Girish V

# Escala de magnitud

Fa 2500 anys, l'antic astrònom grec Hipparchus va classificar la brillantor de les estrelles visibles en una escala de l'1 al 6. A les estrelles més brillants les anomenà de primera magnitud i a les més febles que va poder veure de sexta magnitud. Increïblement, dos mil·lenis i mig més tard, l'esquema de classificació d'Hipparchus segueix sent emprat pels astrònoms, enacara que des de llavors ha estat modernitzat i quantificat.

L'escala de magnitud va a l'inrevés del que es podria esperar: Les estrelles més brillants tenen magnituds més petites que les més febles).

L'escala de magnitud moderna és una messura quantitativa del flux de llum que arriba des d'una estrella, mitjançant una escala logarítmica:

m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)

Si no enteneu les matemàtiques, aquesta fórmula tan sols diu que la magnitud d'una certa estrella (m) és diferent de la d'alguna estrella estàndard (m_0) per 2,5 vegades el logaritme de la seva proporció de flux. El factor 2,5*log significa que si la proporció de flux és 100, la diferència en magnituds serà de 5. Així doncs, una estrella de sexta magnitud és 100 vegades més feble que una de primera magnitud. El motiu pel que la simple classificació d'Hipparchus es tradueix a una funció relativament complexa és que l'ull humà respon logarítmicament a la llum.

S'usa una varietat d'escales de magnitud, cadascuna de las quals serveix per a un propòsit diferent. La més comuna és l'escala de magnitud aparent; això és, la messura de la brillantor de les estrelles (i altres objectes) segons l'ull humà. L'escala de magnitud aparent defineix que l'estrella Vega té una magnitud de 0,0 i assigna magnituds a tots els altres objectes usant l'anterior equació i una messura de la proporció de flux de cada objecte amb respecte a Vega.

Això dificulta entendre a les estrelles usant únicament les magnituds aparents. Imagineu dues estrelles en el cel amb una magnitud aparent similar, és a dir, que aparenten ser igual de brillants. És impossible saber, a simple vista, si tenen la mateixa lluminositat intrínseca; és possible que una de les estrelles sigui intrínsecament més brillant, però que estiga més llunyana. Si es conegués la distància a les estrelles (mireu l'article sobre la paral·laxi), es podria tenir en compte i assignar magnituds absolutes que reflexarien la seva verdadera lluminositat intrínseca. La magnitud absoluta defineix quina magnitud aparent tindria l'estrella si fos observada des d'una distància de 10 parsecs (1 parsec equival a 3,26 anys llum o 3,1 x 10^18 cm). La magnitud absoluta (M) es pot determinar a partir de la magnitud aparent (m) i la distància en parsecs (d), usant la fórmula:

M = m + 5 - 5 * log(d) (tingueu en compte que M=m quan d=10).

L'escala moderna de magnituds no està basada en l'ull humà, està basada en plaques fotogràfiques i fotòmetres fotoelèctrics. Gràcies als telescopis podem veure objectes molt més febles dels que podia veure Hipparchus a simple vista, així que l'escala de magnituds s'ha anat estenent més enllà de la sexta magnitud. De fet, el telescopi espacial Hubble pot captar estrelles gairebé tan febles com les de magnitud 30, que són un bilió de vegades més febles que Vega!

Una nota final: La magnitud normalment es mesura a través d'un filtre de color d'algun tipus i aquestes magnituds s'identifiquen per mitjà de la descripció del filtre (&ead;, m_V és la magnitud a través d'un filtre visual, el qual és verdos; m_B és la magnitud a través d'un filtre blau; m_pg és una magnitud mesurada gràcies a una placa fotogràfica, &etc;).