Magnitud absoluta



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En astronomía , la magnitud absoluta indica la luminosidad intrínseca de un objeto celeste , a diferencia de la magnitud aparente que depende de la distancia a la estrella y la extinción en la línea de visión.

Como todas las magnitudes, es una función afín decreciente del logaritmo de la luminosidad del objeto: la magnitud aumenta en uno cuando la luminosidad se divide por 2,5. La diferencia entre la magnitud absoluta y aparente (o relativa), en el caso de un objeto fuera del sistema solar, viene dada por el módulo de distancia . La magnitud absoluta se puede dar en una banda espectral , más a menudo el filtro V del sistema fotométrico de Johnson , o como una magnitud bolométrica , es decir, describe el flujo recibido en todas las longitudes de onda. La diferencia entre la magnitud absoluta en la banda V y esta última constituye la corrección bolométrica .

Estrellas y galaxias (M)

Definición

Definición original (1902)

También definimos la magnitud absoluta ( M ) de una estrella, cuya paralaje es y distancia r, como la magnitud aparente que tendría esta estrella si fuera trasladada a una distancia del Sol correspondiente a una paralaje de 0,1 segundos de arco "

- "6. Luminosidad absoluta y magnitud absoluta", Publicaciones del Laboratorio Astronómico Kapteyn de Groningen, vol. 11, página 12 ( http://adsabs.harvard.edu/abs/1902PGro...11Q..12 .), Traducción libre.

Definición actual

Por definición de la Unión Astronómica Internacional [ref. necesario] , "la magnitud absoluta de un objeto es la magnitud que un observador vería a una distancia de exactamente 10 parsecs [32,6 años luz ] de este objeto".

La magnitud absoluta es, por tanto, una escala logarítmica directamente relacionada con la luminosidad de la estrella . La definición de magnitud absoluta está escrita en términos matemáticos:

donde L es la luminosidad de la estrella expresada en unidades de luminosidad solar , C es una constante y log es el logaritmo decimal. Como se trata de una escala logarítmica invertida, cuanto más brillante es una estrella, más débil es su magnitud .

Dependiendo de si el brillo se calcula sobre una banda espectral azul B (alrededor de 436 nm ) o visible V (alrededor de 545 nm ), la magnitud absoluta se denota por M B o M V . La constante se elige hoy de modo que las magnitudes absolutas del Sol en las bandas B y V sean M B = 5.48 y M V = 4.83.

Cuando consideramos todo el espectro electromagnético , desde las ondas de radio hasta los rayos gamma , y no solo una determinada banda espectral, estamos hablando de luminosidad bolométrica y, por tanto, de magnitud bolométrica .

Las magnitudes absolutas de las estrellas generalmente oscilan entre -10 y +17 dependiendo de su tipo espectral  : una supergigante azul tiene una magnitud absoluta hasta -10 mientras que la de una enana roja puede llegar hasta +17. El Sol , con una magnitud absoluta de +4,8, se encuentra aproximadamente a medio camino entre estos dos extremos.

Magnitud y distancia aparentes

La comparación de la magnitud absoluta con la magnitud aparente (que es la magnitud realmente observada en la Tierra) permite una estimación de la distancia desde el objeto. Dependiendo de la disminución de luminosidad con el cuadrado de la distancia, obtenemos:

donde es la magnitud real aparente, la magnitud absoluta y la distancia expresada en parsecs . El valor también se conoce como módulo de distancia , este último se usa con más frecuencia para objetos extragalácticos.

Para tener la magnitud absoluta, se necesitan modelos estelares, y conocer la temperatura de la estrella (que se puede obtener del índice de color , que no es otra cosa que la diferencia de las magnitudes aparentes de un objeto en dos bandas espectrales diferentes) .

En la práctica, la única cantidad fácilmente disponible es obviamente la magnitud observada, que en realidad es la combinación de la magnitud aparente y la absorción interestelar : dónde está la absorción .

El conocimiento de la absorción suele ser fundamental. La absorción cambia la luminosidad real del objeto, debido a la dispersión de la luz por los granos de polvo interestelar. La distribución caótica de granos en el espacio hace que sea extremadamente difícil estimar la absorción interestelar, ya que lo que es válido en una dirección dada para un objeto dado, puede ser significativamente diferente para la estrella de al lado (asumiendo que las dos estrellas están en la misma distancia). Además, debido al efecto de dispersión, la absorción depende de la longitud de onda y, por lo tanto, es un efecto cromático (ver artículo detallado ).

Entonces, en la práctica, la ecuación se escribe de la siguiente manera:

y solo el valor de es fácil de medir.

Magnitud absoluta de los objetos del sistema solar (H)

En este caso particular, la distancia de referencia no es 10 parsec, sino una unidad astronómica .

Los objetos del Sistema Solar, como planetas , cometas o asteroides, solo reflejan la luz que reciben del Sol y, por lo tanto, su magnitud aparente depende no solo de su distancia a la Tierra, sino también de su distancia del Sol. Por lo tanto, la magnitud absoluta de estos objetos se define como su magnitud aparente si estuvieran ubicados a una unidad astronómica del Sol y una unidad astronómica de la Tierra, siendo el ángulo de fase cero grados (en la "luna llena", cualquier superficie visible desde La tierra está iluminada).

Para un cuerpo ubicado a una distancia de la Tierra y el Sol, la relación entre su magnitud (relativa) y su magnitud absoluta, indicada , viene dada por la fórmula:

donde es la integral de fase, función de , que representa el ángulo de fase del objeto; y debe expresarse en unidades astronómicas.

La integral de fase se puede "aproximar" mediante la fórmula:

La situación descrita por la definición de magnitud absoluta es físicamente imposible: el ángulo de fase es de 30 grados para una estrella esférica a una unidad astronómica de la Tierra y el Sol. Debe verse como un punto de referencia, y da el orden de magnitud correcto para el resultado observado.

Objetos celestes muy brillantes

Algunas estrellas visibles a simple vista tienen una magnitud absoluta que las haría más brillantes que los planetas si en realidad estuvieran a solo 10 parsecs de distancia. Este es el caso de las supergigantes Rigel (-7,0), Déneb ( -7,2 ), Naos (-7,3) y Betelgeuse (-5,6). A modo de comparación, los objetos más brillantes en el cielo después del Sol (que tiene una magnitud aparente de -26,73) son la Luna (magnitud aparente -12 en luna llena) y Venus (magnitud aparente -4,3 en su brillo máximo).

El último objeto celeste cuya magnitud aparente era comparable a la magnitud absoluta de los tres objetos de arriba [poco claro] fue una supernova que ocurrió en 1054 (y se llamó SN 1054 ) y de la cual hoy solo queda una nebulosa planetaria (la Nebulosa del Cangrejo ) y una pulsar . Observadores de la época informaron que la luminosidad de este objeto era tan grande que podían leer en medio de la noche, ver las sombras proyectadas por su luz y observarlo a plena luz del día [ref. necesario] .

Las supernovas de tipo Ia tienen una magnitud absoluta de -19,3: una supernova de este tipo es tan brillante como el Sol a una distancia de solo 0,327 parsecs (1,07 años luz).

Notas y referencias

  1. Wolfgang Hillebrandt y Jens C. Niemeyer , "  Modelos de explosión de supernova tipo IA  ", Revisión anual de astronomía y astrofísica , vol.  38, n o  1,, p.  191230 ( DOI  10.1146 / annurev.astro.38.1.191 , Bibcode  2000ARA & A..38..191H , arXiv  astro-ph / 0006305 )

Ver también

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