Magnitude (astronomia)

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Magnitude é a escala logarítmica do brilho de um objeto utilizada na astronomia, medida em um determinado comprimento de onda ou banda passante, geralmente em comprimentos de onda óticos ou infravermelho próximo.

Origens[editar | editar código-fonte]

O sistema de magnitude remonta em aproximadamente 2000 anos, tendo sido criado pelo astrônomo grego Hiparco (ou o astrônomo alexandrino Ptolomeu, as referências variam) que classificou as estrelas pelo seu brilho aparente, que eles relacionavam ao tamanho ("magnitude significa grandeza" [1] ). A olho nu, estrelas mais proeminentes, como Sirius ou Arcturus parecem ser maiores do que estrelas menos proeminentes, tais como Mizar, que por sua vez parece ser maior do que uma estrela de brilho muito fraco, como Alcor. A seguinte citação de 1736 dá uma excelente descrição do antigo sistema de magnitude baseado em observações a olho nu:

As Estrelas fixas parecem possuir Grandezas diferentes, não porque eles realmente são assim, mas porque elas não se encontram igualmente distantes de nós [Nota—hoje, os astrônomos sabem que o brilho das estrelas é uma função que leva em conta tanto de sua distância quanto sua luminosidade própria]. Aquelas que estão mais próximas se destacam em Lustro e Grandeza; as Estrelas mais distantes apresentarão uma Luz mais fraca, parecendo ser menores para o Olho. Daí surge a Distribuição das Estrelas, de acordo com sua Ordem e Dignidade, em Classes, a primeira Classe compreende àquelas que estão mais próximas a nós, e são chamados de Estrelas de primeira Magnitude, aqueles que se seguem a elas, pertencem às Estrelas de segunda Magnitude... e assim por diante, até chegarmos às Estrelas de sexta Magnitude, que compreendem às menores Estrelas que podem ser distinguidas com o olho nu. Para todas as outras estrelas, que são vistas apenas com o Auxílio de um Telescópio, e que são chamados Telescópicas, não são se enquadram em nenhuma dessas seis Ordems. Embora a Distinção das Estrelas em seis graus de magnitude seja comumente aceita por Astrônomos, ainda não estamos a julgar, que cada Estrela em particular deva ser classificada estritamente de acordo com uma certa Grandeza, que corresponde a uma das seis, mas que na realidade existem quase tantas Ordens de Estrelas quanto existem Estrelas no céu, algumas delas sendo exatamente da mesma Grandeza e Lustro. E mesmo entre as Estrelas mais brilhantes dentro de uma Classe, surge uma Variedade de Magnitudes, como Sirius ou Arcturus, que são cada uma mais brilhante do que Aldebaran ou o Olho do Boi, ou mesmo do que o Estrela em Spica, e mesmo assim todas essas Estrelas são contadas entre as estrelas de primeira Ordem: E há algumas Estrelas de tal ordem intermediária, as quais os Astrônomos têm divergido em classificar, alguns ordenando as mesmas Estrelas em uma Classe, outros em outra. Por exemplo: O pequeno Cão foi classificado por Tycho entre as Estrelas de segunda Magnitude, a mesma que Ptolomeu havia contado entre as Estrelas da primeira Classe: E, portanto, ela não pertence realmente à primeira ou segunda Ordem, mas deve ser classificada em um Lugar entre ambas. [2]

Note que quanto mais brilhante é uma estrela, menor a sua magnitude: Estrelas de "primeira magnitude" brilhantes são de "primeira classe", enquanto as estrelas quase invisíveis a olho nu são de "sexta magnitude" ou de "sexta classe".

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 mais do que pelo simples julgamento subjetivo descrito na citação acima. Ele concluiu que as estrelas de primeira grandeza cujas medidas eram de 2 minutos de arco (2 ') de diâmetro aparente (1/30 de um grau, ou 1/15 do diâmetro da lua cheia), com as estrelas cuja magnitude varia de segunda a sexta medindo 3/2', 13/12, 04/03, 02/01, e 03/01, respectivamente. [3] O desenvolvimento do telescópio mostrou que estes tamanhos grandes eram ilusórios—estrelas aparentam ser muito menores através do telescópio. No entanto, os primeiros telescópios produziram uma imagem de disco do tipo espúrio de uma estrela (conhecido hoje como um disco de Airy) que era maior para estrelas mais brilhantes e menor para as de brilho mais fraco. Astrônomos desde Galileu a Jaques Cassini confundiram esses discos espúrios com o corpo físico das estrelas, e, portanto, no século XVIII continuaram a conceber a magnitude em termos de tamanho físico de uma estrela. [4] Johannes Hevelius produziu uma tabela muito precisa de tamanhos de estrelas mensurados telescopicamente, mas agora os diâmetros medidos variaram de pouco mais de seis segundos de arco para as estrelas de primeira magnitude descendo a pouco menos de 2 segundos para as estrelas de sexta magnitude. [5] Na época de William Herschel os astrônomos reconheceram que os discos telescópicos de estrelas eram falsos e eram gerados pelo próprio telescópio, assim como pelo brilho das estrelas, mas ainda falava em termos de tamanho mais do que brilho de uma estrela. [6] Mesmo no século XIX, o sistema de magnitude continuou a ser descrito em termos de seis classes de determinado pelo tamanho aparente, em que

Não há outra regra para classificar as estrelas, a não ser a estimativa do próprio observador e, por isso que astrônomos classificam aquelas estrelas de primeira magnitude, as quais outros estimam serem de segunda.[7]

No entanto, em meados do século XIX os astrônomos haviam medido as distâncias às estrelas através da paralaxe estelar, e entenderam que as estrelas estavam tão longe a ponto de parecerem essencialmente fontes puntiformes de luz. Com os avanços na compreensão da difração da luz e do seeing, os astrônomos finalmente haviam compreendido totalmente tanto que os tamanhos aparentes de estrelas eram espúrios quanto como esses tamanhos dependiam da intensidade da luz vinda de uma estrela (este é o brilho aparente da estrela, que pode ser medido em unidades como watts/cm²), de modo que as estrelas mais brilhantes pareciam maiores. Medições fotométricas (feitas, por exemplo, usando uma luz para projetar uma "estrela" artificial no campo de um telescópio de vista e ajustando-a para coincidir com uma estrela verdadeira em brilho) mostrou que que as estrelas de primeira grandeza são cerca de 100 vezes mais brilhante do que as estrelas de sexta magnitude. Assim, em 1856, Norman R. Pogson de Oxford propôs a adoção de uma proporção padrão de 2,512 entre magnitudes, de modo que os cinco graus magnitude correspondessem precisamente a um fator de 100 em brilho. [8] Este constitui o moderno sistema de magnitude, que mede o brilho, não o tamanho aparente, de estrelas. Utilizando esta escala logarítmica, é possível que uma estrela seja mais brilhante do que aquelas pertencentes à "primeira classe", por isso Arcturus possui magnitude 0, e Sirius de -1,46.

Magnitude aparente[editar | editar código-fonte]

De acordo com a escala de magnitude logarítmica moderna, dois objetos, cuja intensidade (brilho) medida a partir da Terra em unidades de energia por unidade de área (como Watts por centímetro quadrado ou W/cm2) são I1 e I2 terá magnitudes m1 e m2relacionados por

m_1-m_2=-2.5\log_{10} \left ( \frac{I_1}{I_2} \right )

Usando esta fórmula, a escala de magnitude pode ser estendida para além da antiga faixa de magnitude 1-6, e torna-se uma medida precisa de brilho ao invés de um simples sistema de classificação. Astrônomos podem agora medir diferenças tão pequenas quanto um centésimo de uma magnitude. Estrelas cujas magnitudes variam de 1,5 a 2,5 graus são chamados estrelas de segunda magnitude, há cerca de 20 estrelas mais brilhantes do que 1,5, que são as estrelas de primeira magnitude (Veja a Lista das estrelas mais brilhantes). Para usar as estrelas mencionadas na seção "Origens" deste artigo, como exemplos, Sirius possui magnitude -1,46, Arcturus -0,04, Aldebaran 0,85, Spica 1,04, e Procyon (Pequeno Cão) 0,34. Sob o antigo sistema de magnitude, todas essas estrelas poderiam ser classificadas como "estrelas de primeira grandeza".

Magnitudes também podem ser calculadas para objetos distantes mais brilhantes do que estrelas (como o sol e a lua), e para objetos de brilho muito fraco para que o olho humano pode ver (como Plutão). Segue abaixo uma tabela dando magnitudes para objetos que vão desde o sol até o menor objeto visível com o Telescópio Espacial Hubble:

Magnitude
aparente
Brilho
relativo à
magnitude 0
Exemplo Magnitude
aparente
Brilho
relativo à
magnitude 0
Exemplo Magnitude
aparente
Brilho
relativo à
magnitude 0
Exemplo
-27 6.3×1010 Sol -7 630 Supernova SN 1006 13 6.3×10-6 quasar 3C 273
-26 2.5×1010 -6 250 Estação Espacial Internacional (máx) 14 2.5×10-6 Plutão (máx)
-25 1.0×1010 -5 100 Vênus (máx) 15 1.0×10-6
-24 4.0×109 -4 40 16 4.0×10-7 Caronte (máx)
-23 1.6×109 -3 16 Júpiter (planeta)Júpiter (máx) 17 1.6×10-7
-22 6.3×108 -2 6.3 Mercúrio (máx) 18 6.3×10-8
-21 2.5×108 -1 2.5 Sirius 19 2.5×10-8
-20 1.0×108 0 1.0 Vega 20 1.0×10-8
-19 4.0×107 1 0.40 Antares 21 4.0×10-9 Calírroe (pequeno satélite de Júpiter)
-18 1.6×107 2 0.16 Polaris 22 1.6×10-9
-17 6.3×106 3 0.063 Cor Caroli 23 6.3×10-10
-16 2.5×106 4 0.025 Acubens 24 2.5×10-10
-15 1.0×106 5 0.010 Asteroide Vesta (máx) 25 1.0×10-10 Fenrir (pequeno satélite de Saturno)
-14 4.0×105 6 4.0×10-3 limite típico da luz visível a olho nu[9] 26 4.0×10-11
-13 1.6×105 Lua Cheia 7 1.6×10-3 Ceres (máx) 27 1.6×10-11 Limite da luz visível do telescópios de 8m baseados no sol
-12 6.3×104 8 6.3×10-4 Netuno (máx) 28 6.3×10-12
-11 2.5×104 9 2.5×10-4 29 2.5×10-12
-10 1.0×104 10 1.0×10-4 limite típico dos binóculos 7x50 30 1.0×10-12
-9 4.0×103 Flare de Iridium 11 4.0×10-5 31 4.0×10-13
-8 1.6×103 12 1.6×10-5 32 1.6×10-13 limite da luz visível do Telescópio Espacial Hubble

Escala absoluta baseada em Vega[editar | editar código-fonte]

A estrela Vega tem sido definida como tendo uma magnitude de zero, ou pelo menos próxima a isto. Instrumentos modernos como bolômetros e radiômetros dão a Vega um brilho de cerca de 0,03. A estrela mais brilhante, Sirius, possui uma magnitude de -1,46. ou -1,5. No entanto, descobriu-se que Vega varia em brilho, e outros padrões foram propostos.[10]

Problemas[editar | editar código-fonte]

O olho humano se confunde facilmente, e a escala de Hiparco apresentou problemas. Por exemplo, o olho humano é mais sensível à luz amarela/vermelha do que à luz azul, e o filme fotográfico é mais sensível ao azul do que ao amarelo/vermelho, dando diferentes valores de magnitude visual e magnitude fotográfica. Além disso, muitas pessoas acham contra-intuitivo que uma estrela de magnitude alta seja mais escura do que uma estrela de magnitude baixa.

Magnitude aparente e absoluta[editar | editar código-fonte]

Há dois tipos específicos de magnitudes distinguido pelos astrônomos, que são:

  • Magnitude aparente, é o brilho aparente de um objeto. Por exemplo, Alfa Centauri tem maior magnitude aparente (ou seja, menor valor) do que Betelgeuse, porque está muito mais próxima da Terra .
  • Magnitude absoluta, é a que mede a luminosidade de um objeto (ou luz refletida para objetos não-luminosos como asteroides), é a magnitude aparente do objeto vista de uma certa distância. Para estrelas é 10 parsecs (10 x 3,26 anos-luz ). Betelgeuse possui magnitude absoluta muito maior que Alfa Centauri, porque é muito mais luminosa.

Normalmente, apenas a magnitude aparente é mencionada, porque esta pode ser medida diretamente; A magnitude absoluta pode ser calculada a partir da magnitude aparente e distância usando;

m - M = 5 \left( log_{10}(d) - 1 \right)

Isto é conhecido como o módulo de distância, onde d é a distância da estrela medida em parsecs.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Notas[editar | editar código-fonte]

  1. Milton D. Heifetz/Wil Tirion, A walk through the heavens: a guide to stars and constellations and their legends, Cambridge, Cambridge U. Press, 2004, página 6.
  2. John Kiell, An introduction to the true astronomy, Londres, 1736, páginas 47-48
  3. Victor Thoren, The Lord of Uraniborg, Cambridge University Press, 1990, ágina 306
  4. Christopher M Graney, Timothy P Grayson, "On the telescopic disks of stars - a review and analysis of stellar observations from the early 17th through the middle 19th centuries", Annals of Science, Volume 68, 3ª Edição, 2011, DOI:10.1080/00033790.2010.507472, páginas 351-358.
  5. Graney/Grayson 2011 página 355 e Graney, Christopher M., "17th Century Photometric Data in the Form of Telescopic Measurements of the Apparent Diameters of Stars by Johannes Hevelius", Baltic Astronomy, Vol. 18, 2009, p. 253-263.
  6. Graney/Grayson 2011 página 355-358.
  7. Alexander Ewing/John Gemmere, Practical astronomy, Allison & Co., Burlington N.J., 1812, página 41.
  8. Michael Hoskin, The Cambridge concise history of astronomy, Cambridge, Cambridge U. Press, 1999, página 258. Também Jean Louis Tassoul, Monique Tassoul, A concise history of solar and stellar physics, Princeton, Princeton U. Press, 2004, página 47.
  9. em céus muito escuros, como os encontrados em áreas rurais remotas
  10. Astronomical Photometry: Past, Present, and Future por Eugene F. Milone (Springer 2011: ISBN 1441980490, 9781441980496), páginas 182-184.

Referências[editar | editar código-fonte]