Girish V Escala de Magnitude Fluxo Cores e Temperaturas das Estrelas 2500 anos atrás, o antigo astrónomo Grego Hipparchus classificou o brilho das estrelas visíveis no céu em uma escala de 1 a 6. Ele chamou a estrela mais brilhante no céu de primeira magnitude, e a mais pálida estrela que pode ver de sexta magnitude. Surpreendentemente, dois milénio e meio depois, o esquema de classificação de Hipparchus ainda é muito utilizado pelos astrónomos, ainda que tenha sido modernizado e quantificado. A escala de magnitude diminui para o que você espera: estrelas mais brilhantes possuem magnitudes menores do que as mais opacas. A escala moderna de magnitude é uma medida quantitativa do fluxo de luz vindo de uma estrela, em uma escala logarítmica: m = m_0 - 2.5 log (F / F_0) Se você não entendeu a matemática, ela apenas diz que a magnitude de uma determinada estrela (m) é diferente de uma dada estrela padrão (m_0) 2,5 vezes o logaritmo de sua taxa de fluxo. O fator logarítmico 2,5 significa que se a taxa de fluxo é 100, a diferença em magnitudes é de 5 mag. Então, uma estrela de sexta magnitude é 100 vezes mais pálida que uma estrela de primeira magnitude. A razão da classificação simples de Hipparchus ter sido traduzida para uma função relativamente complexa é que o olho humano responde logaritmicamente a luz. Existem várias escalas de magnitudes em uso, cada uma servindo a um propósito diferente. A mais comum é a escala de magnitude aparente; é apenas a medida de como estrelas brilhantes ( e outros objetos) parecem ao olho humano. A escala de magnitude aparente define a estrela Vega como tendo uma magnitude de 0.0, e aplica magnitude para os outros objetos usando a equação acima, e uma medida do taxa de fluxo de cada objeto para Vega. É difícil entender estrelas usando apenas a magnitude aparente. Imagine duas estrelas no céu com a mesma magnitude aparente, parecendo ter o mesmo brilho. Você não pode dizer apenas olhando se as duas tem o mesmo brilho intrínseco; é possível que uma estrela seja intrinsecamente mais brilhante, mas mais distante. Se soubermos a distância das estrelas (veja o artigo paralaxe), podemos calcular suas distâncias e designar as Magnitudes Absolutas o que refletiria seus verdadeiros e intrínsecos brilhos. A magnitude absoluta é definida como a magnitude aparente que a estrela teria se observada de uma distância de 10 parsecs (1 parsec é 3,26 anos luz, ou 3,1 x 10^18 cm). A magnitude absoluta (M) pode ser determinada a partir da magnitude (m) e a distância em parsecs (d) usando a fórmula: M = m + 5 - 5 * log(d) (note que M=m quando d=10). A escala de magnitude moderna não é mais baseada no olho humano; ela é baseada em placas fotográficas e fotômetros fotoelétricos. Com telescópios, podemos ver objetos bem mais pálidos que Hipparchus poderia ver com seus olhos nus, então a escala de magnitude foi extendida além da sexta magnitude. De fato, o Telescópio Espacial Hubble pode focalizar estrelas tão débeis como as de trigésima magnitude, que são um trilhão de vezes mais pálidas que Vega! Uma nota final: a magnitude é usualmente medida por um filtro colorido de algum tipo, e essas magnitudes são denominadas por terminação descrevendo o filtro (&ie;, m_V é a magnitude através de um filtro visual , o qual é esverdeado; m_B é a magnitude através de um filtro azul; m_pg é magnitude de uma fotográfica, &etc;).