thumb|upright=1.4|right|Asteroide 65 Cybele e duas estrelas, com suas magnitudes marcadas A magnitude aparente () é uma medida do brilho de uma estrela ou outro objeto astronômico observado da Terra. A magnitude aparente de um objeto depende de sua luminosidade intrínseca, sua distância da Terra e qualquer extinção da luz do objeto causada pela poeira interestelar ao longo da linha de visão do observador.
A palavra magnitude em astronomia, salvo indicação em contrário, geralmente se refere à magnitude aparente de um objeto celeste. A escala de magnitude remonta ao antigo astrônomo romano Ptolemeu, cujo catálogo de estrelas listou estrelas de primeira magnitude (mais brilhantes) a sexta magnitude (mais fracas). A escala moderna foi definida matematicamente de forma a corresponder de perto a esse sistema histórico.
A escala é logarítmica reversa: quanto mais brilhante é um objeto, menor é o seu número de magnitude. Uma diferença de 1.0 em magnitude corresponde a uma taxa de brilho de , ou cerca de 2.512. Por exemplo, uma estrela de magnitude 2.0 é 2.512 vezes mais brilhante que uma estrela de magnitude 3.0, 6.31 vezes mais brilhante que uma estrela de magnitude 4.0 e 100 vezes mais brilhante que uma de magnitude 7.0.
Os objetos astronômicos mais brilhantes têm magnitudes aparentes negativas: por exemplo, Vênus em -4.2 ou Sirius em -1.46. As estrelas mais fracas visíveis a olho nu na noite mais escura têm magnitudes aparentes de cerca de +6.5, embora isso varie dependendo da visão de uma pessoa e da altitude e das condições atmosféricas. As magnitudes aparentes de objetos conhecidos variam desde o Sol em -26.832 até objetos em imagens profundas do Telescópio Espacial Hubble de magnitude +31.5.
A medição da magnitude aparente é chamada de fotometria. As medições fotométricas são feitas nas bandas de comprimento de onda ultravioleta, visível ou infravermelho usando filtros de banda passante padrão pertencentes a sistemas fotométricos, como o sistema UBV ou o sistema Strömgren uvbyβ.
A magnitude absoluta é uma medida da luminosidade intrínseca de um objeto celeste, em vez de seu brilho aparente, e é expressa na mesma escala logarítmica reversa. A magnitude absoluta é definida como a magnitude aparente que uma estrela ou objeto teria se fosse observada a uma distância de 10 parsecs (33 anos-luz; 3.1×1014 quilômetros). Portanto, é de maior uso na astrofísica estelar, pois se refere a uma propriedade de uma estrela, independentemente de quão perto ela esteja da Terra. Mas na astronomia observacional e na observação amadora de estrelas, referências não qualificadas a "magnitude" são entendidas como significando magnitude aparente.
História Visível aoolho humanotípico Magnitudeaparente Brilho emrelaçãoa Vega Número de estrelas(além do Sol)mais brilhantes que amagnitude aparenteno céu noturno Sim −1,0 251% 1 (Sirius) 0,0 100% 4 (Canopus, Alpha Centauri,Arcturus e Vega) 1,0 40% 15 2,0 16% 48 3,0 6,3% 171 4,0 2,5% 513 5,0 1,0% 6,0 0,4% 6,5 0,25% Bright Star Catalogue Não 7,0 0,16% 8,0 0,063% 9,0 0,025% 10,0 0,010%
A escala usada para indicar a magnitude tem origem na prática helenística de dividir as estrelas visíveis a olho nu em seis magnitudes. Dizia-se que as estrelas mais brilhantes no céu noturno eram de primeira magnitude ( = 1), enquanto as mais fracas eram de sexta magnitude ( = 6), que é o limite da percepção visual humana (sem o auxílio de um telescópio). Cada grau de magnitude foi considerado o dobro do brilho do grau seguinte (uma escala logarítmica), embora essa proporção fosse subjetiva, pois não existiam fotodetectores. Essa escala um tanto grosseira para o brilho das estrelas foi popularizada por Ptolomeu em seu Almagesto e acredita-se que tenha se originado com Hiparco. Isso não pode ser provado ou refutado porque o catálogo original de estrelas de Hiparco foi perdido. O único texto preservado do próprio Hiparco (um comentário a Arato) documenta claramente que ele não tinha um sistema para descrever o brilho com números: ele sempre usa termos como "grande" ou "pequeno", "brilhante" ou "fraco" ou mesmo descrições como "visível na lua cheia".Hoffmann, S., Hipparchs Himmelsglobus, Springer, Wiesbaden/ New York, 2017
Em 1856, Norman Robert Pogson formalizou o sistema definindo uma estrela de primeira magnitude como uma estrela que é 100 vezes mais brilhante que uma estrela de sexta magnitude, estabelecendo assim a escala logarítmica ainda em uso hoje. Isso implica que uma estrela de magnitude é cerca de 2512 vezes mais brilhante que uma estrela de magnitude . Esse valor, a quinta raiz de 100, ficou conhecido como Razão de Pogson. O ponto zero da escala de Pogson foi originalmente definido atribuindo a Polaris uma magnitude de exatamente 2. Os astrônomos descobriram mais tarde que Polaris é ligeiramente variável, então eles mudaram para Vega como a estrela de referência padrão, atribuindo o brilho de Vega como a definição de magnitude zero em qualquer comprimento de onda especificado.
Além de pequenas correções, o brilho de Vega ainda serve como a definição de magnitude zero para os comprimentos de onda do visível e do infravermelho próximo, onde sua distribuição de energia espectral (SED) se aproxima da de um corpo negro para uma temperatura de . No entanto, com o advento da astronomia infravermelha, foi revelado que a radiação de Vega inclui um excesso infravermelho presumivelmente devido a um disco circunstelar que consiste em poeira em temperaturas quentes (mas muito mais frias que a superfície da estrela). Em comprimentos de onda mais curtos (por exemplo, visíveis), há emissão insignificante de poeira nessas temperaturas. No entanto, para estender adequadamente a escala de magnitude no infravermelho, essa peculiaridade de Vega não deve afetar a definição da escala de magnitude. Portanto, a escala de magnitude foi extrapolada para todos os comprimentos de onda com base na curva de radiação do corpo negro para uma superfície estelar ideal a não contaminada pela radiação circunstelar. Com base nisso, a irradiância espectral (geralmente expressa em janskys) para o ponto de magnitude zero, em função do comprimento de onda, pode ser calculada. Pequenos desvios são especificados entre sistemas usando aparelhos de medição desenvolvidos independentemente para que os dados obtidos por diferentes astrônomos possam ser adequadamente comparados, mas de maior importância prática é a definição de magnitude não em um único comprimento de onda, mas aplicando-se à resposta de filtros espectrais padrão usados em fotometria em várias bandas de comprimento de onda.
+ Magnitudes Limitantes para Observação Visual em Alta Ampliação Abertura dotelescópio(mm) Limite deMagnitude 35 11,3 60 12,3 102 13,3 152 14,1 203 14,7 305 15,4 406 15,7 508 16,4
Com os sistemas de magnitude modernos, o brilho em uma faixa muito ampla é especificado de acordo com a definição logarítmica detalhada abaixo, usando essa referência zero. Na prática, tais magnitudes aparentes não excedem 30 (para medições detectáveis). O brilho de Vega é excedido por quatro estrelas no céu noturno em comprimentos de onda visíveis (e mais em comprimentos de onda infravermelhos), bem como pelos planetas brilhantes Vênus, Marte e Júpiter, e estes devem ser descritos por magnitudes negativas. Por exemplo, Sirius, a estrela mais brilhante da esfera celeste, tem uma magnitude de -1,4 no visível. As magnitudes negativas para outros objetos astronômicos muito brilhantes podem ser encontradas na tabela abaixo.
Os astrônomos desenvolveram outros sistemas fotométricos de ponto zero como alternativas ao sistema Vega. O mais amplamente utilizado é o sistema de magnitude AB, no qual os pontos zero fotométricos são baseados em um espectro de referência hipotético com fluxo constante por intervalo de frequência unitário, em vez de usar um espectro estelar ou curva de corpo negro como referência. O ponto zero da magnitude AB é definido de modo que as magnitudes baseadas em AB e Vega de um objeto sejam aproximadamente iguais na banda do filtro V.
Medição
Medição de precisão de magnitude (fotometria) requer calibração do aparelho de detecção fotográfica ou (geralmente) eletrônico. Isso geralmente envolve a observação contemporânea, sob condições idênticas, de estrelas padrão cuja magnitude usando esse filtro espectral é conhecida com precisão. Além disso, como a quantidade de luz realmente recebida por um telescópio é reduzida devido à transmissão pela atmosfera terrestre, as massas de ar do alvo e as estrelas de calibração devem ser levadas em consideração. Normalmente, alguém observaria algumas estrelas diferentes de magnitude conhecida que são suficientemente semelhantes. As estrelas do calibrador próximas no céu ao alvo são favorecidas (para evitar grandes diferenças nos caminhos atmosféricos). Se essas estrelas tiverem ângulos zenitais (altitudes) um tanto diferentes, então um fator de correção em função da massa de ar pode ser derivado e aplicado à massa de ar na posição do alvo. Tal calibração obtém o brilho tal como seria observado acima da atmosfera, onde é definida a magnitude aparente.
Para os novatos em astronomia, a Magnitude Aparente escala com a potência recebida (em oposição à amplitude), portanto, para astrofotografia, você pode usar a medida de brilho relativo para dimensionar os tempos de exposição entre as estrelas. A magnitude aparente também soma (integra) sobre todo o objeto, portanto, é independente do foco. Isso precisa ser levado em consideração ao dimensionar os tempos de exposição para objetos com tamanho aparente significativo, como o Sol, a Lua e os planetas. Por exemplo, dimensionar diretamente o tempo de exposição da Lua para o Sol funciona, porque eles têm aproximadamente o mesmo tamanho no céu, mas dimensionar a exposição da Lua para Saturno resultaria em uma superexposição, se a imagem de Saturno ocupar um área menor em seu sensor do que a Lua (na mesma ampliação ou mais geralmente f/#).
Cálculos thumb|upright=1.2|Imagem de 30 Doradus captada pelo VISTA do ESO. Esta nebulosa tem uma magnitude visual de 8 thumb|Gráfico de brilho relativo versus magnitude Quanto mais escuro um objeto aparece, maior é o valor numérico dado à sua magnitude, com uma diferença de 5 magnitudes correspondendo a um fator de brilho de exatamente 100. Portanto, a magnitude , na banda espectral , seria dada por
que é mais comumente expresso em termos de logaritmos comuns (base 10) como
onde é a irradiância observada usando o filtro espectral , e é o fluxo de referência (ponto zero) para aquele filtro fotométrico. Como um aumento de 5 magnitudes corresponde a uma diminuição do brilho por um fator de exatamente 100, cada aumento de magnitude implica uma diminuição do brilho pelo fator (razão de Pogson). Invertendo a fórmula acima, uma diferença de magnitude implica um fator de brilho de
Exemplo: Sol e Lua Qual é a proporção de brilho entre o Sol e a Lua cheia?
A magnitude aparente do Sol é −26.832 (mais brilhante), e a magnitude média da lua cheia é −12.74 (mais escura).
Diferença de magnitude:
Fator de brilho:
O Sol aparece cerca de 400.000 vezes mais brilhante que a Lua cheia.
Magnitude adicional Às vezes, pode-se desejar adicionar brilho. Por exemplo, a fotometria em estrelas duplas estreitamente separadas pode ser capaz de produzir apenas uma medição de sua saída de luz combinada. Para encontrar a magnitude combinada dessa estrela dupla conhecendo apenas as magnitudes dos componentes individuais, isso pode ser feito adicionando o brilho (em unidades lineares) correspondente a cada magnitude.
Resolvendo para resulta
onde é a magnitude resultante após adicionar os brilhos referidos por e .
Magnitude bolométrica aparente