Magnitude absoluta

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Em astronomia, magnitude absoluta é a magnitude aparente, m, que um objeto teria se estivesse a uma distância padronizada.

A magnitude absoluta nos permite comparar o brilho de objetos sem levar em consideração as distâncias em que eles se encontram.

Magnitude absoluta para estrelas e galáxias (M)[editar | editar código-fonte]

Em astronomia estelar a distância padrão para uso no cálculo da magnitude absoluta distância é 10 parsecs (em torno de 32,616 anos luz, ou 3×1014 Quilômetros). Uma estrela a 10 parsecs tem um paralaxe de 0.1" (100 mili arcos de segundo).

Ao se definir a magnitude absoluta é necessário especificar o tipo de radiação eletromagnética sendo medida. Quando nos referimos à saída total de energia, o termo próprio utilizado é a magnitude bolométrica. Quanto mais tênue um objeto (a distância de 10 parsecs) parece, mais alta é a sua magnitude absoluta. Quanto mais baixa a magnitude absoluta, maior a luminosidade. Uma relação matemática define a magnitude aparente em termos da magnitude absoluta, via paralaxe.

Algumas das estrelas visíveis a olho nu tem uma magnitude absoluta que seria capaz de nos dar sombra se colocadas à distância de 10 parsecs: Rigel (-6,5), Deneb (-7,2), Zeta Puppis (-5,5), e Betelgeuse (-5,6).

Para comparação, Sirius tem uma magnitude absoluta de 1,4 e o Sol tem uma magnitude visual absoluta de 4,83 (ele na verdade serve de ponto de referência).

Magnitudes absolutas para estrelas geralmente vão de -10 (as mais brilhantes) até +17 (as mais fracas). As magnitudes absolutas para galáxias podem ser muito menores (mais brilhantes). Por exemplo, a gigante galáxia elíptica M87 tem uma magnitude absoluta de -22.

Cálculos de magnitude[editar | editar código-fonte]

Pode-se calcular a magnitude absoluta de uma estrela sabendo a magnitude aparente e a distância em que ela se encontra:

 M = m + 5 \log_{10}\frac{d_0}{d}\!\,

onde d_0\!\, são 10 parsecs (≈ 32,616 anos luz) e d\!\, é a distância até a estrela; ou:

 M = m + 5 \left(1 + \log_{10}\frac{\pi}{\pi_0}\right)\!\,

onde \pi\!\, é a paralaxe estelar e \pi_0\!\, é 1 arc-sec.

Exemplos[editar | editar código-fonte]

Rigel tem uma magnitude visual de mV=0,18 e está a uma distância de 773 anos-luz.
MVRigel = 0,18 + 5*log10(32,616/773) = -6,7
Vega tem uma paralaxe de 0,133", e uma magnitude aparente de +0,03
MVVega = 0,03 + 5*(1 + log10(0.133)) = +0,65
Alpha Centauri tem uma paralaxe de 0,750" e uma magnitude aparente de -0,01
MVα Cen = -0,01 + 5*(1 + log10(0,750)) = +4,37

Magnitude aparente[editar | editar código-fonte]

Dada a magnitude absoluta M\!\,, você também pode calcular a magnitude aparente m\!\, de um objeto a uma distância d\!\,:

 m = M - 5 \log_{10}\frac{d_0}{d}\!\,

Magnitude absoluta para planetas (H)[editar | editar código-fonte]

Para os planetas, cometas e asteróides uma definição diferente da magnitude é utilizada que faz mais sentido para objetos não-estelares.

Nesse caso, a magnitude absoluta é definida como a magnitude aparente que o objeto deveria ter se ele estivesse a uma unidade astronômica (UA) de distância do Sol e da Terra e em um ângulo de zero graus. Isto é uma impossibilidade física, mas simplifica o cálculo e pode ser considerado como parte de definição e não um cálculo físico.

Cálculos[editar | editar código-fonte]

Fórmula para H (magnitude absoluta para objetos não-estelares):

 H = m_{Sol} - 5 \log_{10}\frac{ar}{d_0}\!\,

onde m_{Sol}\!\, é a magnitude aparente do Sol a 1 UA (-26,73), a\!\, é o albedo geométrico do corpo (um número entre 0 e 1 relacionado com a refletividade do corpo), r\!\, é o seu raio e d_0\!\, e 1 UA (≈149,6 Gm).

Exemplo[editar | editar código-fonte]

Lua: a_{Lua}\!\, = 0,12, r_{Lua}\!\, = 3476/2 Km = 1738 Km

 H_{Lua} = m_{Sol} - 5 \log_{10}\frac{a_{Lua} r_{Lua}}{d_0} = +0.25\!\,


Ver também[editar | editar código-fonte]

  • Diagrama H-R relaciona a magnitude absoluta ou luminosidade contra cor espectral ou temperatura da superfície das estrelas.