Magnitud absoluta

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El ángulo de fase alfa se puede calcular a partir de las distancias Cuerpo-Sol, Observador-Sol y Observador-Cuerpo, utilizando la ley del coseno.
El ángulo de fase alfa se puede calcular a partir de las distancias Cuerpo-Sol, Observador-Sol y Observador-Cuerpo, utilizando la ley del coseno.

En astronomía , la magnitud absoluta (M) es la magnitud aparente ( m ) que tendría un objeto si estuviera a una distancia de 10 parsecs o 1 unidad astronómica del observador dependiendo del tipo de objeto (estelar / galáctico o cuerpo del sistema solar ). Más simplemente, es una medida del brillo intrínseco de un objeto sin tener en cuenta sus variaciones de brillo debido a condiciones reales como la extinción . Cuanto más intrínsecamente luminoso es un objeto, más numéricamente baja es su magnitud absoluta, incluso negativa. Cada grado de la escala corresponde a un aumento (o disminución) igual a ; en esencia, una estrella con una magnitud de +1 es aproximadamente 2.512 veces más brillante que una con una magnitud de +2.

Al definir la magnitud absoluta, es necesario especificar el tipo de radiación electromagnética que se mide. Si nos referimos a la energía total emitida, el término correcto es magnitud bolométrica , mientras que si consideramos el espectro de lo visible hablamos de magnitud visual absoluta .

Estrellas y galaxias (M)

En astronomía estelar y galáctica, la distancia estándar es de 10 parsecs , que es aproximadamente 32,6 años luz o 3 × 10 14 km . Esta magnitud absoluta se indica con el símbolo M. Una estrella a una distancia de 10 parsecs tiene una paralaje de 0,1 segundos de arco (100 ms ). Para objetos muy grandes, como las galaxias, nos referimos a un objeto de igual brillo intrínseco pero con una apariencia puntual.

Al definir la magnitud absoluta, es necesario especificar el tipo de radiación electromagnética que se está midiendo. Al referirse a la radiación total, el término apropiado es el de magnitud bolométrica . El valor de la magnitud bolométrica se puede calcular agregando la corrección bolométrica a la magnitud visual, . Esta es una corrección necesaria porque las estrellas muy calientes emiten la mayor parte de su radiación en ultravioleta , mientras que las muy frías en infrarrojo , de acuerdo con la ley de Planck . Cuanto más débil aparezca un objeto, a la supuesta distancia de 10 parsecs, mayor será su valor de magnitud; cuanto menor sea su magnitud absoluta, mayor será su brillo intrínseco.

Muchas estrellas visibles a simple vista tienen magnitudes absolutas que serían capaces de formar sombras desde una distancia de 10 parsecs: Rigel (−6,7), Deneb (−8,5), Naos (−5,9) y Betelgeuse (- 5,6). A modo de comparación, Sirio tiene una magnitud absoluta de 1,4 y el Sol tiene una magnitud absoluta de aproximadamente 4,5. Las magnitudes absolutas de las estrellas suelen oscilar entre -10 y +17. Proxima Centauri , una enana roja que es la estrella más cercana a la Tierra después del Sol, tiene una magnitud absoluta de 15,4.

En cambio, comparando con las magnitudes aparentes (eso es lo que uno ve cuando se observa el cielo nocturno), Sirio es -1,4. Venus alcanza -4,3 en su máximo y la Luna llena es -12. El último objeto con una magnitud comparable a la magnitud absoluta de las estrellas mencionadas anteriormente fue visible como una supernova hace unos mil años; su resto es la Nebulosa del Cangrejo , M1. Los astrónomos chinos informaron que podían leer usando su luz, ver sombras causadas por ella y poder observarlas durante el día.

El diagrama de FC vincula la magnitud absoluta con el brillo, la clasificación estelar y la temperatura de la superficie .

Obtener M de m

La magnitud aparente en una banda x dada se define como:

donde F x es el flujo observado en la banda x , y C es una constante dependiente de la banda en la que se observa el objeto y en el visible tiene un valor de aproximadamente 0.941. Habiendo medido los flujos de dos estrellas en una determinada banda, la diferencia entre las magnitudes de las dos estrellas se puede calcular mediante la siguiente fórmula:

que es equivalente a:

Para calcular la magnitud absoluta (M) dada la magnitud aparente (m), es necesario recordar que el brillo de un objeto es inversamente proporcional al cuadrado de su distancia. De ello se deduce que la diferencia entre la magnitud aparente y la magnitud absoluta de un objeto se expresará mediante la siguiente fórmula:

dónde es la distancia a la estrella expresada en parsecs. De hecho, estamos comparando el brillo del objeto en su posición real con el que tendría si estuviera a 10 parsecs de distancia. Recordando que para las reglas de los logaritmos sostiene que y simplificando, de la fórmula anterior obtenemos:

Dado que el logaritmo es base 10, Es igual a . En consecuencia, de la fórmula anterior es posible obtener:

que es equivalente a:

[1]

Esta fórmula es válida para objetos relativamente cercanos, como las estrellas de nuestra galaxia . Para objetos muy distantes, el corrimiento al rojo debido a la ley de Hubble complica el cálculo y puede ser necesario agregar una corrección K a la fórmula. Además, la fórmula es correcta cuando la distancia se calcula en el espacio euclidiano . Para objetos muy distantes, debido a la teoría de la relatividad general , la aproximación del espacio a un espacio euclidiano ya no puede considerarse válida y, por lo tanto, son necesarias más correcciones a la fórmula.

Dado que la distancia de un objeto es inversamente proporcional a su paralaje , si en lugar de usamos la paralaje del objeto en la fórmula , obtenemos la siguiente relación entre M, my el paralaje:

dónde se expresa en segundos de arco .

Finalmente, es posible derivar la magnitud absoluta a partir de la magnitud aparente conociendo el módulo de distancia :

.

Ejemplos de

Rigel tiene magnitud aparente y está a unos 860 años luz de distancia. Por tanto, su magnitud absoluta es:

Vega tiene una paralaje de 0.129 "y una magnitud aparente

La galaxia Black Eye tiene una magnitud aparente de y un módulo de distancia de 31.06. Por tanto, su magnitud absoluta es:

Magnitud aparente

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Magnitud aparente .

Dada la magnitud absoluta y la distancia es posible obtener la magnitud aparente mediante la siguiente fórmula:

Dada la magnitud absoluta es posible calcular la magnitud aparente de paralaje :

Finalmente, dada la magnitud absoluta y el módulo de distancia la magnitud aparente se obtiene:

Magnitud bolométrica

La magnitud bolométrica corresponde al brillo absoluto del objeto, pero expresado en unidades de magnitud. Para calcular la magnitud bolométrica es necesario tener en cuenta todas las longitudes de onda de la radiación electromagnética , incluidas las no observables por los límites de la instrumentación, la absorción provocada por la atmósfera terrestre y la extinción operada por el medio interestelar . Para las estrellas, en ausencia de observaciones en múltiples longitudes de onda, la magnitud bolométrica se puede calcular a partir de la temperatura efectiva .

La diferencia entre la magnitud bolométrica de una estrella y la del Sol está relacionada con la relación entre sus luminosidades absolutas, como lo ilustra la siguiente fórmula:

que por inversión equivale a:

Dónde está

es el brillo absoluto del sol.
es el brillo absoluto de la estrella
es la magnitud bolométrica del Sol.
es la magnitud bolométrica de la estrella.

Estrellas variables

Numerosas estrellas varían en magnitud con el tiempo. En algunos de ellos las variaciones dependen de su magnitud absoluta, por lo que son de gran utilidad para el cálculo de distancias: observando el período de brillo se obtiene la magnitud absoluta, y comparándola con la aparente se puede calcular inmediatamente la distancia. Entre estos tipos de estrellas, las más importantes son las Cefeidas ( estrellas en particular pulsantes ).

Cuerpos del sistema solar (H)

Para planetas, cometas y asteroides se usa una definición diferente de magnitud absoluta, porque la descrita anteriormente sería tan baja que sería de poca utilidad. Para estos objetos, la magnitud absoluta ( H ) es la magnitud aparente que tendría el objeto si estuviera a 1 unidad astronómica tanto del Sol como de la Tierra , con un ángulo de fase de cero grados (observándolo así desde el centro del Sol ). Esto es físicamente imposible, pero es conveniente desde el punto de vista computacional.

Meteoritos

Para un meteoro , la distancia estándar es una altura de 100 km hasta el cenit del observador. [2] [3]

Obtenga H de M y viceversa

Para convertir la magnitud absoluta M a la magnitud absoluta H, reste 31.57. Para cambiar de H a M agregue la misma cantidad.

Nota

  1. ^ Magnitudes y distancias astronómicas , en splung.com . Consultado el 5 de febrero de 2013 .
  2. ^ Magnitud absoluta de meteoros - Organización Internacional de Meteoros, consultado el 16 de julio de 2008
  3. ^ Magnitud absoluta de los cuerpos del Sistema Solar - Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, Glosario de Dinámica del Sistema Solar. Último acceso: 16 de julio de 2008.

Artículos relacionados

enlaces externos

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