<sect1 id="ai-magnitude">
<sect1info>
<author
><firstname
>Girish</firstname
> <surname
>V</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Escala de magnitudes</title>
<indexterm
><primary
>Escala de magnitudes</primary>
<seealso
>Fluxo</seealso
> <seealso
>Cores e temperaturas das estrelas</seealso
> </indexterm>
<para
>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 <quote
>primeira magnitude</quote
> e ás máis tenues que podía ver <quote
>sexa magnitude</quote
>. Sorpendentemente, dous milenios e medio máis tarde o esquema de clasificación de Hiparco ainda o utilizan comunmente os astrónomos, ainda que modernizado e cuantificado.</para>
<note
><para
>A escala de magnitudes vai ao contrario do que se podería esperar: as estrelas máis brillantes teñen magnitudes <emphasis
>menores</emphasis
> do que as estrelas máis tenues. </para>
</note>
<para
>A escala de magnitudes moderna é unha medida cuantitativa do <firstterm
>fluxo</firstterm
> da luz que provén dunha estrela nunha escala logarítmica: </para
><para
>m = m_0 - 2.5 log (F / F_0) </para
><para
>Se non se entenden estas matemáticas, chega con dicir que a magnitude dunha estrela dada (m) é diferente da doutra estrela normal (m_0) 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. </para
><para
>Utilízanse varias escalas de magnitudes diferentes e cada unha delas responde a un propósito diferente. 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. </para
><para
>É dificil comprender as estrelas empreganso 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 <emphasis
>intrínseco</emphasis
>; é posíbel que unha estrela sexa intrinsecamente máis brillante, mais que estea máis lonxe. Se soubésemos as distancias as estrelas (mira o artigo sobre a <link linkend="ai-parallax"
>paralaxe</link
>), poderíamos ter en conta as súas distasncias e asignarlles <firstterm
>magnitudes absolutas</firstterm
>, 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 distnacia de 10 parsecs (1 parsec é 3,26 anos luz, ou 3,1 * 10^18 cm). Pódese determinar a magnitude absoluta (M) a partir da magnitude aparente (m) e a distancia en parsecs (d) coa fórmula seguinte: </para
><para
>M = m + 5 - 5 * log(d) (lembra que M=m cando d=10). </para
><para
>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 <emphasis
>billón</emphasis
> de veces máis tenue que Vega. </para
><para
>Nota final: a magnitude mídese normalmente através dun filtro de cor dalgún tipo e estas magnitudes denótanse cun superíndice que describe o filtro (&ie;, m_V é a magnitude cun filtro <quote
>visual</quote
>, que é verdoso; m_B é a magnitude cun filtro azul; m_pg é a magnitude cunha placa fotográfica, &etc;). </para>
</sect1>
