Girish V Escala de magnitudesFluxo Cores e temperaturas das estrelas Hai 2500 anos o astrónomo grego Hiparco clasificou o brillo das estrelas visíbeis do ceo nunha escala de 1 a 6. Chamoulles ás estrelas máis brillantes do ceo primeira magnitude e ás máis tenues que podía ver sexa magnitude. Sorprendentemente, dous milenios e medio máis tarde o esquema de clasificación de Hiparco aínda o utilizan comunmente os astrónomos, aínda que modernizado e cuantificado. A escala de magnitudes vai ao contrario do que se podería esperar: as estrelas máis brillantes teñen magnitudes menores do que as estrelas máis tenues. A escala de magnitudes moderna é unha medida cuantitativa do fluxo da luz que provén dunha estrela nunha escala logarítmica: m = m0 - 2.5 log (F / F0) Se non se entenden estas matemáticas, chega con dicir que a magnitude dunha estrela dada (m) é distinta da doutra estrela estándar (m0) 2,5 veces o logaritmo da súa relación de fluxo. O factor 2,5 * log significa que se a relación dos fluxos é 100, a diferenza de magnitude é 5 mag. Polo tanto, unha estrela da sexta magnitude é 100 veces máis tenua que unha estrela da primeira magnitude. A razón pola que a sinxela clasificación de Hiparco se traduce nunha función relativamente complexa é que o ollo humano responde á luz logaritmicamente. Utilízanse varias escalas de magnitudes distintas e cada unha delas responde a un propósito distinto. A máis común é a escala de magnitudes aparentes; é simplemente a medida de como de brillantes aparecen ao ollo humano as estrelas (e outros obxectos). Esta escala de magnitudes aparentes define a estrela Vega como de magnitude 0,0 e asigna magnitudes a todos os demais obxectos empregando a ecuación anterior e unha medida da relación de fluxo de cada obxecto con Vega. É difícil comprender as estrelas empregando só as magnitudes aparentes. Imaxina dúas estrelas no ceo coa mesma magnitude aparente, polo que semellan teren o mesmo brillo. Non se pode saber só ollando para elas se ambas as dúas teñen o mesmo brillo intrínseco; é posíbel que unha estrela sexa intrinsecamente máis brillante, pero que estea máis lonxe. Se soubésemos as distancias as estrelas (mira o artigo sobre a paralaxe), poderíamos ter en conta as súas distancias e asignarlles magnitudes absolutas, que reflectirían o seu brillo verdadeiro e intrínseco. a magnitude absoluta defínese como a magnitude aparente que tería a estrela se se observase desde unha distancia de 10 parsecs (1 parsec é 3,26 anos luz, ou 3,1 * 1018 cm). Pódese determinar a magnitude absoluta (M) a partir da magnitude aparente (m) e a distancia en parsecs (d) coa fórmula seguinte: M = m + 5 - 5 * log(d) (lembra que M=m cando d=10). A escala de magnitudes moderna xa non se basea no ollo humano; baséase en placas fotográficas e en fotómetros fotoeléctricos. Cos telescopios pódense ver obxectos moito máis tenues do que Hiparco podía ver a simple vista, polo que a escala de magnitudes se estendeu alén da sexta magnitude. De feito, o Telescopio Espacial Hubble pode rexistrar imaxes tan tenues como a 30ª magnitude, que é un billón de veces máis tenue que Vega. Nota final: a magnitude mídese normalmente a través dun filtro de cor dalgún tipo e estas magnitudes denótanse cun superíndice que describe o filtro (&ie;, mV é a magnitude cun filtro visual, que é verdoso; mB é a magnitude cun filtro azul; mpg é a magnitude cunha placa fotográfica, &etc;).