estrella. El Sol, con magnitud aparente de −27, es el objeto más brillante en el cielo. Se ajusta al valor que tendría en ausencia de la atmósfera. Cuanto más brillante aparece un objeto, menor es su valor de magnitud (es decir, la relación inversa). Además, la escala de magnitudes es logarítmica: una diferencia de una magnitud corresponde a un cambio en el brillo de un factor alrededor de 2,512.

Generalmente, se utiliza el espectro visible (vmag) como base para la magnitud aparente. Sin embargo, se utilizan también otros espectros (por ejemplo, la banda J del infrarrojo cercano). En el espectro visible, Sirio es la estrella más brillante después del Sol. En la banda-J del infrarrojo cercano, Betelgeuse es la más brillante. La magnitud aparente de las estrellas se mide con un bolómetro.

La magnitud aparente puede medirse para determinadas bandas del espectro luminoso. En el caso del espectro visible, se denomina magnitud visual () y puede ser estimada por el ojo humano.[2]

Actualmente se utilizan los fotómetros que permiten medir magnitudes con mucha precisión. Éste es capaz de catalogar en orden de magnitud aparente y distinguir cuando dos estrellas tienen la misma magnitud aparente o una estrella y una fuente artificial.

Historia

La escala con la que se mide la magnitud, tiene su origen en la práctica helenística de dividir las estrellas visibles con ojo desnudo en seis magnitudes. Las estrellas más visibles a simple vista fueron pensadas para formar parte de la primera magnitud (m = +1), mientras que las más débiles eran consideradas como sexta magnitud (m = +6), el límite del ojo humano (sin ayuda de un telescopio). Este método, algo primitivo, para indicar la visibilidad de las estrellas a simple vista fue divulgado por Ptolomeo en su Almagesto, y se cree que pudo haber sido originado por Hiparco de Nicea. Este sistema original no medía la magnitud del Sol. Debido al hecho de que la respuesta del ojo humano a la luz es logarítmica la escala que resulta es también logarítmica.

En 1856 Pogson formalizó el sistema definiendo que una típica estrella de primera magnitud es aquella 100 veces más visible que una típica estrella de magnitud sexta; así, una estrella de primera magnitud es aproximadamente 2,512 veces más visible que una de segunda magnitud. La raíz quinta de 100, un número irracional (2,512) se conoce como cociente de Pogson. La escala de Pogson se fijó originalmente asignando a la estrella Polaris la magnitud de 2. Pero dado que los astrónomos han descubierto que la estrella polar es levemente variable, ahora se utiliza la estrella Vega como referencia.

El sistema moderno no se limita a 6 magnitudes. Los objetos realmente visibles tienen magnitudes negativas. Por ejemplo Sirius, la estrella más visible, tiene una magnitud aparente de -1,44 a -1,46. La escala moderna incluye a la Luna y al Sol; la Luna tiene una magnitud aparente de -12,6 y el Sol tiene una magnitud aparente de -26,7. Los telescopios Hubble y Keck han localizado estrellas con magnitudes de +30.

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