Calculadora de magnitude absoluta

Como usar a calculadora de magnitude absoluta

1. 1. Escolha o que encontrar. A magnitude absoluta M é a pergunta mais comum: quão brilhante uma estrela realmente é. Escolha Magnitude aparente m para prever o quão brilhante um objeto vai parecer a uma dada distância, ou Distância d quando você conhece as duas magnitudes.
2. 2. Informe as outras duas grandezas. Magnitudes podem ser negativas, e a distância pode ser em parsecs, anos-luz, quiloparsecs, megaparsecs ou unidades astronômicas. O menu Começar a partir de um objeto carrega o Sol, Sírius, Vega, Próxima Centauri e a Galáxia de Andrômeda.
3. 3. Adicione a extinção, se a conhecer. A poeira entre você e o objeto o deixa mais fraco em A magnitudes. Deixe em 0 para estrelas próximas.
4. 4. Leia o resultado. Você recebe a grandeza resolvida, o módulo de distância, a distância em parsecs e em anos-luz e a luminosidade em sóis. O segundo painel compara duas magnitudes quaisquer.

Magnitude aparente e magnitude absoluta

A escala de magnitudes ordena o brilho ao contrário: quanto mais brilhante o objeto, menor o número, e o Sol vale −26,74. Magnitude aparente m é o quão brilhante um objeto parece de onde você está. Magnitude absoluta M é o quão brilhante ele pareceria a uma distância fixa de 10 parsecs (32,6 anos-luz), o que retira a distância da comparação e mede a luminosidade intrínseca. Como a luz diminui com o quadrado da distância e cinco magnitudes correspondem exatamente a um fator de 100 no brilho, as duas se relacionam pelo módulo de distância:

m − M = 5 log₁₀(d ÷ 10 pc) = 5 log₁₀ d − 5

m − M = 5 log₁₀ d − 5 + A

d = 10^((m − M + 5) ÷ 5) parsecs

A exatos 10 pc, m = M. Dez vezes mais longe, 100 pc, torna o objeto 5 magnitudes mais fraco, e um módulo de 25 o coloca a um megaparsec. As distâncias aqui estão em parsecs, então 1 UA equivale a 4,8481 × 10⁻⁶ pc.

Exemplos práticos

As magnitudes aparentes V são valores do SIMBAD, e as distâncias vêm da paralaxe, exceto a de 1 UA do Sol e os 0,78 Mpc arredondados de Andrômeda. Sírius é a estrela mais brilhante do céu noturno, mas, com M = 1,43, ela é cerca de 22 vezes mais luminosa que o Sol na luz V. Próxima Centauri, com M = 15,56, tem menos de uma dez-milésima parte da luminosidade visual do Sol, então, embora seja a estrela mais próxima, é invisível sem telescópio. A Galáxia de Andrômeda, com M = −21,02, brilha como cerca de vinte bilhões de sóis.

Da magnitude à luminosidade

A luminosidade em unidades solares sai da comparação entre magnitudes absolutas: L ÷ L☉ = 10^(0,4 × (M☉ − M)). O resultado só é significativo quando as duas magnitudes estão na mesma banda. A calculadora oferece a magnitude bolométrica nominal do Sol, 4,74, definida pela UAI em 2015 para a emissão total, e a sua magnitude na banda V, 4,81, de Willmer (2018). Aplicando a magnitude V de Sírius, 1,43, na comparação V, obtém-se 22,4 sóis; na bolométrica, 21,0. Nenhum dos dois é a verdadeira luminosidade bolométrica dela, porque as estrelas irradiam fora da faixa visível, e isso exige uma correção bolométrica.

Comparando magnitudes

Uma diferença de Δm magnitudes corresponde a uma razão de brilho de 10^(0,4 Δm). Uma magnitude equivale a 2,512, cinco a exatamente 100, dez a 10.000. Sírius, com −1,46, supera Vega, com 0,03, por um fator de 3,9446, e o Sol é cerca de 400.000 vezes mais brilhante que a Lua cheia, cuja magnitude é −12,74. O segundo painel faz essa conta para qualquer par.

Limites

• Banda única. As magnitudes aparente e absoluta devem estar no mesmo filtro, geralmente V.
• Extinção. A poeira deixa os objetos distantes mais fracos e mais avermelhados. Sem A, a distância calculada fica grande demais.
• Estrelas variáveis. Uma estrela pulsante ou eclipsante não tem uma única magnitude; use um valor médio.
• Distâncias cosmológicas. Para galáxias com desvio para o vermelho acima de cerca de 0,1, aplica-se a distância de luminosidade, não o módulo simples.

Perguntas frequentes

O que é magnitude absoluta?

É a magnitude aparente que um objeto teria se estivesse exatamente a 10 parsecs (32,6 anos-luz) do observador. Como a distância é removida, a magnitude absoluta mede quão luminoso o objeto realmente é. A do Sol é cerca de 4,8, o que faria dele uma estrela fraca, mas visível, a 10 parsecs.

Como converter magnitude aparente em magnitude absoluta?

Use M = m − 5 log₁₀(d) + 5, com d em parsecs. Para Sírius, com m = −1,46 e d = 2,6371 pc, M = −1,46 − 2,106 + 5 = 1,43. Acrescente a extinção A à parte que é subtraída quando a poeira interestelar enfraquece a luz.

Como encontrar a distância de uma estrela a partir das magnitudes?

Isole o módulo de distância: d = 10^((m − M + 5) ÷ 5) parsecs. Uma estrela com m = 15 e M = 5 tem módulo 10 e está a 1000 pc. Este é o método das velas padrão usado com variáveis Cefeidas e supernovas.

Por que estrelas mais brilhantes têm magnitudes menores?

A escala vem da classificação grega antiga das estrelas, da primeira magnitude, as mais brilhantes, à sexta, as mais fracas. Em 1856, Norman Pogson a fixou de modo que cinco magnitudes equivalem a um fator de 100 no brilho; por isso os números ainda andam ao contrário e os objetos mais brilhantes têm valores negativos.

O que é o módulo de distância?

É a diferença m − M entre magnitude aparente e absoluta, que depende apenas da distância (e da extinção). Um módulo de 0 significa 10 pc, 5 significa 100 pc, 10 significa 1 kpc e 25 significa 1 Mpc. Astrônomos costumam citar a distância de uma galáxia ou de um aglomerado estelar pelo seu módulo.

Quantas vezes mais brilhante é a magnitude 1 que a magnitude 6?

Exatamente 100 vezes, porque cinco magnitudes são definidas como um fator de 100. Cada passo de uma magnitude corresponde a um fator de 100^(1/5) = 2,512, então a razão para qualquer diferença Δm é 2,512^Δm.