Magnitude é a logarítmica medida do brilho de um objeto, em astronomia , medido em um determinado comprimento de onda , ou faixa de passagem , geralmente em ópticos ouinfravermelho próximo comprimentos de onda.

O Sol tem uma magnitude aparente de -27, uma lua cheia -13 e os mais brilhantes medidas planeta Vênus -5. A estrela mais brilhante visível no céu noturno ( Sirius ) é a -1,5. Os mais brilhantes objetos feitos pelo homem, flares Iridium , são classificados em -9, e da Estação Espacial Internacional em -6.

História

O sistema de magnitude remonta a cerca de 2000 anos para o astrônomo grego Hiparco (ou o astrônomo alexandrino Ptolomeu -references variar) que estrelas classificados pelo seu brilho aparente, o que eles viam como tamanho ("magnitude significa grandeza" ^[ 1 ] ). Para a olho nu, uma estrela mais proeminente como Sirius ou Arcturus parece maior do que uma estrela menos proeminentes, tais como Mizar , que por sua vez parece maior do que realmente um tênue estrela como Alcor . A seguinte citação de 1736 dá uma excelente descrição do antigo sistema de magnitude visível a olho nu:

As estrelas fixas parecem ser de diferentes Bignesses, não porque eles realmente são assim, mas porque eles não são todos igualmente distantes de nós ^{[ nota 1 ]} . Aqueles que estão mais próximos se destacam em Lustre e Bigness; as mais remotas Estrelas vai dar uma luz mais fraca, e parecem menores para os olhos. Daí surgem Distribuição de estrelas , de acordo com sua ordem e Dignidade, em Classes ; A primeira turma, contendo aqueles que estão mais próximos de nós, são chamados de estrelas de primeira grandeza; aqueles que estão ao lado deles, são estrelas da segunda Magnitude ... e assim por diante, até que nós vir para as Estrelas do sexto Magnitude, que compreendem as mais pequenas estrelas que podem ser discernidos com o olho nu. Para todas as outras estrelas , que só são vistos com a ajuda de um telescópio, e que são chamados Telescopical, não são contados entre esses seis ordens. Embora 'a distinção de Estrelas em seis graus de magnitude é comumente recebido por astrônomos ; Ainda não somos para julgar, que cada detalhe da estrela é exatamente a ser classificados de acordo com um certo Bigness, que é um dos seis; mas na realidade existem quase tantas ordens de estrelas , como há estrelas , alguns deles sendo exatamente do mesmo Bigness e Lustre. E mesmo entre aquelas estrelas que são contados da classe mais brilhante, aparece uma variedade de Magnitude; para Sirius ou Arcturus são cada um deles mais brilhante do que Aldebaran ou a da Bull Eye, ou até mesmo do que a estrelaem Spica ; e ainda todas essas estrelas são contados entre as estrelas de primeira ordem: E há alguns Estrelas de uma Ordem tal intermedial, que os astrônomos têm divergido em classing deles; alguns colocando as mesmas estrelas em uma classe, outros em outra. Por exemplo: O pequeno cão foi por Tycho colocada entre as estrelas do segundo Magnitude, que Ptolomeu contado entre as estrelas da primeira classe: E, portanto, não é verdadeiramente uma das primeira ou segunda ordem, mas deve ser classificado em um Coloque entre ambos. ^[ 2 ]

Note-se que o mais brilhante a estrela, menor a magnitude: Brilho "primeira grandeza" estrelas são "primeira classe" estrelas, enquanto as estrelas quase invisíveis a olho nu são "sexta magnitude" ou "classe 6". O sistema era simples delimitação de brilho estelar em seis grupos distintos, mas não fez nenhuma provisão para as variações no brilho dentro de um grupo.

Tycho Brahe tentou medir diretamente a "grandeza" das estrelas em termos de tamanho angular, o que, em teoria, significa que magnitude de uma estrela pode ser determinada por mais do que apenas o julgamento subjetivo descrito na citação acima. Ele concluiu que as primeiras estrelas de magnitude medido 2 minutos de arco (2 ') de diâmetro aparente (1/30 de um grau, ou 1/15 do diâmetro da lua cheia), com o segundo ao sexto estrelas de magnitude medindo 3/2 ", 13 / 12 ', 3/4', 1/2 'e 1/3', respectivamente. ^[ 3 ] O desenvolvimento do telescópio mostrou que esses grandes tamanhos eram ilusórias-estrelas apareceram muito menor através do telescópio. No entanto, os primeiros telescópios produziu uma imagem de disco-like espúria de uma estrela (conhecido hoje como um disco de Airy ) que foi maior para as estrelas mais brilhantes e menor para os mais fracos. Astrônomos da Galileo para Jaques Cassiniconfundiu esses discos espúrios para os corpos físicos de estrelas, e, portanto, até o século XVIII, continuou a pensar em magnitude em termos de tamanho físico de uma estrela. ^[ 4 ]Johannes Hevelius apresentou um quadro muito preciso de estrela tamanhos medido telescópico, mas agora os diâmetros medidos variaram de pouco mais de seis segundos de arco de primeira grandeza para baixo para pouco menos de 2 segundos para sexta magnitude. ^{[ 4 ] [ 5 ]} Na época de William Herschel astrônomos reconheceu que os discos telescópicas de estrelas eram falsas e uma função do telescópio, bem como o brilho das estrelas, mas ainda falavam em termos de tamanho de uma estrela mais do que o seu brilho. ^[ 4 ] Mesmo no século XIX, o sistema de magnitude continuou a ser descrita em termos de seis classes determinadas pelo tamanho aparente, em que

Não há outra regra para classificar as estrelas, mas a estimativa do observador; e, portanto, é que alguns astrônomos acham que essas estrelas de primeira magnitude que outros consideram de segundo. ^[ 6 ]

No entanto, pelos astrônomos meados do século XIX tinha medido as distâncias para estrelas via paralaxe estelar , e assim entendeu que as estrelas estão tão longe a ponto de parecer essencialmente como fontes pontuais de luz. Na sequência de avanços na compreensão da difração da luz e visão astronômica , os astrônomos totalmente compreendido tanto que os tamanhos aparentes de estrelas eram falsas e como esses tamanhos dependia da intensidade da luz que vem de uma estrela (este é o brilho aparente da estrela, que pode ser medido em unidades tais como watts / cm ² ), de modo que as estrelas brilhantes maior apareceu.

Definição moderna 

Medições fotométricas (feitos, por exemplo, usando uma luz para projetar uma "estrela" artificial em campo de um telescópio de visão e ajustando-o para coincidir com verdadeiras estrelas de brilho) tinha mostrado que as primeiras estrelas de magnitude são cerca de 100 vezes mais brilhante do que sexta estrelas de magnitude .

Assim, em 1856, Norman Pogson de Oxford propôs que uma escala logarítmica de 2,512 ser adotado entre magnitudes, então cinco passos magnitude correspondeu precisamente a um fator de 100 em brilho. ^{[ 7 ] [ 8 ]} A cada intervalo de uma magnitude equivale a uma variação de luminosidade de 100 ^05/01 ou cerca de 2.512 vezes. Por conseguinte, uma estrela de primeira grandeza é cerca de 2,5 vezes mais brilhante do que uma segunda estrela de magnitude, 2,5 ² mais brilhante do que uma terceira estrela de magnitude, 2,5 ³ mais brilhante do que uma quarta estrela de magnitude, e assim por diante.

Este é o sistema de magnitude moderna, que mede o brilho, e não o tamanho aparente, de estrelas. Utilizando esta escala logarítmica, é possível para uma estrela para ser mais brilhante do que "primeira classe", por isso, Arcturus é magnitude 0, e Sirius é magnitude -1,46.

Scale 

Como mencionado acima, a escala parece funcionar "ao contrário", com objectos com uma amplitude negativa ser mais brilhante do que aqueles com uma amplitude positiva. O "maior" o valor negativo, o mais brilhante.

Objetos que aparecem mais para a esquerda nesta linha são mais brilhantes, enquanto objetos aparecendo mais para a direita são dimmer. Assim zero aparecer no meio, com os objetos mais brilhantes na extrema esquerda, e os objetos mais escuras no canto direito.

Magnitude aparente [ editar ]

De acordo com a escala de magnitude logarítmica moderna, dois objetos, um dos quais é usado como uma referência ou linha de base, cujas intensidades (brilhos) medido a partir da Terra em unidades de energia por unidade de área (como Watts por metro quadrado ou Wm ^-2 ) são I ₁ e eu _ref , terão magnitudes m ₁ e m _ref relacionados por

Usando esta fórmula, a escala de magnitude pode ser prorrogada para além da antiga magnitude 1-6 gama, e torna-se uma medida precisa do brilho ao invés de simplesmente um sistema de classificação. Os astrônomos agora podem medir diferenças tão pequenas quanto um centésimo de uma magnitude. Estrelas que têm magnitudes entre 1,5 e 2,5 são chamados de segunda magnitude; Existem cerca de 20 estrelas mais brilhantes do que 1,5, que são estrelas de primeira grandeza (veja a lista das estrelas mais brilhantes ). Por exemplo,Sirius é magnitude -1,46, Arcturus é -0,04 Aldebaran é 0,85, Spica é 1,04, e Procyon (The Little Dog) é 0,34. Sob o sistema de magnitude antigo, todas essas estrelas podem ter sido classificados como "estrelas de primeira magnitude".

Magnitudes também pode ser calculado para objetos muito brilhantes do que estrelas (como o Sol e Lua ), e para objetos muito tênues para o olho humano para ver (como Plutão ).

Exemplos

O que se segue é uma tabela dando magnitudes para objetos que vão desde a Sun para o objeto mais fraco visível com o Telescópio Espacial Hubble (HST) :

Outras escalas 

Sob o sistema de Vega para medir o brilho de brilho astronômico, a estrela Vega é definida com uma magnitude aparente de zero, como medido através de todos os filtros, embora esta seja apenas uma aproximação por exemplo, o seu brilho real foi medida a ser 0,03 no V ( visual) banda. A estrela mais brilhante, Sirius , tem uma magnitude de -1,46 Vega. ou -1.5. No entanto, Vega foi observada variação em brilho, e outros padrões são de uso comum. ^[ 9 ] Um tal sistema é a magnitude AB sistema, em que a referência é uma fonte com uma densidade de fluxo constante por unidade de frequência. Outro exemplo é o sistema STMAG, em que a fonte de referência em vez disso é definida como tendo densidade de fluxo constante por unidade de comprimento de onda.

Magnitude aparente e absoluta [ editar ]

Dois tipos específicos de magnitudes distinguidas pelos astrônomos são:

• Magnitude aparente , o brilho de um objeto como aparece no céu à noite. Por exemplo, Alpha Centauri tem magnitude aparente maior (ou seja, valor inferior) de Betelgeuse , porque é muito mais próximo da Terra .
• Magnitude absoluta , que mede a luminosidade de um objeto (ou luz refletida por objetos não-luminosos, como asteróides ); é magnitude aparente do objeto como visto de uma distância específica. Para estrelas é 10 parsecs (32,6 anos-luz ). Betelgeuse tem muito maior magnitude absoluta de Alpha Centauri, porque é muito mais luminosa.

Normalmente, apenas magnitude aparente é mencionado uma vez que pode ser medido diretamente. Magnitude absoluta pode ser calculada a partir de magnitude aparente e distância

Isto é conhecido como o módulo de distância , onde d é a distância ao medido em estrela parsecs , m é o valor aparente, e M é a magnitude absoluta.

Problemas 

O olho humano é facilmente enganado, e escala de Hiparco teve problemas. Por exemplo, o olho humano é mais sensível ao amarelo / vermelho luz do que a azul , e fotográfico filme mais para o azul do que para o amarelo / vermelho, dando diferentes valores de magnitude visual e magnitude fotográfico . Magnitude aparente também pode ser afectada por factores tais como a poeira na cobertura ou atmosfera de luz nuvem absorver alguma da luz.

Além disso, muitas pessoas acham que é um contra-senso que uma estrela de alta magnitude é mais escuro do que uma estrela de baixa magnitude.

Veja também 

Portal Astronomia

• Magnitude absoluta
• Magnitude aparente
• Magnitude fotográfica
• AB magnitude
• Diagrama cor-
• UBV sistema fotométrico
• Estrela fotométrica-padrão
• Lista dos mais brilhantes estrelas

Notas 

Referências 

Ligações externas [ editar ]

• Rothstein, Dave (18 Setembro de 2003). "O que é a magnitude aparente?" . Universidade Cornell . Retirado 23 de dezembro 2011 .
• "Magnitude (astronomia)" . MSN Encarta . Arquivado do original em 01 de janeiro de 2009 . Retirado 23 de dezembro 2011 .